Täna räägime ühest moekast Itaalia fenomenist, nimelt harjumusest minna välja aperitiivi jooma. Arvatakse, et "aperitiivid" on ühiskonna stiilseim, seltskondlikum ja rahalisem kiht.
See on ka salajane viis väga odavaks õhtusöögiks ...
Kuid räägime kõigest järjekorras: kõigepealt mõelgem välja, mis on aperitiiv üldiselt ja seejärel - mis see Itaalias konkreetselt on. Alustame? 🙂
VAU! SEE ON APERTIIV!
Esiteks soovitan vaadata pilte. Kui olete artiklit selle kohta juba lugenud, siis nüüd - ärge kukkuge toolilt - saate aru, millal nad Itaalias tegelikult söövad. 🙂 Selliseid fotosid võiks Itaalia Google’ist alla laadida ja üles laadida, neid on sadu, võib-olla tuhandeid.
Lühidalt öeldes on aperitiiv komme tarbida enne sööki midagi madala alkoholisisaldusega, mis stimuleerib maomahla eritumist. Aperitiivi "pidulikumaks" muutmiseks paluvad paljud Itaalia baarid joogi eest tasuda ning suupisteid pakutakse tasuta. Ajalooliselt on sõna "aperitiiv" lahutamatult seotud mõistega "happy hour" või "happy hour" ja siin on põhjus. See ingliskeelne väljend viitab perioodile, mil baarid ja muud asutused pakuvad allahindlusi alkohoolsetele jookidele ja kergetele suupistetele. See müügiedendustava sai alguse anglosaksi riikidest, et meelitada kliente pärast töölt lahkumist pubidesse: neile pakuti pärastlõunal üks-kaks tundi, tavaliselt kella viiest seitsmeni õhtul, soodushinnaga jooke.
Kuid "õnnelikud tunnid" langesid ajakirjanduse tugeva kriitika alla, kuna üldiselt julgustasid nad Briti noori rohkem jooma. Alumine rida: 2005. aasta mais Briti Õlle- ja Pubide Assotsiatsioon ( Briti õlle- ja pubiliit), mis koondab 32 000 joogiasutust üle Ühendkuningriigi, teatas, et kõik selle liikmed loobuvad sellistest reklaamidest. Itaalias võivad õnnelikud tunnid alata kell viis õhtul ja kesta mõnikord kuni 20-21 tundi. Ööklubides harjutatakse esimestel tundidel allahindlusi toidule ja joogile.
KUIDAS ITAALIAS APERTIIV TILUS
"Enne sööki klaasi vahele jätmise" traditsioon pärineb 1800. aastate lõpust tänu kohvikutes vaba aja veetmise moele, mis oli eelkõige populaarne jõuderahva seas sellistes linnades nagu Torino, Genova, Firenze, Veneetsia, Rooma, Napoli. ja Milanos. Itaalia aperitiiv sündis Torinos tänu Antonio Benedetto Carpanole, kes leiutas 1786. aastal vermuti (see on valge vein, mis on infundeeritud rohkem kui kolmekümne ürdi ja vürtsiga). Sellest ajast alates hakati vermutit tarbima kogu Euroopas ja nad teavad seda peamiselt tänu kahele Itaalia kaubamärgile: Cinzano ja Martini. Neid tarbitakse nii lahjendamata kujul kui ka kokteilide nagu Negroni või Manhattani alusena.
Huvitaval kombel sai kuningliku maja ametlikuks aperitiiviks vermut nimega Gancia (meenutagem, kuni 1946. aastani valitses Itaalias Savoia dünastia). Seda jooki kasutati ka riigi ühendamise ametlikuks propagandaks - nii ilmus Gancia kaubamärgi aperitiiv "Garibaldi".
Üldiselt olid esimesed aperitiivi leiutajad juba vanad roomlased – neile meeldis kurku niisutada joogiga nn. mulsum veinist ja meest.
