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Featured articles - 23JP HOME SITE English - Click here French - Click here Spanish - Click here German - click here Italian - Click here Portuguese - Click here 現在のページコンテンツの追加情報 天文学の歴史 これは、現代の天文学の基礎に到達するのに役立つ要因の1つであり、理論的物理学データを実際の観測に適用することで現在私たちが理解しているその結果に到達しました。1915年にアルバートアインシュタインが相対性理論の一般理論を策定しました。しかし、アインシュタインは1916年に方程式を解いて、宇宙は固定されておらず、拡大または縮小していることを発見しました。アインシュタインは、宇宙が固定されているという信念を踏まえて、宇宙定数の方程式に追加し、1922年に科学者のアレクサンダーフリードマンが方程式の解を提示しました。フィールドのアインシュタイン。フリードマンルーメトリックロバートソンウォーカーメトリックとして知られている、膨張または収縮の対象となる宇宙について説明しています。 1910年、フェストスリーパー（および後にカールウィルヘルムウィルツ）は楕円銀河のスペクトルにおける赤方偏移の現象を説明しようとしましたが、これは後で地球から離れると解釈されますが、そのときの銀河の距離を決定することは困難でした。それらの方法の1つは、天体の物理的なサイズをその角度のサイズと比較することでしたが、物理的なサイズは実際のサイズになると想定されています。別の方法は、天体星雲の明るさを測定し、距離の2乗の逆法則に従って星雲の距離を計算できる固有の明るさを仮定することに基づいていました。これらの方法を適用することの難しさを考えると、星雲が実際に天の川の外にあったことを知ることは不可能でした。 1927年、ベルギーの司祭兼天文学者であるジョージルターは、フリードマン-ルンマー-ロバートソン-ウォーカーの方程式に基づいて、楕円星雲の円運動に基づいて、宇宙が「爆発」で始まり、ビッグバンと呼ばれたことを提案しました。 その後、1929年にエドウィンハッブルは楕円星雲で望遠鏡を使って観測を

便利な本とプログラム-すべての分野に特化したアプリケーション-3 便利な本とプログラム-すべての分野に特化したアプリケーション-3 Featured articles - 23JP HOME SITE 現在のページコンテンツの追加情報 宇宙エネルギー 水素やヘリウムなどのより軽い化学元素は、ビッグバンの間に核合成のプロセスを通じて作成されました。一連の恒星核合成反応では、小さい原子核が大きい原子核と結合し、最終的に鉄やニッケルなどの最も高い核結合エネルギーを持つ安定した鉄族元素が形成されます。正味のプロセスはその後のエネルギー放出をもたらし、これはビッグバンの後に起こりました。 これらの核粒子の相互作用は、変光星からのエネルギーの突然の放出につながる可能性があります。物質の重力の崩壊とブラックホールへのその変換は、銀河の核領域とクエーサーと銀河の形成で一般的に見られるよりエネルギーの高いプロセスもサポートします。 宇宙学者は、従来のエネルギー形式を使用して、加速する宇宙の膨張に関連するものなど、すべての宇宙現象を完全に説明することはできません。その代わりに、宇宙学者はすべての空間に浸透する暗黒エネルギーと呼ばれる新しい形のエネルギーを提案しています 仮説の1つは、暗黒エネルギーは真空エネルギーであり、不確実性の原理により存在する仮想粒子に関連する空の空間の構成要素であるというものです。重力理論が最も広く受け入れられているにもかかわらず、一般相対論を使用して宇宙の全エネルギーを定義する明確な方法はありません。したがって、宇宙の全エネルギーが膨張しているかどうかを確認することは議論の余地があります。たとえば、銀河間空間を移動するすべての光子は、赤方偏移の影響によりエネルギーを失います。このエネルギーは他のシステムに明確に転送されないため、永久に失われているように見えます。一方、一部の宇宙論者は、エネルギーは何らかの形で保存されていると主張しています。これは省エネの原則によるものです 宇宙の熱力学は、放射線と呼ばれる相対論的粒子や物質と呼ばれる非相対論的粒子など、宇宙を支配するあらゆる形態のエネルギーを探索できる幅広い研究分野です。相対論的粒子とは、残りの質量が運動エネルギーと比較してゼロまたは無視できる粒子であり、したがって、光速また

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