I dag skal vi snakke om et fasjonabelt italiensk fenomen, nemlig vanen med å gå ut "for en aperitiff". Det antas at "aperitifister" er det mest stilige, omgjengelige og økonomiske sjiktet i samfunnet.
Det er også en hemmelig måte å spise en veldig billig middag på...
Men la oss snakke om alt i rekkefølge: først, la oss finne ut hva en aperitiff er generelt, og deretter - hva det er spesifikt i Italia. Skal vi starte? 🙂
WOW! DETTE ER EN APERITIV!
La oss først se på bildene. Hvis du allerede har lest en artikkel om, så nå – ikke fall av stolen – vil du forstå når de faktisk spiser i Italia. 🙂 Jeg kunne laste ned og laste ned slike bilder fra italienske Google, det er hundrevis av dem, kanskje tusenvis.
En aperitiff, kort fortalt, er skikken med å innta noe lavt i alkohol, som stimulerer utskillelsen av magesaft før du spiser. For å gjøre aperitiff mer til et "festlig" fenomen, ber mange barer i Italia deg betale for drinker, og tilby snacks gratis, "på egenhånd". Historisk sett er ordet "aperitiff" uløselig knyttet til konseptet "happy hour", eller "happy hour", og her er hvorfor. Dette engelske uttrykket refererer til en periode hvor barer og andre etablissementer gir rabatter på alkoholholdige drikker og lett snacks for dem. Denne reklamepraksisen oppsto i angelsaksiske land for å tiltrekke kunder til puber etter jobb: de ble tilbudt drinker til rabatterte priser i løpet av en eller to timer på ettermiddagen, vanligvis mellom fem og syv om kvelden.
Men «happy hours» har fått hard kritikk av pressen, da de generelt stimulerte engelsk ungdom til å drikke mer. Utfall: I mai 2005, British Beer and Pub Association ( British Beer and Pub Association, som samler 32 000 drikkesteder over hele Storbritannia, har annonsert at alle medlemmene nekter slike kampanjer. I Italia kan «happy hours» starte klokken fem om kvelden og noen ganger vare til 20-21 timer. På utesteder praktiseres rabatter på mat og drikke de første timene.
HVORDAN APERITIFVEN KOMMER TIL ITALIA
Tradisjonen med å "sippe et glass før du spiser" går tilbake til slutten av 1800-tallet i forbindelse med moten for å tilbringe fritiden på kafeer - dette var først og fremst populært blant ledige publikum i byer som Torino, Genova, Firenze, Venezia, Roma, Napoli og Milano. En italiensk aperitiff ble født i Torino takket være Antonio Benedetto Carpano, som i 1786 oppfant vermouth (dette er hvitvin tilsatt mer enn tretti urter og krydder). Siden den gang har vermouth blitt konsumert i hele Europa, og er først og fremst kjent for sine to italienske merker: Cinzano og Martini. De konsumeres både ufortynnet og som base for cocktailer som Negroni eller Manhattan.
Det er interessant at vermouth kalt Gancia ble den offisielle aperitiff til kongehuset (husk at frem til 1946 regjerte Savoy-dynastiet i Italia). Denne drinken ble også brukt til den offisielle propagandaen for foreningen av landet - slik så Garibaldi-aperitiff fra Gancia-merket ut.
Generelt var de aller første oppfinnerne av aperitiff de gamle romerne - de elsket å fukte halsen med en drink kalt mulsum fra vin og honning.
APERITIF I DAG
Og likevel i Italia er det først og fremst en fasjonabel vane å gå ut med venner for en aperitiff. Dette er en anledning til å vises offentlig, chatte med venner, demonstrere en ny veske eller sko, møte en fyr/jente, 
Ja, bare drep tiden etter jobb, studier eller uendelig fitness-shopping-kosmetiker. Da du allerede er beruset, kan du gå til en annen restaurant - til middag, og derfra flytte til en nattklubb. Og du kan si farvel til selskapet og reise hjem. For en aperitiff gå med barn i barnevogn, og ektepar. Men likevel, oftere er dette underholdning for de som ikke er belastet med en familie, som har penger og fritid.
