Прагляд зыходнага тэксту старонкі Сусвет

[[Выява:Universum.jpg|thumb|200px|Сярэднявечнае ўяўленне аб будове Сусвету. Гравюра з кнігі К.Фламарыёна (Flammarion, Holzschnitt, Paris 1888, Kolorit: Heikenwaelder Hugo, Wien 1998)]]
{{Касмалогія}}

'''Сусвет''' — паняцце ў [[Астраномія|астраноміі]] і [[Філасофія|філасофіі]], якое не мае строгага вызначэння. Яно падзяляецца на дзве прынцыпова адрозныя сутнасці: абстрактна (філасофскую) і матэрыяльную, даступную назіранням у цяперашні час або ў агляднай будучыні. Калі аўтар адрознівае гэтыя сутнасці, то паводле традыцый, першую называюць Сусветам, а другую — '''астранамічным Сусветам''', або Метагалактыкай (у апошні час гэты тэрмін практычна выйшаў з ужывання). Сусвет з'яўляецца прадметам даследавання касмалогіі.

У гістарычным плане для абазначэння «ўсей прасторы» выкарыстоўваліся розныя словы, уключаючы эквіваленты і варыянты з розных моў, такія як «нябесная сфера», «космас», «свет». Выкарыстоўваўся таксама тэрмін «макракосмас», хоць ён прызначаны для вызначэння сістэм вялікага маштабу, уключаючы іх падсістэмы і часткі. Аналагічна, слова «мікракосмас» выкарыстоўваецца для абазначэння сістэм малога маштабу.

Любое даследаванне, любое назіранне, няхай гэта будзе назіранне [[фізік]]а за тым, як расколваецца [[ядро атама]], [[дзіця]]ці за [[котка]]й або астранома, які вядзе назірання за далёкай-далёкай галактыкай, — усё гэта назіранне за Сусветам, дакладней, за асобнымі яго часткамі. Гэтыя часткі служаць прадметам вывучэння асобных навук, а Сусвету ў максімальна вялікіх маштабах, і нават Сусветам як адзіным цэлым займаюцца астраномія і касмалогія; пры гэтым пад Сусветам разумеецца або вобласць свету, ахопленая назіраннямі і касмічнымі эксперыментамі, або аб'ект касмалагічнfq экстрапаляцыі — фізічны Сусвет як цэлае<ref name="newPhylosophy">{{citeweb|url=http://iph.ras.ru/elib/0675.html|title=Вселенная//Новая философская энциклопеди|access-date=29 красавіка 2014|archive-date=19 мая 2014|archive-url=https://web.archive.org/web/20140519040915/http://iph.ras.ru/elib/0675.html|url-status=dead}}</ref>.

== Склад Сусвету ==

{| class="wikitable" style="margin: 0 auto;"
|-
|Хімічны склад<ref>[http://www.periodictable.com/Properties/A/UniverseAbundance.html Abundance in the Universe for all the elements in the Periodic Table]</ref>
|Сярэдняя тэмпература [[Рэліктавае выпраменьванне|рэліктавага выпраменьвання]]
|Шчыльнасць матэрыі ў Сусвеце<ref name="WMAP7">{{cite web|author=Jarosik, N., et.al. (WMAP Collaboration)|title=Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results|url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|format=PDF|publisher=nasa.gov|accessdate=December 4, 2010|archiveurl=https://www.webcitation.org/69y3K699i?url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|archivedate=16 жніўня 2012|url-status=live}} (from NASA’s [http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm WMAP Documents] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20101130215212/http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm |date=30 лістапада 2010 }} page)</ref>
|Ураўненне стану<ref name="WMAP7"/>
|-
|[[Вадарод|H]] — 75 %<br />[[Гелій|He]] — 23 %<br />[[Кісларод|O]] — 1 %<br />[[Вуглярод|C]] — 0,5 %
|2,725 [[Кельвін (адзінка вымярэння)|К]]
|10<sup>−29</sup>г/см<sup>3</sup>. З іх:<br />[[Цёмная энергія]] — 74 %<br />[[Цёмная матэрыя]] — 22 %<br />[[Барыён]]нае рэчыва — 4 %
| -1.1±0.4
|}

