WWW.REFERATCENTRAL.ORG.UA - Я ТУТ НАВЧАЮСЬ

... відкритий, безкоштовний архів рефератів, курсових, дипломних робіт

ГоловнаАстрономія та Авіація → Сучасна космологія - Курсова робота

Сучасна космологія - Курсова робота

Гіпотеза "Великого вибуху"

Роботи Фрідмана показали, як з часом повинен еволюціонувати Всесвіт. Зокрема, вони передбачили необхідність існування у минулому "сингулярного стану" — речовини величезної густини, а значить, і необхідність якоїсь причини, що спонукала надщільну речовину почати розширятися. Це було теоретичним відкриттям вибухаючого Всесвіту. Помітимо, що відкриття було зроблено без наявності яких-небудь ідей про самий вибух, про причину початку розширення Всесвіту. Ніяких натяків на подібні ідеї ні в теорії, ні в експерименті не існувало. Але вже з того факту, що Всесвіт однорідний, витікало, що через тяжіння матерії вона нестаціонарна, а значить, у минулому повинна була бути причина початку розширення — причина Великого вибуху.

Наглядове відкриття вибухаючого Всесвіту було зроблено американським астрономом Э. Хабблом в 1929 р. Далекі зоряні системи — галактики і їх скупчення — є найбільшими відомими астрономам структурними одиницями Всесвіту. Вони спостерігаються з величезних відстаней, і саме вивчення їх рухів дослужило наглядовою основою дослідження кінематики Вселеної. Для далеких об'єктів можна вимірювати швидкість видалення або наближення, користуючись ефектом Доплера.

Вимірюючи зсув спектральних ліній в спектрах небесних тіл, астрономи визначають їх наближення і видалення, тобто вимірюють компоненту швидкості, направлену по променю зору. Тому швидкості, визначувані по спектральних вимірюваннях, носять назву променевих швидкостей. Піонером вимірювання променевих швидкостей у галактик був на початку минулого століття американський астрофізик В. Слайфер. В 1924 Р.К. Вирц знайшов, що, чим менше кутовий діаметр галактики, тим в середньому більше її швидкість видалення, хоча одержана залежність і була дуже нечітка. Вірц порахував, що ця залежність відображає залежність між швидкістю і відстанню і тому свідчить на користь космологічної моделі де Ситтера. Про роботу Фрідмана Вірц, мабуть, нічого не знав.

Проте відомий шведський астроном К. Лундмарк і інші астрономи, повторивши роботу Вірца, не підтвердили його результати. Тепер ми розуміємо, що суперечності були зв'язані з тим, що лінійні розміри галактик вельми різні, і тому їх видимі кутові розміри не указують прямо на відстань від нас: галактика може бути видима маленькою не тільки тому, що вона розташована далеко, але і тому, що вона насправді мала за розмірами.

Для вирішення питання були потрібні надійні методи визначення відстаней до галактик. І такі методи були створені. Вперше це вдалося зробити за допомогою пульсуючих зірок, що міняють свою яскравість, — цефеїд.

Ці змінні зірки володіють чудовою особливістю. Кількість світла, випромінюване цефеїдою, — її світимість і період зміни світимості унаслідок пульсації тісно зв'язані. Знаючи період, можна обчислити світимість. А це дозволяє обчислювати відстань до цефеїди. Дійсно, змірявши період пульсацій за спостереженнями зміни блиску, визначаємо світимість цефеїди. Потім вимірюється видимий блиск зірки. Видимий блиск обернено пропорційний квадрату відстані до цефеїди. Порівняння видимого блиску з світимістю дозволяє знайти відстань до цефеїди.

Цефєїди були відкриті в інших галактиках. Відстані до цих зірок, а значить, і до галактик, в яких вони знаходяться, виявилися набагато більшими, ніж розмір нашої власної Галактики. Тим самим було остаточно встановлено, що галактики — це далекі зоряні системи, подібні нашої.

Для встановлення відстаней до галактик, крім цефеїд, вже в перших роботах застосовувалися і інші методи. Одним з таких методів є використовування найяскравіших зірок в галактиці як індикатора відстаней.

Найяскравіші зірки, мабуть, мають однакову світимість і в нашій Галактиці, і в інших галактиках, і по цій "стандартній" величині можна визначати відстань. Але найяскравіші зірки мають більшу світимість, ніж цефеиды, можуть бути видні з великих відстаней і є, таким чином, більш могутнім індикатором відстаней. Відстані до цілого ряду галактик були визначені Е. Хабблом.

Природно, астрономи намагалися перевірити закон Хаббла для великих відстаней. Для цього потрібно було мати індикатори відстаней набагато більш могутні, ніж змінні зірки — цефеїди або найяскравіші зірки, розглянуті вище.