APERTIIV TÄNA
Ja ometi on Itaalias sõpradega aperitiiviga väljas käimine ennekõike moekas harjumus. See on põhjus avalikkuse ette ilmumiseks, sõpradega vestlemiseks, uue käekotti või kingade demonstreerimiseks, poiss-sõbra/tüdruksõbraga kohtumiseks, 
lihtsalt surnuks aega pärast tööd, kooli või lõputu fitness shopping kosmeetik. Siis, olles juba tüdinenud, võite minna teise restorani - õhtust sööma ja sealt ööklubisse kolida. Või võite seltskonnaga hüvasti jätta ja koju minna. Aperitiivil käiakse nii kärus olevate lastega kui ka abielupaaridega. Kuid siiski sagedamini on see meelelahutus koormamata peredele, kellel on raha ja vaba aega.
Üheksakümnendate lõpus ilmusid moekad baarid igasse, isegi Itaalia väikseimasse linna, kuhu tuldi aperitiivi nautima – neid eristas šikk miljöö, rikkalik suupistete komplekt, mõnes võeti kasutusele isegi näokontroll. See oli aperitiivimoe kõrgaeg, millest sai rikaste harjumus. Täna vaatavad nad aperitiivi 
juba teise nurga alt: kui kokteiliga kaasas olevad võileivad hästi ära sööd, võid õhtusöögi vahele jätta. Klaas märjukest maksab neli kuni kaheksa eurot. Eelroa võib tuua otse oma lauale või on toidud baari sissepääsu juures letile pandud ja külastajad võtavad mida iganes meeldib – sel juhul saab aperitiivi nautida nii seistes kui ka laua taga istudes. Itaalias on tänapäeval populaarseimad aperitiivid kokteil nimega Spritz, õlu, vein – valge või punane, tavaline või vahuvein.
Tihti on näha, kuidas erinevad asutused töötavad samal tänaval üksteise vastas ja igaüks võtab vastu oma publiku. Ühes on noored õlle ja võileibadega, teises 50-aastased, kes maitsvad kümneaastast veini. Juhtub, et pärast läbikäimist korraldavad aperitiivid kähmluse, siis kutsutakse politsei - need on alkoholitarbimise kulud. Veel üks aperitiivi mitte armastajate argument kõlab nii: "Sööte enne õhtusööki tasuta krõpse pähklitega, siis normaalne toit ei sobi." Ja toitumisspetsialistid ütlevad: enne sööki joodud väike kogus alkoholi ergutab tõesti maomahla tootmist ja tõstab söögiisu. Kui veiniga liialdada, siis toiduga seeditavate kalorite hulk kahekordistub.
SÜSTLA RETSEPT
Ja ometi on vahel väga meeldiv võtta rinnale klaas lahjat alkohoolset jooki. Näiteks pärast seda, kui olete saidile artikli kirjutanud ja loojuvat päikest vaadanud. 🙂
Räägin teile, kuidas valmib minu lemmikkokteil, mida nüüd juuakse mitte ainult Itaalias, vaid ka Salzburgis, Viinis, Münchenis – seal on mood juba levinud. Retsepti andis linna baarmen, kui olin seal praktikal ja uurisin põhjalikult Friuli Venezia Giulia piirkonda.
Niisiis, võtame valge veini, parem itaalia "TOKAI" ja lahjendame seda kergelt gaseeritud veega vahekorras 50x50. Valage sisse veidi vermutit "APEROL" (see on oranž ja annab joogile rõõmsa, muretu varjundi). Klaasi küljele paneme viilu apelsini. Jääd võib lisada. Valmis!
Loodan, et see meeldib teile. Nagu ütleb üks mu sõber: "Selle joogiga ei joo end purju, minu ja maa vahele tekib õhkpadi..."
Kunagi peeti planeeti tasaseks ja see tundus täiesti ilmselge faktina. Täna vaatleme ka Universumi "kuju" tervikuna.
WMAP-sond vaatab kosmosesse
Universumi puhul viitab "tasand" näiliselt ilmsele tõsiasjale, et valgus ja kiirgus levivad selles rangelt sirgjooneliselt. Muidugi teeb mateeria ja energia olemasolu omad korrektiivid, tekitades moonutusi aegruumi kontiinumis. Siiski ei ristu lamedas universumis kunagi rangelt paralleelsed valguskiired, mis on täielikult kooskõlas planimeetrilise aksioomiga.