Прадстаўляючы Сусвет як увесь навакольны свет, мы адразу робім яго унікальным і адзіным. І разам з гэтым пазбаўляем сябе магчымасці апісаць яго ў тэрмінах [[Класічная механіка|класічнай механікі]]: з-за сваёй унікальнасці Сусвет ні з чым не можа ўзаемадзейнічаць, ён — сістэма сістэм, і таму ў яго дачыненні губляюць свой сэнс такія паняцці, як [[маса]], форма, памер. Замест гэтага прыходзіцца звяртацца да мовы [[Тэрмадынаміка|тэрмадынамікі]], ужываючы такія паняцці як [[шчыльнасць]], [[ціск]], [[тэмпература]], хімічны склад.

[[Файл:CMB Timeline300 no WMAP ru.jpg|thumb|center|700px|<div style="text-align: center">Пашырэнне Сусвету</div>]]

Аднак Сусвет мала падобны на звычайны [[газ]]. Ужо на самых буйных маштабах мы сутыкаемся з пашырэннем Сусвету і рэліктавы фонам. Прырода першай з'явы — [[гравітацыйнае ўзаемадзеянне]] ўсіх існуючых аб'ектаў. Іменна яго развіццём вызначаецца будучыня Сусвету.

Другое ж з'ява гэта спадчыну ранніх эпох, калі святло гарачага [[Вялікі выбух|Вялікага выбуху]] практычна перастаў ўзаемадзейнічаць з матэрыяй, аддзяліўся ад яе. Цяпер з-за пашырэння Сусвету з бачнага дыяпазону большасць выпрамененых тады фатонаў перайшлі ў мікрахвалевы радыёдыяпазон.

[[Файл:Иерархия масштабов во Вселенной.png|thumb|center|1100px|<div style="text-align: center">Іерархія маштабаў у Сусвеце</div>]]

Пры пераходзе да маштабаў менш 100 [[Парсек|Мпк]] выяўляецца выразная ячэістая структура. Унутры ячэек пустата — [[войд]]ы. А сценкі ўтвораны са звышскопішчаў галактык. Гэтыя звышскопішчы — верхні ўзровень цэлай іерархіі, затым ідуць скопішчы галактык, потым лакальныя групы галактык, а самы ніжні ўзровень (маштаб 5-200 кпк) — гэта велізарная разнастайнасць самых розных аб'ектаў. Вядома, усе яны — галактыкі, але ўсе яны розныя: гэта і лінзападобныя, няправільныя, эліптычныя, спіральныя, з палярным кольцамі, з актыўнымі ядрамі і г. д.

З іх асобна варта згадаць [[квазар]]ы, якія адрозніваюцца вельмі высокай свяцільнасцю і настолькі малым вуглавым памерам, што на працягу некалькіх гадоў пасля адкрыцця іх не ўдавалася адрозніць ад «кропкавых крыніц» — зорак. Боламетрычная свяцільнасць квазараў можа дасягаць 10<sup>46</sup> — 10<sup>47</sup> эрг/с<ref>{{кніга|загаловак=Физика космоса|частка=Квазары|спасылка частка=http://www.astronet.ru/db/msg/1188379|аўтар=Э. А. Дибай.|адказны=Р. А. Сюняев|выдавецтва=СОВЕТСКАЯ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ|месца=Москва|год=1986}}</ref>.

Пераходзячы да складу галактыкі, мы выяўляем: [[Цёмная матэрыя|цёмную матэрыю]], [[касмічныя прамяні]], [[міжзоркавы газ]], шаравыя скопішчы, рассеяныя скопішчы, падвойныя зоркі, зорныя сістэмы большай кратнасці, звышмасіўная чорныя дзіркі і чорныя дзіркі зорнай масы, і, нарэшце, адзінкавыя зоркі рознага насельніцтва.