På slutten av nittitallet, i hver, til og med den minste byen i Italia, dukket det opp trendy barer der de kom for en aperitiff - de ble preget av en elegant atmosfære, et rikt utvalg av snacks, og noen introduserte til og med ansiktskontroll. Det var høyden på aperitiffmoten som var blitt en vane for de velstående. I dag ser de på en aperitiff 
allerede fra en annen vinkel: hvis du spiser godt smørbrødene som følger med cocktailen, kan du hoppe over middagen. Kostnaden for et glass sprit er fire til åtte euro. En forrett kan bringes direkte til bordet ditt, eller rettene vises på disken ved inngangen til baren og besøkende tar det de liker selv - i dette tilfellet kan du nyte en aperitiff stående eller sittende ved bordet. De mest populære aperitiffene i Italia i dag er en cocktail kalt Spritz, øl, vin - hvit eller rød, vanlig eller musserende.
Du kan ofte se hvordan ulike etablissementer opererer i samme gate overfor hverandre, og hver har sitt eget publikum. I den ene unge med øl og smørbrød, i den andre 50-åringer som nyter ti år gammel vin. Det hender at aperitifistene, etter å ha gått over, arrangerer et slagsmål, så ringer de politiet - dette er kostnadene ved å drikke alkohol. Et annet argument til de som ikke liker en aperitiff lyder slik: «Spis gratis chips med nøtter før middag, da passer ikke vanlig mat». Og ernæringseksperter sier: en liten mengde alkohol drukket før et måltid stimulerer virkelig produksjonen av magesaft og øker appetitten. Hvis du går over bord med vin, vil antallet kalorier du må fordøye med mat dobles.
SPRØYTE OPPSKRIFT
Og likevel, noen ganger er det veldig hyggelig å ta et glass lavalkoholdrikk på brystet. For eksempel etter å ha skrevet ferdig en artikkel for nettstedet og sett på solnedgangen. 🙂
Jeg skal fortelle deg hvordan favorittcocktailen min tilberedes, som nå drikkes ikke bare i Italia, men også i Salzburg, Wien, München - moten har allerede spredt seg der. Oppskriften ble gitt av bartenderen i byen da jeg var der på praksisplass og studerte Friuli-Venezia Giulia-regionen grundig.
Så vi tar hvitvin, helst italiensk "TOKAI", og fortynner den med litt kullsyreholdig vann i forholdet 50x50. Hell i litt APEROL vermouth (den er oransje i fargen og vil gi drinken en munter, bekymringsløs nyanse). Vi legger en appelsinskive på siden av glasset. Du kan legge til is. Klar!
Jeg håper du vil nyte. Som en av vennene mine sier: "Du blir ikke full av denne drinken, den skaper en luftpute mellom meg og bakken..."
En gang i tiden ble planeten ansett som flat, og dette så ut til å være et helt åpenbart faktum. I dag ser vi også på "formen" til universet som helhet.
WMAP-sonde ser ut i verdensrommet
Når det gjelder universet, innebærer "flathet" det tilsynelatende åpenbare faktum at lys og stråling forplanter seg i det i en strengt rett linje. Selvfølgelig gjør tilstedeværelsen av materie og energi sine egne justeringer, og skaper forvrengninger i rom-tidskontinuumet. Men likevel, i et flatt univers, krysser strengt parallelle lysstråler seg aldri, i full overensstemmelse med det planimetriske aksiomet.
Hvis universet er buet langs en positiv kurve (som en enorm kule), bør parallelle linjer i det til slutt komme sammen. Ellers - hvis universet ligner en gigantisk "sadel" - vil de parallelle linjene gradvis divergere.
Spørsmålet om universets fly ble studert, spesielt av WMAP-romtesten, hvor hovedprestasjonene vi skrev i artikkelen "Mission: in progress". Etter å ha samlet inn data om fordelingen av materie og mørk energi i det unge universet, analyserte forskere dem og kom til en nesten enstemmig konklusjon om at det fortsatt er flatt. Merk - nesten enstemmig. For eksempel har dette synet på ting nylig blitt utfordret av en gruppe Oxford-fysikere ledet av Joseph Silk, som har vist at WMAP-resultatene godt kan mistolkes.