Kui universum on kõverdatud mööda positiivset kõverat (nagu tohutu kera), peaksid selle paralleelsed jooned lõpuks kokku saama. Vastupidisel juhul – kui Universum meenutab hiiglaslikku “sadulat” – hakkavad paralleelsed jooned järk-järgult lahknema.
Universumi tasapinna küsimust uuris eelkõige kosmosetest WMAP, mille peamistest saavutustest kirjutasime artiklis "Missioon: pooleli". Olles selle abiga kogunud andmeid aine ja tumeenergia jaotuse kohta noores universumis, analüüsisid teadlased neid ja jõudsid peaaegu üksmeelsele järeldusele, et see on endiselt lame. Märkus – peaaegu üksmeelne. Näiteks vaidlustas selle vaate asjadest hiljuti Joseph Silki juhitud Oxfordi füüsikute rühm, kes näitas, et WMAP-i tulemusi võidi valesti tõlgendada.
Kui astronoomid ja füüsikud ütlevad, et universum on tasane, ei tähenda nad, et universum on tasane, nagu leht. Räägime kolmemõõtmelise tasasuse omadusest - eukleidilisest (mittekõverast) geomeetriast kolmemõõtmelisena. Astronoomias on eukleidiline maailm ümbritseva ruumi mugav võrdlev mudel. Aine on sellises maailmas jaotunud ühtlaselt, see tähendab, et ruumalaühik sisaldab sama palju ainet, ja isotroopne, see tähendab, et aine jaotus on kõigis suundades ühesugune. Lisaks ei arene seal aine (näiteks raadioallikad ei sütti ja supernoovad ei vilgu) ning ruumi kirjeldab kõige lihtsam geomeetria. Seda on väga mugav kirjeldada, aga mitte elada, sest seal ei toimu evolutsiooni.
On selge, et selline mudel ei vasta vaatlusfaktidele. Meid ümbritsev aine on jaotunud ebaühtlaselt ja anisotroopselt (kusagil on tähed ja galaktikad, aga kuskil mitte), aineparved arenevad (muutuvad ajas) ning ruum, nagu me teame eksperimentaalselt kinnitatud relatiivsusteooriast, on kõver.
Mis on kõverus 3D-ruumis? Eukleidilises maailmas on iga kolmnurga nurkade summa 180 kraadi – igas suunas ja mis tahes mahus. Mitteeukleidilises geomeetrias - kõveras ruumis - sõltub kolmnurga nurkade summa kõverusest. Kaks klassikalist näidet on kolmnurk sfääril, kus kumerus on positiivne, ja kolmnurk sadula pinnal, kus kumerus on negatiivne. Esimesel juhul on kolmnurga nurkade summa suurem kui 180 kraadi ja teisel juhul väiksem. Kui me tavaliselt räägime kerast või sadulast, siis mõtleme kumeratele kahemõõtmelistele pindadele, mis ümbritsevad kolmemõõtmelisi kehasid. Kui me räägime Universumist, siis peame mõistma, et liigume edasi ideede juurde kolmemõõtmelise kõvera ruumi kohta – näiteks ei räägi me enam kahemõõtmelisest sfäärilisest pinnast, vaid kolmemõõtmelisest hüpersfäärist.
Miks siis on universum kolmemõõtmelises mõttes lame, kui kosmost ei kaardu mitte ainult galaktikate parved, meie galaktika ja Päike, vaid isegi Maa? Kosmoloogias vaadeldakse universumit kui tervikobjekti. Ja tervikuna on sellel teatud omadused. Näiteks alustades mõnest väga suurest lineaarsest skaalast (siin võib arvestada 60 megaparseki [~ 180 miljonit valgusaastat] ja 150 Mpc) jaotub aine Universumis ühtlaselt ja isotroopselt. Väiksemas skaalas vaadeldakse galaktikate parvesid ja superparvesid ning nende vahelisi tühimikke, st homogeensus katkeb.