Іх індывідуальная эвалюцыя і ўзаемадзеянне адзін з адным спараджае мноства з'яў. Так, мяркуецца, што крыніцай энергіі ў згаданых ужо квазараў служыць акрэцыя міжзоркавага газу на звышмасіўную цэнтральную [[Чорная дзірка|чорную дзірку]].

Асобна варта згадаць і пра [[гама-ўсплёск]] — гэта раптоўныя кароткачасовыя павышэнні інтэнсіўнасці касмічнага [[Гама-выпраменьванне|гама-выпраменьвання]] з энергіяй ў дзесяткі і сотні кэВ<ref name="astronetgrb">{{кніга|загаловак=Физика космоса|частка=Гамма-всплески|спасылка частка=http://www.astronet.ru/db/msg/1191481|аўтар=Е. П. Мазец.|адказны=Р. А. Сюняев|выдавецтва=СОВЕТСКАЯ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ|месца=Москва|год=1986}}</ref>. З адзнак адлегласцей да гама-ўсплёскаў можна зрабіць выснову, што энергія, якая выпраменьваецца імі, ў гама-дыяпазоне дасягае 10<sup>50</sup> эрг. Для параўнання, свяцільнасць усёй галактыкі ў гэтым жа дыяпазоне складае «ўсяго» 10<sup>38</sup> эрг/c. Такія яркія ўспышкі бачныя з самых далёкіх куткоў Сусвету, так, у GRB 090423 [[чырвонае зрушэнне]] z = 8,2 .

Найбольш складаным комплексам, што ўключае ў сябе мноства працэсаў, з'яўляецца эвалюцыя галактыкі<ref>{{cite web
 |author      = John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr.
 |date        = 2005-06-07
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA%26A..42..603K
 |title       = Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies
 |work        = Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 |accessdate  = 2009-07-31
 |doi         = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/60r7gML5H?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA%26A..42..603K
 |archivedate = 11 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>.

== Назіранні ==

{{Асноўны артыкул|Астраномія}}

Апісаная вышэй разнастайнасць спараджае цэлы спектр задач назіральнага характару. У адну групу можна ўключыць вывучэнне асобных феноменаў і аб'ектаў, а гэта:

* Феномен пашырэння. А для гэтага трэба вымяраць адлегласці і чырвоныя зрушэнні як мага больш далёкіх аб'ектаў. Пры бліжэйшым разглядзе гэта выліваецца ў цэлы комплекс задач, званы шкалой адлегласцей.
* Рэліктавы фон.
* Асобныя выдаленыя аб'екты, як квазары і гама-ўсплёскі.

Далёкія і старыя аб'екты выпраменьваюць мала святла і неабходныя гіганцкія тэлескопы, такія як абсерваторыя Кека, VLT, БТА, «Хабл». Будуюцца E-ELT і «Джэймс Уэб». Акрамя таго, для выканання першай задачы неабходныя і спецыялізаваныя сродкі — такія, як Hipparcos і Gaia (распрацоўваецца).

Як было сказана, рэліктавае выпраменьванне ляжыць у мікрахвалевым дыяпазоне даўжынь хваль, такім чынам для яго вывучэння неабходныя радыёназіранні і, пажадана, касмічнымі тэлескопамі, такімі як WMAP і «Планк».

Унікальныя асаблівасці гама-ўсплёскаў патрабуюць не толькі гама-лабараторый на арбіце, накшталт SWIFT, але і незвычайных тэлескопаў-робат-тэлескопаў, чыё поле зроку больш, чым у вышэйзгаданых інструментаў SDSS, і яны здольныя назіраць у аўтаматычным рэжыме. Прыкладамі такіх сістэм можа служыць тэлескопы расійскай сеткі «Майстар» і расійска-італьянскі праект Tortora.

Папярэднія задачы - гэта праца па асобных аб'ектах. Зусім іншы падыход патрабуецца для:

* Вывучэння буйнамаштабнай структуры Сусвету.
* Вывучэнне эвалюцыю галактык і працэсаў яе складнікі. Такім чынам патрэбныя назіранні як мага больш старых аб'ектаў і як можна ў большым ліку.