Når astronomer og fysikere sier at universet er flatt, betyr det ikke at universet er flatt som et blad. Vi snakker om egenskapen til tredimensjonal flathet - euklidisk (ikke-buet) geometri i tre dimensjoner. I euklidisk astronomi er verden en praktisk komparativ modell av det omkringliggende rommet. Stoffet i en slik verden er jevnt fordelt, det vil si at samme mengde materie er inneholdt i en enhetsvolum, og isotropisk, det vil si at fordelingen av materie er den samme i alle retninger. I tillegg utvikler ikke materie seg der (for eksempel antennes ikke radiokilder og supernovaer bryter ikke ut), og rommet er beskrevet av den enkleste geometrien. Dette er en veldig praktisk verden å beskrive, men ikke å leve i, siden det ikke er noen evolusjon der.
Det er klart at en slik modell ikke samsvarer med observasjonsfakta. Materien rundt oss er distribuert inhomogent og anisotropisk (et sted er det stjerner og galakser, men et sted er de ikke), ansamlinger av materie utvikler seg (forandres over tid), og rommet, som vi vet fra den eksperimentelt bekreftede relativitetsteorien, er buet. .
Hva er krumning i 3D-rom? I den euklidiske verden er summen av vinklene til enhver trekant 180 grader - i alle retninger og i hvilket som helst volum. I ikke-euklidisk geometri - i buet rom - vil summen av vinklene til en trekant avhenge av krumningen. To klassiske eksempler er en trekant på en kule hvor krumningen er positiv, og en trekant på en salflate der krumningen er negativ. I det første tilfellet er summen av vinklene til trekanten større enn 180 grader, og i det andre tilfellet er det mindre. Når vi vanligvis snakker om en kule eller en sal, tenker vi på buede todimensjonale overflater som omgir tredimensjonale kropper. Når vi snakker om universet, må vi forstå at vi går over til konseptet om et tredimensjonalt buet rom – for eksempel snakker vi ikke lenger om en todimensjonal sfærisk overflate, men om en tredimensjonal hypersfære.
Så hvorfor er universet flatt i tredimensjonal forstand, hvis rommet ikke bare er buet av klynger av galakser, vår galakse og solen, men til og med av jorden? I kosmologi blir universet sett på som et helt objekt. Og som en hel gjenstand har den visse egenskaper. For eksempel, med utgangspunkt i noen veldig store lineære skalaer (her kan man vurdere både 60 megaparsek [~180 millioner lysår] og 150 Mpc), er materie i universet fordelt jevnt og isotropisk. På mindre skalaer er det klynger og superklynger av galakser og tomrom mellom dem - tomrom, det vil si at ensartetheten brytes.
Hvordan kan man måle flatheten til universet som helhet hvis informasjon om fordeling av materie i klynger begrenses av følsomheten til teleskopene våre? Det er nødvendig å observere andre objekter i et annet område. Det beste naturen har gitt oss er den kosmiske mikrobølgebakgrunnen, eller , som, atskilt fra materie 380 tusen år etter Big Bang, inneholder informasjon om fordelingen av denne materien bokstavelig talt fra de første øyeblikkene av universets eksistens.
Universets krumning er relatert til den kritiske tettheten lik 3H 2 /8πG (hvor H er Hubble-konstanten, G er gravitasjonskonstanten), som bestemmer formen. Parameterverdien er svært liten - ca 9,3×10 -27 kg/m 3 eller 5,5 hydrogenatomer per kubikkmeter. Denne parameteren skiller de enkleste kosmologiske modellene basert på Friedman-ligningene, som beskriver: hvis tettheten er høyere enn den kritiske, så har rommet en positiv krumning og utvidelsen av universet vil bli erstattet av sammentrekning i fremtiden; hvis under kritisk, så har rommet en negativ krumning og utvidelsen vil være evig; hvis den kritiske tettheten er lik, vil ekspansjonen også være evig med en overgang til den euklidiske verden i en fjern fremtid.
De kosmologiske parameterne som beskriver universets tetthet (og de viktigste er tettheten av mørk energi, tettheten av mørk materie og tettheten til baryonisk [synlig] materie) uttrykkes som et forhold til den kritiske tettheten. I følge , oppnådd fra målinger av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen, er den relative tettheten av mørk energi Ω Λ = 0,6879±0,0087, og den relative tettheten til all materie (det vil si summen av tettheten til mørk og synlig materie) er Ω m = 0,3121±0,0087.