В 1936 р. Хаббл запропонував використовувати як такі індикатори цілі галактики. Він виходив з наступних міркувань. Індикатор відстаней повинен володіти певною фіксованою світимістю. Тоді видимий блиск служитиме покажчиком відстані. Окремі галактики не можуть служити індикатором відстаней, оскільки світимість окремих галактик вельми різна. Наприклад, наша Галактика випромінює енергія як десять мільярдів сонць. Є галактики, які світять в сотні раз слабкий, але є і такі, які світять в десятки разів сильніше. Припустимо, що є верхня межа повної світимості окремих галактик. Тоді в багатих скупченнях галактик, що містять тисячі членів, найяскравіша галактика з дуже великою вірогідністю повинна мати світимість біля цієї верхньої межі, тобто мати стандартну світимість, однакову для будь-якого великого скупчення. Найяскравіші галактики у великих скупченні є, отже, еталонами, подібними цефеїдам. Видимий блиск цих галактик можна використовувати як покажчик відстаней. Чим далі відстань, тим слабкий блиск.

Отже, в космології досліджується залежність зоряна величина т — червоний зсув z (точніше, log z) для найяскравіших галактик скупчень. Така залежність знайдена, графік її прямолінійний, і це надійно підтверджує відкритий Хабблом закон розширення Всесвіту.

"Непорожній" Всесвіт

Повернемося до проблеми критичної густини. Яке ж значення критичної густини? Сформулюємо найважливішу задачу наглядової космології: яка середня густина всіх видів фізичної матерії у Всесвіті? І найголовніше: чи більше ця середня густина критичного значення або менше?

Таким чином, йдеться саме густині всіх видів фізичної матерії. Річ у тому, що у астрономів є вагомі підстави вважати, що, крім видимих зірок і газових туманностей, зібраних в галактики, навкруги галактик і в просторі між ними є багато невидимій або дуже важко спостережуваній матерії. Оскільки тяжіння створюється всіма видами матерії, то облік невидимої матерії в загальній густині речовини абсолютно необхідний для вирішення питання про майбутню долю Вселеною.

Ще років двадцять тому астрономи вважали, що Всесвіт в найбільших масштабах — це саме мир галактик і їх систем. Вивчаючи нашу зоряну систему, Галактику, вони встановили, що в межах її видимих меж майже вся речовина зосереджена в зірках. Всього Галактика містить ~200 мільярдів зірок. Газ і пил між зірками дають до маси зірок абсолютно незначну добавку (біля 2%).

Здавалося, що і інші галактики в основному складаються із зірок, що світяться, а простір між галактиками практично порожній. Галактики зібрані в групи і скупчення різних масштабів, утворюючи комірчасто-сітчасту великомасштабну структуру Всесвіту. Розмір типових порожніх областей, в яких галактик мало або зовсім ні, близько 30—40 Мпк. Відстані між найбільшими над скупченням галактик, що знаходяться у вузлах комірчастої структури, можуть бути 100—300 Мпк. В ще більших масштабах матерія у вигляді галактик і їх скупчень, що світиться, розподілена приблизно однорідно. Така загальна велична картина розподілу в просторі зоряних островів — галактик.

Якомога визначити усереднену по таких великих масштабах середню густину речовини, яка потрібна для вирішення космологічної проблеми?

Якщо вся матерія дійсно зосереджена в галактиках, що світяться, то для цього треба підрахувати загальне число галактик в достатньо великому об'ємі, потім визначити масу середньої галактики. Множивши ці числа один на одного, ми одержимо повну масу речовини в даному об'ємі, а поділивши її на цей об'єм, одержимо середню густину, що цікавить нас.

Так астрономи і поступали. При цьому, перш за все, необхідно було знайти маси окремих галактик. Надійне визначення усередненої по великих об'ємах густини речовини, що входить в галактики, було зроблено близько 30 років тому голландським астрономом Я. Оортом. Численні роботи в цьому напрямі, виконані з тих пір, підтвердили його результат. Якщо у Всесвіті немає помітних кількостей матерії між галактиками, яка чого-небудь не видна, то і Всесвіт завжди розширятиметься.

Проте, є підстави вважати, що спостережувані нами галактики ще далеко не все, що є у Всесвіті. Більш того, невидима маса, ймовірно, складає основну частину Всесвіту. Таким чином, вельми можливо, що безпосередньо спостережувані в телескопи прекрасні узори гігантських галактичних світів — це лише мала видима частина істинної невидимої структури миру. невидимі маси Всесвіту одержали назву прихованої маси.

Прихована маса

Існуючі у Всесвіті тіла і скупчення речовини астрономи знаходять в основному по їх випромінюванню. Це може бути видимий спектр або інші види електромагнітних хвиль — все одно є ознаки випромінювання, що дозволяють їх реєструвати. Саме таким способом встановлено, що велика частина видимої речовини Всесвіту зосереджена в зірках. Окрім них є розріджений міжзоряний галактичний газ, пил, тіла планетного типу поблизу зірок.

Проте, не від всіх космічних об'єктів можна прийняти випромінювання. Наприклад, із Землі не можна розглянути масивні, але дуже маленькі елементи подвійних систем. А чорні діри принципово не відпускають ніякого випромінювання. Наявність подібних тіл вдається встановити тільки по їх гравітаційній дії на сусідів. Вживання такого непрямого методу привело учених до переконання, що насправді У Всесвіті міститься набагато більше речовина, ніж то, яке доступне прямим наглядам.

Loading...

 
 

Цікаве