З аднаго боку неабходныя масавыя, аглядныя назіранні. Гэта змушае выкарыстоўваць тэлескопы з шырокім полем, напрыклад, такія, як у праекце SDSS. З іншага боку патрабуецца дэталізацыя, якая на парадкі перавышае патрэбы большасці задач папярэдняй групы. А гэта магчыма толькі з дапамогай РСДБ-назіранняў, з базай у дыяметр Зямлі, ці яшчэ больш, як эксперыменце «Радиоастрон».

Асобна варта вылучыць пошук рэліктавых нейтрына. Для яе вырашэння неабходна задзейнічаць спецыяльныя тэлескопы — нейтрынныя тэлескопы і нейтрынныя дэтэктары, — такія як Баксанскі нейтрынны тэлескоп, Байкальскі падводны, IceCube, KATRIN.

Адно вывучэнне гама-ўсплёскаў ды рэліктавага фону сведчыць аб тым, што толькі аптычным участкам спектру тут не абысціся. Аднак атмасфера Зямлі мае ўсяго два вокны празрыстасці: у радыё- і аптычным дыяпазоне, і таму без касмічных абсерваторый не абысціся. З абсерваторый, якія цяпер дзейнічаюць, у прыклад тут прывядзем Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершэль. У распрацоўцы знаходзяцца «Спектр-УФ», IXO, «Спектр-РГ», Astrosat і многія іншыя.

=== Шкала адлегласцей і касмалагічнае чырвонае зрушэнне ===

Вымярэнне адлегласці ў астраноміі — шматступенны працэс. І асноўная складанасць заключаецца ў тым, што найлепшыя дакладнасці ў розных метадах дасягаюцца на розных маштабах. Таму для вымярэнняў ўсё больш і больш далёкіх аб'ектаў выкарыстоўваецца ўсё больш і больш доўгі ланцужок метадаў, кожны з якіх абапіраецца на вынікі папярэдняга.

У падставе ўсіх гэтых ланцужкоў ляжыць метад трыганаметрычнага паралаксу — базавы, адзіны, дзе адлегласць вымяраецца геаметрычна, з мінімальным прыцягненнем дапушчэнняў і эмпірычных заканамернасцей. Іншыя метады, у большасці сваёй, для вымярэнні адлегласці выкарыстоўваюць стандартную свечку — крыніцу з вядомай [[Свяцільнасць|свяцільнасцю]]. І адлегласць да яе можна вылічыць:

:<math> D^2=\frac{L}{4\pi F} </math>

дзе {{math|D}} — шуканая адлегласць, {{math|L}} — свяцільнасць, а {{math|F}} - вымераны светлавы паток.

==== Метад трыганаметрычнага паралакса ====

[[Файл:Parallaks.png|thumb|right|300px|Схема ўзнікнення гадавога паралакса]]

[[Паралакс]] — гэта вугал, які ўзнікае дзякуючы праекцыі крыніцы на [[Нябесная сфера|нябесную сферу]]. Адрозніваюць два віды паралакса: гадавы і групавы<ref name="rastorguev">
{{citeweb
|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171218
|title= Шкала расстояний во вселенной
|author=А.С. Расторгуев
}}</ref>.

Гадавы паралакс — вугал, пад якім быў бы бачны сярэдні радыус зямной арбіты з цэнтра мас зоркі. З-за руху Зямлі па арбіце бачнае становішча любой зоркі на нябеснай сферы пастаянна зрушваецца — зорка апісвае эліпс, вялікая паўвось якога аказваецца роўнай гадавому паралаксу. Па вядомым паралаксе з законаў еўклідавай геаметрыі адлегласць ад цэнтра зямной арбіты да зоркі можна знайсці як<ref name="rastorguev"/>:

:<math> D=\frac{2R}{2 \sin \alpha/2}\approx \frac{2R}{\alpha} </math>,

дзе {{math| D}} — шуканая адлегласць, {{math|R}} — радыус зямной арбіты, а набліжаная роўнасць запісана для малога вугла (у [[радыян]]ах). Дадзеная формула добра дэманструе асноўную цяжкасць гэтага метаду: з павелічэннем адлегласці значэнне паралакса меншае па гіпербалу, і таму вымярэнне адлегласцей да далёкіх зорак спалучана са значнымі тэхнічнымі цяжкасцямі.