Hvis vi summerer opp alle energikomponentene i universet (tettheter av mørk energi, all materie, samt strålingstettheter og nøytrinoer som er mindre betydningsfulle i vår tid), vil vi få tettheten til all energi, som kommer til uttrykk i termer av forholdet til den kritiske tettheten til universet og betegnet med Ω 0 . Hvis denne relative tettheten er lik 1, er universets krumning lik 0. Avviket til Ω 0 fra enhet beskriver energitettheten til universet Ω K assosiert med krumningen. Ved å måle nivået av inhomogeniteter (svingninger) av fordelingen av relikviens bakgrunnsstråling, bestemmes alle tetthetsparametere, deres totale verdi og som en konsekvens krumningsparameteren til universet.
Basert på resultatene av observasjoner, kun tatt i betraktning CMB-data (temperatur, polarisering og linse), ble det bestemt at krumningsparameteren er veldig nær null innenfor små feil: Ω K = -0,004±0,015, og tatt i betraktning data om fordeling av galaksehoper og målinger ekspansjonshastighet i henhold til type Ia supernova dataparameter Ω K = 0,0008±0,0040. Det vil si at universet er flatt med høy nøyaktighet.
Hvorfor er det viktig? Universets flathet er en av hovedindikatorene for den veldig raske epoken beskrevet av inflasjonsmodellen. For eksempel, på tidspunktet for fødselen, kunne universet ha hatt en veldig stor krumning, mens det nå, ifølge CMB-dataene, er kjent at det er flatt. Inflasjonsutvidelse gjør det flatt i alt observerbart rom (det betyr selvfølgelig store skalaer hvor krumningen av rommet ved stjerner og galakser ikke er signifikant) akkurat som en økning i radiusen til en sirkel retter ut sistnevnte, og med en uendelig radius sirkelen ser ut som en rett linje.
Livets økologi. Vitenskap og oppdagelse: Folk har kranglet om hvorfor universet eksisterer i tusenvis av år. I nesten alle eldgamle kulturer kom folk opp med sine egne ...
Noen fysikere tror de kan forklare hvordan universet vårt ble dannet. Hvis de har rett, så kunne vårt kosmos ha blitt til ut av ingenting.
Folk har kranglet om hvorfor universet eksisterer i tusenvis av år. I nesten alle eldgamle kulturer kom folk opp med sin egen teori om verdens skapelse - de fleste av dem inkluderte en guddommelig plan - og filosofer skrev mange bind om den. Men vitenskapen kan fortelle om skapelsen av universet ikke så mye.
Imidlertid har noen fysikere og kosmologer nylig begynt å diskutere dette problemet. De bemerker at nå kjenner vi ganske godt universets historie og fysikkens lover som forklarer hvordan det fungerer. Forskere tror at denne informasjonen vil tillate oss å forstå hvordan og hvorfor kosmos eksisterer.
Etter deres mening oppsto universet, fra Big Bang og slutter med vårt multistjernekosmos, som eksisterer i dag, fra ingenting. Det måtte skje, sier forskere, fordi "ingenting" faktisk er ustabilt.
Denne ideen kan virke rar eller rett og slett fabelaktig. Men fysikere sier at det kommer fra to av de mektigste og mest vellykkede teoriene: kvantefysikk og generell relativitetsteori.
Så hvordan kunne alt komme fra ingenting?
Partikler fra tomt rom
Til å begynne med bør vi vende oss til feltet kvantefysikk. Dette er en gren av fysikken som studerer veldig små partikler: atomer og enda mindre objekter. Kvantefysikk er en svært vellykket teori, og den har blitt grunnlaget for fremveksten av de fleste moderne elektroniske dingser.
Kvantefysikk forteller oss at tomt rom ikke eksisterer i det hele tatt. Selv det mest ideelle vakuumet er fylt med en bølgende sky av partikler og antipartikler som dukker opp fra ingenting og deretter blir til ingenting. Disse såkalte "virtuelle partiklene" eksisterer i kort tid og derfor kan vi ikke se dem. Vi vet imidlertid at de er der på grunn av effektene de forårsaker.
Til rom og tid fra fravær av rom og tid
La oss nå flytte vårt syn fra de minste objektene, som atomer, til veldig store ting, som galakser. Vår beste teori for å forklare så store ting er den generelle relativitetsteorien, Albert Einsteins viktigste prestasjon. Denne teorien forklarer hvordan rom, tid og tyngdekraft henger sammen.