Kuidas saab mõõta universumi kui terviku tasasust, kui meie teleskoopide tundlikkus piirab teavet aine jaotuse kohta klastrites? On vaja jälgida teisi objekte erinevas vahemikus. Parim, mis loodus on meile andnud, on kosmiline mikrolaine taust ehk mis eraldunud ainest 380 tuhat aastat pärast Suurt Pauku, sisaldab teavet selle aine leviku kohta sõna otseses mõttes Universumi eksisteerimise esimestest hetkedest alates.
Universumi kõverus on seotud kriitilise tihedusega, mis on võrdne 3H 2 / 8πG (kus H on Hubble'i konstant, G on gravitatsioonikonstant), mis määrab selle kuju. Parameetri väärtus on väga väike - umbes 9,3 × 10 -27 kg / m 3 ehk 5,5 vesinikuaatomit kuupmeetri kohta. See parameeter eristab Friedmanni võrranditel põhinevaid lihtsamaid kosmoloogilisi mudeleid, mis kirjeldavad: kui tihedus on kriitilisest suurem, siis on ruum positiivse kõverusega ja Universumi paisumine tulevikus asendub kokkutõmbumisega; kui see on kriitilisest madalam, siis on ruumi negatiivne kõverus ja paisumine on igavene; kui kriitiline tihedus on võrdne, on paisumine igavene ka kaugemas tulevikus eukleidilisele maailmale üleminekuga.
Universumi tihedust kirjeldavad kosmoloogilised parameetrid (ja peamised neist on tumeenergia tihedus, tumeaine tihedus ja barüoonse [nähtava] aine tihedus) väljendatakse suhtena kriitilisse tihedusse. Kosmilise mikrolaine taustkiirguse mõõtmiste järgi on tumeenergia suhteline tihedus Ω Λ = 0,6879 ± 0,0087 ja kogu aine suhteline tihedus (ehk tumeda ja nähtava aine tiheduse summa) on Ω m = 0,3121 ± 0,0087.
Kui liita kokku kõik Universumi energeetilised komponendid (tumeenergia tihedus, kogu mateeria, aga ka meie ajastul vähemolulised, kiirguse ja neutriinode tihedus jm), siis saame kogu energia tiheduse, mis väljendatakse suhtena universumi kriitilisse tihedusse ja tähistatakse Ω 0. Kui see suhteline tihedus on 1, siis on Universumi kõverus 0. Ω 0 kõrvalekalle ühtsusest kirjeldab Universumi energiatihedust Ω K, mis on seotud kumerusega. Mõõtes reliktse taustkiirguse jaotumise ebahomogeensuse (kõikumiste) taset, määratakse kõik tiheduse parameetrid, nende koguväärtus ja sellest tulenevalt ka Universumi kõveruse parameeter.
Vaatluste tulemuste põhjal, võttes arvesse ainult CMB andmeid (temperatuur, polarisatsioon ja lääts), tehti kindlaks, et kõveruse parameeter on väikeste vigade piires väga nullilähedane: Ω K = -0,004 ± 0,015, - ja võttes arvesse võtta arvesse galaktikaparvede jaotuse ja paisumiskiiruse mõõtmise andmeid vastavalt Ia tüüpi supernoova parameetri Ω K = 0,0008 ± 0,0040 andmetele. See tähendab, et universum on suure täpsusega tasane.
Miks see oluline on? Universumi lamedus on inflatsioonimudeliga kirjeldatud väga kiire ajastu üks peamisi näitajaid. Näiteks sünnihetkel võis Universum olla väga suure kumerusega, samas kui praegu on KMB andmetel teada, et see on lame. Inflatsiooniline paisumine muudab selle tasaseks kogu vaadeldavas ruumis (see tähendab muidugi suuri mastaape, millel tähtede ja galaktikate poolt ruumikõverus ei ole oluline) samamoodi nagu ringi raadiuse suurenemine ajab viimast sirgeks ja koos lõpmatu raadiusega näeb ring välja nagu sirgjoon.
Elu ökoloogia. Teadus ja avastus: inimesed on tuhandeid aastaid vaielnud, miks universum eksisteerib. Peaaegu igas iidses kultuuris tulid inimesed välja oma ...