Сутнасць групавога паралакса наступная: калі нейкае зорнае скопішча мае прыкметную хуткасць адносна Зямлі, то паводле законаў праекцыі бачныя напрамкі руху яго членаў будуць сыходзіцца ў адным пункце, які называецца радыянтам скопішча. Радыянт скопішча вызначаецца з уласных рухаў зорак і зняцця іх спектральных ліній, які ўзнік з-за [[Эфект Доплера|эфекту Доплера]]. Тады адлегласць да скопішча знаходзіцца з наступных суадносін<ref>{{кніга
|спасылка частка=http://www.astronet.ru/db/msg/1246874/1.6.html#eq1.1
|частка = Открытие движущихся скоплений
|аўтар=П. Н. Холопов.
|загаловак =Звездные скопления
|месца= Москва
|выдавецтва=Наука
|год=1981}}</ref>:

:<math> D=\frac{V_r \mathrm{tg}(\lambda)}{4.738\mu},</math>

дзе μ і V<sub>r</sub> — адпаведна вуглавая (у секундах дугі у год) і прамянёвая (ў км/с) хуткасць зоркі скопішча, λ — вугал паміж прамымі Сонца-зорка і зорка-радыянт, а D — адлегласць, выражаная ў парсеках. Толькі Гіяды маюць прыкметны групавы паралакс, але да запуску спадарожніка Hipparcos толькі такім спосабам можна адкалібраваць шкалу адлегласцей для старых аб'ектаў<ref name="rastorguev"/>.

==== Метад вызначэння адлегласці па цэфеідам і зоркам тыпу RR Ліры ====

На цэфеідах і зорках тыпу RR Ліры адзіная шкала адлегласцей разыходзіцца на дзве галіны — шкалу адлегласцей для маладых аб'ектаў і для старых<ref name="rastorguev"/>. Цэфеіды размешчаны, у асноўным, у абласцях нядаўняга зоркаўтварэння, і таму з'яўляюцца маладымі аб'ектамі. Пераменныя тыпу RR Ліры імкнуцца да старых сістэм, напрыклад, асабліва іх шмат у шаравых зорных вялікай колькасці ў [[гало]] нашай Галактыкі.

Абодва тыпы зорак з'яўляюцца пераменнымі, але калі цэфеіды — гэта аб'екты, што нядаўна ўтварыліся, то зоркі тыпу RR Ліры сышлі з [[Галоўная паслядоўнасць|галоўнай паслядоўнасці]] — гіганты спектральных класаў A-F, размешчаныя, у асноўным, на гарызантальнай галіне дыяграмы «колер-велічыня» для шаравых скопішчаў. Аднак, спосабы іх выкарыстання як стандартных свечак розныя:

* Для цэфеід існуе добрая залежнасць «перыяд пульсацыі-абсалютная зорная велічыня». Хутчэй за ўсё, гэта звязана з тым, што масы цэфеід розныя.
* Для зорак RR Ліры сярэдняя [[абсалютная зорная велічыня]] прыкладна аднолькавая і складае <math>M_{RR}\approx0.78^m</math><ref name="rastorguev"/>.

Вызначэнне дадзеных метадам адлегласцей спалучана з шэрагам цяжкасцей:

* Неабходна вылучыць асобныя зоркі. У межах [[Млечны Шлях|Млечнага Шляху]] гэта не складае адмысловай працы, але чым большая адлегласць, тым меншы вугал, які падзяляе зоркі.
* Неабходна ўлічваць паглынанне святла пылам і неаднароднасць яго размеркавання ў прасторы.

Акрамя таго, для цэфеід застаецца сур'ёзнай праблемай дакладнае вызначэнне нуль-пункта залежнасці «перыяд пульсацыі-свяцільнасць». На працягу XX стагоддзя яго значэнне пастаянна змянялася, а значыць, змянялася і ацэнка адлегласці, якая атрымліваецца падобным спосабам. Свяцільнасць зорак тыпу RR Ліры, хоць і амаль сталая, але ўсё ж залежыць ад канцэнтрацыі цяжкіх элементаў.