Generell relativitet er veldig forskjellig fra kvantefysikk, og til nå har ingen vært i stand til å sette dem sammen i et enkelt puslespill. Noen teoretikere har imidlertid lykkes ved å bruke nøye utvalgte likheter i å bringe disse to teoriene nærmere hverandre i spesifikke problemer. For eksempel ble denne tilnærmingen brukt av Stephen Hawking ved University of Cambridge da han beskrev sorte hull.
Fysikere har funnet ut at når kvanteteori brukes på rommet i liten skala, blir rommet ustabilt. Rom og tid, i stedet for å forbli jevn og kontinuerlig, begynner å syde og skumme, i form av sprengende bobler.
Med andre ord kan små bobler av tid og rom spontant dannes. "I kvanteverdenen er tid og rom ustabile," sier astrofysiker Lawrence Maxwell Krauss fra Arizona State University. "Så du kan forme virtuell romtid på samme måte som du former virtuelle partikler."
Dessuten, hvis disse boblene kan oppstå, kan du være sikker på at de vil. "I kvantefysikk, hvis noe ikke er forbudt, vil det definitivt skje med en viss grad av sannsynlighet," sier Alexander Vilenkin fra Tufts University i Massachusetts.
universet fra en boble
Så, ikke bare partikler og antipartikler kan oppstå fra ingenting og bli til ingenting: bobler av rom-tid kan gjøre det samme. Imidlertid er det en stor kløft mellom den uendelig lille rom-tidsboblen og det enorme universet, som består av mer enn 100 milliarder galakser. Ja, hvorfor skulle ikke en boble som nettopp har dukket opp forsvinne på et øyeblikk?
Og det viser seg at det er en måte å få boblen til å overleve. Dette krever et annet triks, som kalles kosmisk inflasjon.
De fleste moderne fysikere tror at universet begynte med et Big Bang. Først ble all materie og energi i rommet komprimert til et utrolig lite punkt, som deretter begynte å utvide seg raskt. Det faktum at universet vårt utvider seg, lærte forskere på XX århundre. De så at alle galaksene flyr fra hverandre, noe som betyr at de en gang var plassert nær hverandre.
I følge inflasjonsmodellen til universet, umiddelbart etter Big Bang, utvidet universet seg mye raskere enn det gjør i dag. Denne merkelige teorien dukket opp på 1980-tallet takket være Alan Guth fra Massachusetts Institute of Technology og ble videreutviklet av den sovjetiske fysikeren Andrei Linde, nå ved Stanford University.
Ideen bak inflasjonsmodellen av universet er at rett etter Big Bang utvidet en liten romboble seg i enorm hastighet. På utrolig kort tid, fra et punkt mindre enn kjernen til et atom, nådde han volumet til et sandkorn. Da ekspansjonen til slutt avtok, ble kraften som forårsaket den forvandlet til materien og energien som fyller universet i dag.
Til tross for dens tilsynelatende merkelighet, passer inflasjonsmodellen av universet godt til fakta. Spesielt forklarer det hvorfor CMB - den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen som er igjen fra Big Bang - er jevnt fordelt på himmelen. Hvis universet ikke hadde ekspandert så raskt, ville strålingen sannsynligvis vært mer kaotisk fordelt enn vi ser i dag.
Universet er flatt, og hvorfor dette faktum er viktig
Inflasjon hjelper også kosmologer med å bestemme geometrien til universet vårt. Det viste seg at kunnskap om geometri er nødvendig for å forstå hvordan kosmos kunne oppstå fra ingenting.
Albert Einsteins generelle relativitetsteori sier at rom-tiden vi lever i kan ha tre forskjellige former. Det kan være flatt, som overflaten på et bord. Det kan være buet, som området til en kule, og derfor, hvis du begynner å bevege deg fra et bestemt punkt, vil du definitivt komme tilbake til det. Og til slutt kan den vendes utover, som en sal. Så hvilken form for rom-tid lever vi i?