Mõned füüsikud usuvad, et suudavad selgitada, kuidas meie universum tekkis. Kui need osutuvad õigeks, võib meie ruum tekkida eimillestki.
Inimesed on tuhandeid aastaid vaielnud selle üle, miks universum eksisteerib. Peaaegu igas muistses kultuuris tulid inimesed välja oma maailma loomise teooriaga – enamik neist sisaldas jumalikku plaani – ja filosoofid on sellest palju köiteid kirjutanud. Kuid teadus ei saa universumi loomisest nii palju rääkida.
Viimasel ajal on aga mõned füüsikud ja kosmoloogid hakanud seda teemat arutama. Nad märgivad, et nüüd teame üsna hästi universumi ajalugu ja füüsikaseadusi, mis selgitavad selle toimimist. Teadlased usuvad, et see teave võimaldab meil mõista, kuidas ja miks kosmos eksisteerib.
Nende arvates tekkis universum Suurest Paugust kuni meie tänapäeval eksisteeriva mitmetähelise kosmoseni välja eimillestki. Teadlaste sõnul pidi see juhtuma, sest "miski" pole tegelikult sisemiselt ebastabiilne.
See idee võib tunduda veider või lausa vapustav. Kuid füüsikud väidavad, et see pärineb kahest kõige võimsamast ja edukamast teooriast: kvantfüüsikast ja üldrelatiivsusteooriast.
Niisiis, kuidas saab kõik tekkida mitte millestki?
Osakesed tühjast ruumist
Esiteks peame pöörduma kvantfüüsika valdkonda. See on füüsika valdkond, mis uurib väga väikeseid osakesi: aatomeid ja isegi väiksemaid objekte. Kvantfüüsika on tohutult edukas teooria ja sellest on saanud enamiku moodsate elektrooniliste vidinate tekkimise alus.
Kvantfüüsika ütleb meile, et tühja ruumi pole üldse olemas. Isegi kõige ideaalsem vaakum on täidetud õõtsuva osakeste ja antiosakeste pilvega, mis tekivad eimillestki ja muutuvad siis eimillekski. Need niinimetatud "virtuaalsed osakesed" eksisteerivad lühikest aega ja seetõttu me neid ei näe. Kuid me teame, et need on tingitud nende põhjustatud mõjudest.
Ruumi ja aja juurde ruumi ja aja puudumisest
Liigume nüüd oma pilgu väikseimatelt objektidelt, nagu aatomid, väga suurtele asjadele, nagu galaktikad. Meie parim teooria selliste suurte asjade selgitamiseks on üldrelatiivsusteooria, Albert Einsteini peamine saavutus. See teooria selgitab, kuidas ruum, aeg ja gravitatsioon on omavahel seotud.
Üldrelatiivsusteooria erineb oluliselt kvantfüüsikast ja siiani pole keegi suutnud neid ühte puslesse panna. Mõnedel teoreetikutel on aga õnnestunud hoolikalt valitud sarnasusi kasutades need kaks teooriat konkreetsetes probleemides üksteisele lähemale tuua. Näiteks kasutas seda lähenemist Stephen Hawking Cambridge'i ülikoolis, kui ta kirjeldas musti auke.
Füüsikud on avastanud, et kui kvantteooriat rakendada ruumile väikeses mastaabis, muutub ruum ebastabiilseks. Ruum ja aeg, selle asemel, et jääda sujuvaks ja pidevaks, hakkavad loksuma ja vahutama, võttes lõhkevate mullide kujul.
Teisisõnu, väikesed aja ja ruumi mullid võivad tekkida spontaanselt. "Kvantmaailmas on aeg ja ruum ebastabiilsed," ütleb astrofüüsik Lawrence Maxwell Krauss Arizona osariigi ülikoolist. "Nii et saate virtuaalset aegruumi kujundada samamoodi nagu virtuaalseid osakesi."
Pealegi, kui need mullid võivad tekkida, võite olla kindel, et need tekivad. "Kui kvantfüüsikas ei ole midagi keelatud, juhtub see teatud tõenäosusega," ütleb Alexander Vilenkin Massachusettsi Tuftsi ülikoolist.