==== Метад вызначэння адлегласці па звышновым тыпу Ia ====

[[Файл:Sn2006gy light curve.jpg|thumb|300px|Крывыя бляску розных звышновых.]]

Успышка звышновай — каласальны выбухны працэс, які адбываецца па ўсім целе зоркі, пры гэтым колькасць энергіі, што вылучылася, ляжыць у дыяпазоне ад 10<sup>50</sup> да 10<sup>51</sup> эрг<ref name="SN">{{citeweb|url=http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168207|title=Сверхновые Звезды|author=Д.Ю.Цветков|accessdate=29 красавіка 2014|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120309112220/http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1168207|archivedate=9 сакавіка 2012|url-status=dead}}</ref>. А таксама звышновыя тыпу Ia маюць аднолькавую свяцільнасць ў максімуме бляску. Разам гэта дазваляе вымяраць адлегласці да вельмі далёкіх галактык.

Іменна дзякуючы ім ў 1998 годзе дзве групы назіральнікаў адкрылі паскарэнне пашырэння Сусвету<ref name="adsabs.harvard.edu">{{артыкул|спасылка =http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...507...46S|загаловак=The High-Z Supernova Search: Measuring Cosmic Deceleration and Global Curvature of the Universe Using Type IA Supernovae|год=1998|выдавецтва=The Astrophysical Journal|аўтар=Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. M. M. и др}}</ref>. На сённяшні дзень факт паскарэння амаль не выклікае сумненняў, аднак, па звышновым немагчыма адназначна вызначыць яго велічыню: усё яшчэ вельмі вялікія памылкі для вялікіх {{math|''z''}}<ref name="supernovaIa">{{артыкул
|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...642....1C
|загаловак=Hubble Space Telescope and Ground-based Observations of Type Ia Supernovae at Redshift 0.5: Cosmological Implications
|аўтар=Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alexei V.
|выдавецтва=The Astrophysical Journal
|год=2006
}}</ref><ref>
{{ cite_web
|author=K. Nakamura et al.,
|title=Big-Bang cosmology:
|url=http://pdg.lbl.gov/2011/reviews/rpp2011-rev-bbang-cosmology.pdf
|pages=Стр. 8
}}</ref>.

Звычайна, акрамя агульных для ўсіх фотаметрычных метадаў, да недахопаў і адкрытым праблемах адносяць<ref>{{кніга
 |аўтар    = Стивен Вайнберг.
 |старонкі    = 68-81
 |загаловак = Космология
 |месца    = Москва
 |выдавецтва  = УРСС
 |год  = 2013
 |старонак  = 608
 |isbn = 978-5-453-00040-1
}}</ref>:

* Праблема К-папраўкі. Сутнасць гэтай праблемы складаецца ў тым, што вымяраецца не боламетрычная інтэнсіўнасць (інтэграваная па ўсім спектры), а ў пэўным спектральным дыяпазоне прымача. Гэта значыць, што для крыніц, якія маюць розныя [[Чырвонае зрушэнне|чырвоныя зрушэнні]], вымяраецца інтэнсіўнасць у розных спектральных дыяпазонах. Для ўліку гэтага адрознення ўводзіцца адмысловая папраўка, званая К-папраўка.
* Форма крывой залежнасці адлегласці ад чырвонага зрушэння вымяраецца рознымі абсерваторыямі на розных інструментах, што спараджае праблемы з каліброўкай патокаў і да т.п.
* Раней лічылася, што ўсе звышновыя Ia — гэта [[Белы карлік|белыя карлікі]], што выбухаюць у цеснай двайной сістэме, дзе другі кампанент гэта [[чырвоны гігант]]. Аднак з'явіліся сведчанні, што па вельмі меры частка з іх могуць узнікаць падчас зліцця двух белых карлікаў, а значыць гэты падклас ўжо не паходзіць для выкарыстання ў якасці стандартнай свечкі.
* Залежнасць свяцільнасці звышновай ад хімічнага складу зоркі-папярэдніцы.