Dette kan forklares på følgende måte. Du husker kanskje fra mattetimene på skolen at summen av vinklene til en trekant er 180 grader. Dette er bare sant når trekanten er i flatt rom. Hvis du tegner en trekant på overflaten av en ballong, vil summen av de tre vinklene være større enn 180 grader. Hvis du tegner en trekant på en sallignende flate, vil summen av de tre vinklene være mindre enn 180 grader.
For å forstå at universet vårt er flatt, må vi måle vinklene til den gigantiske trekanten. Og dette er tilfellet når inflasjonsmodellen til universet kommer inn i bildet. Den bestemmer gjennomsnittsstørrelsen på kalde og varme flekker i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen. Disse flekkene ble målt i 2003, og det var dem astronomene kunne bruke som analoger til trekanten. Som et resultat vet vi at de største observerbare skalaene i universet vårt er flate.
Dermed viste det seg at et flatt univers er en nødvendighet. Dette er slik fordi bare et flatt univers kan dannes fra ingenting.
Alt som finnes i universet, fra stjerner og galakser til lyset de produserer, må ha kommet fra noe. Vi vet allerede at partikler har sin opprinnelse på kvantenivå, og derfor kan vi forvente at det er noen små ting i universet. Men det krever en enorm mengde energi for å danne alle disse stjernene og planetene.
Men hvor fikk universet all denne energien fra? Det høres selvfølgelig rart ut, men energien trengte ikke å komme fra et sted. Faktum er at hvert objekt i universet vårt har tyngdekraft og tiltrekker seg andre objekter til seg selv. Og dette balanserer energien som kreves for å skape den første materien.
Det er litt som den gamle vekten. Du kan legge en vilkårlig tung gjenstand på den ene siden av skalaen, og skalaen vil være i balanse hvis det er en gjenstand med samme masse i den andre enden. Når det gjelder universet, er materie plassert i den ene enden, og tyngdekraften "balanserer" den.
Fysikere har regnet ut at i et flatt univers er materiens energi nøyaktig lik tyngdekraften som denne materien skaper. Men dette fungerer bare for et flatt univers. Hvis universet var buet, ville det ikke vært noen balanse.
Univers eller multivers?
Nå ser det ut som en ganske enkel sak å "koke" universet. Kvantefysikk forteller oss at "ingenting" er ustabilt, og derfor burde overgangen fra "ingenting" til "noe" være nesten uunngåelig. Videre, takket være inflasjon, kan et massivt, tett univers dannes fra en liten rom-tid-boble. Som Krauss skrev: "Fysikkens lover, slik vi forstår dem i dag, antar at universet vårt ble dannet fra ingenting - det var ingen tid, ingen plass, ingen partikler, ingenting vi visste om."
Men hvorfor dannet universet seg bare én gang? Hvis en boble har blåst opp til størrelsen på universet vårt, hvorfor kan ikke andre bobler gjøre det samme?
Linde tilbyr et enkelt, men psykedelisk svar. Han tror at universene har oppstått og stadig oppstår, og denne prosessen vil fortsette for alltid.
Når inflasjonen av universet tar slutt, mener Linde, fortsetter det å være omgitt av rom der inflasjon eksisterer. Det får enda flere universer til å bli til, og mer plass rundt dem blåses opp. Når inflasjonen startet, og den vil fortsette i det uendelige. Linde kalte det evig inflasjon. Universet vårt er kanskje bare et sandkorn på en endeløs sandstrand.
Andre universer kan være veldig forskjellige fra vårt. Nabouniverset kan ha fem romlige dimensjoner, mens vårt bare har tre - lengde, bredde og høyde. Tyngdekraften i den kan være 10 ganger sterkere eller 1000 ganger svakere. Eller tyngdekraften eksisterer kanskje ikke i det hele tatt. Materie kan bestå av helt andre partikler.
Dermed kan det være en rekke universer som ikke passer inn i vår bevissthet. Linde mener at evig inflasjon ikke bare er en "helt gratis lunsj", men det er også den eneste lunsjen der alle mulige retter er tilgjengelig. publisert
Oversettelse: Ekaterina Shutova
Verdensvitenskapen står overfor en rekke spørsmål, de eksakte svarene som den tilsynelatende aldri vil få. Universets alder er bare en av dem. Opp til et år, en dag, en måned, et minutt, det vil tilsynelatende aldri kunne beregnes. Selv om...