Mullide universum
Niisiis, mitte ainult osakesed ja antiosakesed ei saa tekkida millestki ega muutuda eimillekski: sama võivad teha ka aegruumi mullid. Lõpmatult väikese aegruumi mulli ja enam kui 100 miljardist galaktikast koosneva tohutu universumi vahel on aga suur lõhe. Tõepoolest, miks ei kao äsja tekkinud mull silmapilguga?
Ja selgub, et on olemas viis, kuidas mull ellu jääda. Selleks on vaja veel üht nippi, mida nimetatakse kosmiliseks inflatsiooniks.
Enamik kaasaegseid füüsikuid usub, et universum sai alguse Suurest Paugust. Algul oli kogu kosmose aine ja energia kokku surutud uskumatult väikeseks punktiks, mis seejärel hakkas kiiresti paisuma. Teadlased said teada, et meie universum laieneb XX sajandil. Nad nägid, et kõik galaktikad lendavad lahku, mis tähendab, et ühel ajal asusid nad üksteise lähedal.
Universumi inflatsioonimudeli järgi paisus universum vahetult pärast Suurt Pauku palju kiiremini kui praegu. See veider teooria tekkis 1980. aastatel tänu Alan Guthile MIT-st ja seda täiustas nõukogude füüsik Andrei Linde, kes töötab praegu Stanfordi ülikoolis.
Universumi inflatsioonimudeli idee seisneb selles, et vahetult pärast Suurt Pauku laienes väike kosmosemull kolossaalse kiirusega. Uskumatult lühikese ajaga saavutas see aatomituumast väiksemast punktist liivatera mahu. Kui paisumine lõpuks aeglustus, muutus selle põhjustanud jõud aineks ja energiaks, mis tänapäeval universumit läbistab.
Vaatamata näilisele kummalisusele sobib universumi inflatsioonimudel faktidega hästi kokku. Eelkõige selgitab see, miks CMB - Suure Paugu kosmiline mikrolaine taustkiirgus - on taevas ühtlaselt jaotunud. Kui universum ei paisuks nii kiiresti, oleks kiirgus suure tõenäosusega jaotunud kaootilisemalt kui praegu.
Universum on tasane ja miks see fakt on oluline?
Inflatsioon aitab ka kosmoloogidel määrata meie universumi geomeetriat. Selgus, et geomeetria tundmine on vajalik selleks, et mõista, kuidas kosmos võib tekkida mitte millestki.
Albert Einsteini üldine relatiivsusteooria ütleb, et aegruum, milles me elame, võib võtta kolme erinevat vormi. See võib olla sama tasane kui laua pind. See võib olla kõver, nagu sfääri pindala, ja seetõttu, kui hakkasite teatud punktist liikuma, pöördute selle juurde kindlasti tagasi. Lõpuks saab seda sadulata väljapoole pöörata. Millises aegruumi vormis me siis elame?
Seda saab seletada järgmiselt. Võib-olla mäletate kooli matemaatikatundidest, et kolmnurga nurgad annavad kokku 180 kraadi. See kehtib ainult siis, kui kolmnurk on tasasel ruumil. Kui joonistada õhupalli pinnale kolmnurk, on kolme nurga summa suurem kui 180 kraadi. Kui joonistada sadulataolisele pinnale kolmnurk, on kolme nurga summa väiksem kui 180 kraadi.
Selleks, et mõista, et meie universum on tasane, peame mõõtma hiiglasliku kolmnurga nurki. Ja siin tulebki mängu universumi inflatsioonimudel. See määrab kuumade ja külmade punktide keskmised suurused kosmilise mikrolaine taustal. Neid laike mõõdeti 2003. aastal ja astronoomid said neid kasutada kolmnurga analoogidena. Selle tulemusena teame, et meie universumis meie vaatlusteks saadaolevad suurimad skaalad on lamedad.
Nii selgus, et lame universum on hädavajalik. Seda seetõttu, et mitte millestki võis tekkida ainult lame universum.