==== Праблемы і сучасныя дыскусіі ====

Адной з праблем з'яўляецца нявызначанасць у значэнні пастаяннай Хабла і яе ізатрапіі. Адна група даследчыкаў сцвярджае, што значэнне [[Пастаянная Хабла|пастаяннай Хабла]] флуктуіруе на маштабах 10-20°<ref>{{артыкул|аўтар=McClure M. L., Dyer, C. C.|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0703556|загаловак=Anisotropy in the Hubble constant as observed in the HST extragalactic distance scale key project results|выдавецтва=New Astronomy|год=2007 }}</ref>. Магчымых прычын гэтай з'явы некалькі:

* Рэальны фізічны эфект — у такім выпадку касмалагічныя мадэль павінна быць кардынальна перагледжана;
* Стандартная працэдура асераднення памылак некарэктная<ref>{{артыкул|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009arXiv0905.2442C|загаловак=Cosmological Observations: Averaging on the Null Cone|аўтар=Coley A. A.|год=2009|выдавецтва=eprint arXiv:0905.2442}}</ref>.

Гэта таксама вядзе да перагляду касмалагічнай мадэлі, але магчыма, не такі значнай<ref>{{артыкул|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010arXiv1011.3959U|загаловак=The Hubble rate in averaged cosmology|аўтар=Umeh, Obinna, Larena Julien, Clarkson Chris |выдавецтва=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|год=2011 }}</ref>. У сваю чаргу, многія іншыя агляды і іх тэарэтычная інтэрпрэтацыя не паказваюць анізатрапіі, якая перавышае лакальна абумоўленую ростам неаднастайнасці, у якую ўваходзіць і наша Галактыка, у ізатропным у цэлым Сусвеце<ref>{{артыкул
|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0806.0496
|загаловак=Probing dark energy inhomogeneities with supernovae
|аўтар= Blomqvist, Michael; Mörtsell, Edvard; Nobili, Serena
|выдавецтва= Journal of Cosmology and Astroparticle Physics
|год=2008
}}</ref><ref>
{{артыкул
|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0902.0726
|загаловак=Hubble diagram dispersion from large-scale structure
|выдавецтва=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|аўтар=Clifton Timothy, Zuntz Joe
|год=2009
}}</ref><ref>
{{артыкул
|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1006.4638
|загаловак=Constraining dark energy fluctuations with supernova correlations
|аўтар= Blomqvist, Michael; Enander, Jonas; Mörtsell, Edvard
|выдавецтва=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics
|год=2010
}}</ref><ref>
{{артыкул
|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1102.0800
|загаловак=Measuring the cosmological bulk flow using the peculiar velocities of supernovae
|аўтар= Dai, De-Chang; Kinney, William H.; Stojkovic, Dejan
|выдавецтва=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics
|год=2011
}}
</ref>.

== Крыніцы ==
{{Крыніцы}}

== Літаратура ==
* {{крыніцы/БелЭн|15|Сусве́т||286}}
* ''Казютинский В. В.'' Вселенная // Новая философская энциклопедия: В 4 т. / Ин-т философии РАН, Нац. общ.-научн. фонд; Научно-ред. совет: предс. В. С. Степин, заместители предс.: А. А. Гусейнов, Г. Ю. Семигин, уч. секр. А. П. Огурцов. — М.: Мысль, 2010. — ISBN 978-2-244-01115-9. — Т. 1.: А—Д — 2010—744 с. — ISBN 978-2-244-01116-6.{{ref-ru}}

== Спасылкі ==
* {{cite web|url=http://www.modcos.com/|title=Сайт пра сучасную касмалогію|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110826201058/http://www.modcos.com/|archivedate=26 жніўня 2011|accessdate=15 лістапада 2011|url-status=dead}}

{{Месцазнаходжанне Зямлі}}
{{Бібліяінфармацыя}}

[[Катэгорыя:Касмалогія]]
[[Катэгорыя:Сусвет| ]]
[[Катэгорыя:Вікіпедыя:Істотныя артыкулы]]