En gang så det ut til at det å begrense den beregnede alderen til 12-15 milliarder år er en stor prestasjon.
Og nå er NASA stolte over å kunngjøre at universets alder har blitt bestemt med en feil på «bare» 0,2 milliarder år. Og denne alderen er lik 13,7 milliarder år.
I tillegg var det mulig å finne ut at de første stjernene begynte å dannes mye tidligere enn forventet.
Hvordan ble den installert?
Det viser seg at ved hjelp av en enkelt enhet, vises under navnet MAP - Microwave Anisotropy Probe (Microwave Anisotropy Probe).
Den ble nylig omdøpt til Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) til ære for astrofysiker David Wilkinson, som døde i 2002, ved Princeton University.
Avdøde professor David Wilkinson, som WMAP-sonden ble oppkalt etter.
Denne sonden, som ligger i en avstand på omtrent 1,5 millioner kilometer fra Jorden, registrerte indikatorer for den kosmiske mikrobølgebakgrunnen (CMB) over hele himmelen i et helt år.
For ti år siden gjorde en annen lignende enhet Cosmic Microwave Background Explorer (COBE) den første sfæriske undersøkelsen av CMF.
COBE har oppdaget mikroskopiske temperatursvingninger i mikrobølgebakgrunnen som tilsvarer endringer i materietettheten i det unge universet.
MAP, utstyrt med mye mer sofistikert utstyr, kikket inn i verdensdypet i et år, og mottok et bilde med en oppløsning 35 ganger bedre enn forgjengeren.
Den kosmiske mikrobølgebakgrunnen er den kosmiske mikrobølgebakgrunnen som er igjen fra Big Bang. Dette er, relativt sett, fotoner som er igjen etter et utbrudd av lysstråling som skjedde som følge av en eksplosjon, og avkjølt over milliarder av år til en mikrobølgetilstand. Det er med andre ord det eldste lyset i universet.
Membrane skrev allerede at høsten 2002 oppdaget Degree Angular Scale Interferometer-radioteleskopet på Sydpolen at den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen er polarisert.
Stjernekart som viser temperatursvingningene til den kosmiske mikrobølgebakgrunnen.
Polarisering i rommet har vært en av nøkkelspådommene til standard kosmologisk teori. Ifølge henne var det unge universet fylt med fotoner som hele tiden kolliderte med protoner og elektroner.
Som et resultat av kollisjonene ble lyset polarisert, og dette avtrykket ble værende selv etter at de ladede partiklene dannet de første nøytrale hydrogenatomene.
Det var forventet at denne oppdagelsen ville bidra til å forklare nøyaktig hvordan universet utvidet seg på en brøkdel av et sekund og hvordan de første stjernene ble dannet, samt klargjøre forholdet mellom "vanlige" og "mørke" typer materie og mørk energi.
Mengden mørk materie og energi i universet spiller en nøkkelrolle i å bestemme formen til kosmos - mer presist, dets geometri.
Forskere går ut fra antagelsen om at hvis verdien av tettheten av materie og energi i universet er mindre enn den kritiske, så er kosmos åpent og konkavt som en sal.
Hvis verdien av tettheten av materie og energi faller sammen med den kritiske, er kosmos flatt, som et papirark. Hvis den sanne tettheten er høyere enn det som anses som kritisk i teorien, må kosmos være lukket og sfærisk. I dette tilfellet vil lyset alltid gå tilbake til den opprinnelige kilden.
Et diagram som viser forholdet mellom materieformer i universet.
Ekspansjonsteorien, en slags konsekvens av Big Bang-teorien, forutsier at tettheten av materie og materie i universet er så nær den kritiske som mulig, noe som betyr at universet er flatt.
MAP-avlesningene bekreftet dette.
Det viste seg også en annen ekstremt interessant omstendighet: det viser seg at de første stjernene begynte å dukke opp i universet veldig raskt - bare 200 millioner år etter selve Big Bang.
I 2002 gjennomførte forskere en datasimulering av dannelsen av de eldste stjernene, der metaller og andre "tunge" elementer var helt fraværende. Disse ble dannet som et resultat av eksplosjoner av gamle stjerner, hvis gjenværende stoff falt på overflaten av andre stjerner og, i ferd med termonukleær fusjon, dannet tyngre forbindelser.
Laster inn...