Kõik, mis universumis eksisteerib – tähtedest ja galaktikatest kuni nende tekitatud valguseni – pidi millestki tulema. Me juba teame, et osakesed tekivad kvanttasandil ja seega võime eeldada, et universumis on pisiasju. Kuid kõigi nende tähtede ja planeetide moodustamiseks kulub tohutult palju energiat.
Aga kust universum kogu selle energia sai? Kõlab muidugi imelikult, aga energia ei pidanud kuskilt tulema. Fakt on see, et igal objektil meie universumis on gravitatsioon ja see tõmbab teisi objekte enda poole. Ja see tasakaalustab esimese mateeria loomiseks vajaliku energia.
See näeb välja nagu vana kaal. Kaalu ühele pannile võid panna nii raske eseme, kui sulle meeldib ja kaal on tasakaalus, kui teises otsas on sama massiga objekt. Universumi puhul asub aine ühes otsas ja gravitatsioon "tasakaalustab" seda.
Füüsikud on välja arvutanud, et lamedas universumis on aine energia täpselt võrdne selle aine tekitatava gravitatsioonienergiaga. Kuid see toimib ainult tasase universumi puhul. Kui universum oleks kõver, poleks tasakaalu.
Universum või multiversum?
Nüüd tundub universumi "ettevalmistamine" üsna lihtne. Kvantfüüsika ütleb meile, et "miski" on ebastabiilne ja seetõttu peaks üleminek "milleski" olema praktiliselt vältimatu. Lisaks võib tänu inflatsioonile väikesest aegruumi mullist moodustuda massiivne tihe universum. Nagu Krauss kirjutas: "Füüsikaseadused, nagu me neid tänapäeval mõistame, eeldavad, et meie Universum tekkis eimillestki – ei olnud aega, ruumi, osakesi ega midagi, millest me teadsime."
Aga miks siis universum tekkis ainult üks kord? Kui üks mull on meie universumi suuruseks pumbatud, siis miks ei suuda teised mullid seda teha?
Linde pakub lihtsa, kuid psühhedeelse vastuse. Ta usub, et universumid on tekkinud ja tekivad pidevalt ning see protsess kestab igavesti.
Linde usub, et kui universumi inflatsioon lõpeb, ümbritseb see endiselt ruumi, kus inflatsioon eksisteerib. See põhjustab veelgi rohkemate universumite teket ja nende ümber tekib veelgi rohkem ruumi, milles toimub inflatsioon. Kui inflatsioon on alanud ja see kestab lõputult. Linde nimetas seda igaveseks inflatsiooniks. Meie universum võib olla vaid liivatera lõputul liivarannal.
Teised universumid võivad meie omast väga erineda. Naaberuniversumil võib olla viis ruumimõõdet, meie omal aga ainult kolm – pikkus, laius ja kõrgus. Selles olev gravitatsioonijõud võib olla 10 korda tugevam või 1000 korda nõrgem. Või ei pruugi gravitatsiooni üldse olla. Aine võib koosneda täiesti erinevatest osakestest.
Seega võib eksisteerida mitmesuguseid universumeid, mis meie teadvusesse ei mahu. Linde usub, et igavene inflatsioon pole pelgalt "täiesti tasuta lõunasöök", vaid see on ka ainuke lõunasöök, kus kõik võimalikud road on saadaval. avaldanud
Tõlge: Ekaterina Shutova
Maailmateadus seisab silmitsi mitmete küsimustega, millele ta ilmselt kunagi ei saa täpseid vastuseid. Universumi vanus on üks neist. Kuni aastani, päevani, kuuni, minutini pole ilmselt kunagi võimalik arvutada. kuigi...
Omal ajal tundus, et hinnangulise vanuse ahendamine 12-15 miljardi aastani on suur saavutus.
Ja nüüd teatab NASA uhkusega: Universumi vanus on seatud veaga "ainult" 0,2 miljardit aastat. Ja see vanus on 13,7 miljardit aastat.
Lisaks oli võimalik teada saada, et esimesed tähed hakkasid kujunema oodatust palju varem.
Kuidas see loodi?
Selgub, et üheainsa aparaadi abil, mis ilmub MAP - Microwave Anisotropy Probe (Mikrolaine anisotroopia sond) nime all.
See nimetati hiljuti ümber Wilkinsoni mikrolaine anisotroopia sondiks (WMAP) 2002. aastal surnud Princetoni ülikooli astrofüüsiku David Wilkinsoni auks.
Lahkunud professor David Wilkinson, kelle järgi sai WMAP-sond nime.
See Maast umbes 1,5 miljoni kilomeetri kaugusel asuv sond salvestas terve aasta jooksul kogu taevas kosmilise mikrolaine tausta (CMB) parameetreid.
Kümme aastat tagasi tegi teine sarnane aparaat, Cosmic Microwave Background Explorer (COBE), esmakordselt sfäärilise CMB uuringu.
COBE on avastanud mikrolaine taustal mikroskoopilised temperatuurikõikumised, mis vastavad aine tiheduse muutustele noores universumis.
Märksa keerukamate seadmetega varustatud MAP piilus aasta aega kosmosesügavustesse ja sai eelkäijast 35 korda parema eraldusvõimega pildi.
Kosmiline mikrolaine taust on pärast Suurt Pauku jäänud reliktkiirgus. Suhteliselt öeldes on need footonid, mis on jäänud pärast plahvatuse tagajärjel tekkinud valguskiirgust ja jahtusid miljardite aastate jooksul mikrolaineolekusse. Teisisõnu, see on universumi vanim valgus.
Membrana juba kirjutas, et 2002. aasta sügisel tuvastas lõunapoolusel asuv Degree Angular Scale Interferometer raadioteleskoop, et kosmilise tausta mikrolainekiirgus on polariseeritud.
Tähekaart, mis näitab temperatuurikõikumisi kosmilise mikrolaine taustal.
Polarisatsioon kosmoses on olnud standardse kosmoloogilise teooria üks peamisi ennustusi. Tema sõnul oli noor universum täis footoneid, mis põrkasid pidevalt kokku prootonite ja elektronidega.
Kokkupõrgete tagajärjel valgus polariseerus ja see jäljend jäi püsima ka pärast seda, kui laetud osakesed moodustasid esimesed neutraalsed vesinikuaatomid.
Eeldati, et see avastus aitab täpselt selgitada, kuidas universum sekundi murdosa jooksul paisus ja kuidas tekkisid esimesed tähed, samuti selgitab välja "tavalise" ja "tumeda" ainetüübi ning tumeenergia vahekord.
Tumeaine ja energia hulk universumis mängib võtmerolli kosmose kuju – täpsemalt selle geomeetria – määramisel.
Teadlased lähtuvad eeldusest, et kui aine ja energia tiheduse väärtus Universumis on kriitilisest väärtusest väiksem, siis on kosmos avatud ja nõgus nagu sadul.
Kui aine ja energia tiheduse väärtus langeb kokku kriitilise väärtusega, siis on kosmos tasane, nagu paberileht. Kui tegelik tihedus on suurem kui teoreetiliselt kriitiliseks peetav, peaks kosmos olema suletud ja sfääriline. Sel juhul naaseb valgus alati oma algallika juurde.
Diagramm, mis näitab ainevormide suhet universumis.
Paisumise teooria – omamoodi Suure Paugu teooria tagajärg – ennustab, et aine ja aine tihedus Universumis on võimalikult lähedal kriitilisele, mis tähendab, et universum on lame.
MAP-sondi näidud kinnitasid seda.
Selgus ka teine äärmiselt huvitav asjaolu: selgub, et esimesed tähed hakkasid universumisse ilmuma väga kiiresti – vaid 200 miljonit aastat pärast Suurt Pauku ennast.
2002. aastal viisid teadlased läbi arvutisimulatsiooni kõige iidsemate tähtede tekke kohta, milles metallid ja muud "rasked" elemendid täielikult puudusid. Need tekkisid vanade tähtede plahvatuste tulemusena, mille jääkaine langes teiste tähtede pinnale ja moodustas termotuumasünteesi käigus raskemaid ühendeid.
Laadimine ...