Решебник по астрономии 11 класс на урок №30 (рабочая тетрадь) — Расширяющаяся Вселенная
вкл. 28 Ноябрь 2016 .
Решебник по астрономии 11 класс на урок №30 (рабочая тетрадь) — Расширяющаяся Вселенная
1. Отметьте знаком «+» верные ответы.
а) Скорости разбегания галактик: пропорциональны расстоянию от наблюдателя.
б) С помощью постоянной Хаббла можно определить следующий параметр Вселенной: возраст.
в) Если галактика удаляется со скоростью 3000 км/с, то расстояние до нее: 40 Мпк.
2. Принимая постоянную Хаббла Н = 75 км/(с * Мпк), определите расстояние до галактики, если красное смещение в ее спектре составляет 10000 км/с.
D = v / H = 10000 / 75 = 133 (Мпк)
3. Сравнение смещений спектральных линий в различных частях одной и той же галактики показывает, что эти смещения неодинаковы по величине. Какой вывод можно сделать на основании этого факта?
Различные части галактики имеют разные скорости, что свидетельствует о вращении галактики.
4. Наши наблюдения показывают, что по всем направлениям в космосе расположено примерно равное число галактик и все они от нас удаляются. Значит ли это, что наша Галактика — центр всей Вселенной? Ответ обоснуйте.
Нет, наша Галактика — не центр Вселенной. У Вселенной нет центра. Пространство раздувается, но центра расширения нет. Из любого места наблюдения картина расширения будет одинакова.
5. Величина, обратная постоянной Хаббла, дает примерную оценку времени, которое прошлое момента начала расширения Вселенной. Подсчитайте это время.
t = 1 / H = 4 ⋅ 10 17 (с), или 13 млрд лет.
Источник
Новые измерения постоянной Хаббла только углубляют загадку скорости расширения Вселенной
Астрономы сделали новые измерения того, как быстро расширяется Вселенная, используя другие типы звезд, чем раньше. Новые измерения, сделанные с помощью космического телескопа Хаббла, только подогревают и без того жаркие дебаты в астрофизике, разрешение которых может привести к новой интерпретации фундаментальных свойств Вселенной.
Ученые на протяжении почти столетия знали, что Вселенная расширяется, а расстояния между галактиками растут каждую секунду. Однако установить темп этого расширения, так называемую постоянную Хаббла, все еще сложно.
Профессор Венди Фридман из Чикагского университета вместе с коллегами провела новые измерения скорости расширения в современной Вселенной, которые указывают на то, что пространство между галактиками растягивается быстрее, чем предполагали ученые. Исследование Фридман является лишь одним из нескольких недавних исследовательских проектов, которые указывают на несоответствие между измерениями современного расширения и предсказаниями на основе измерений, сделанных с помощью спутника Планка.
Поскольку все больше и больше исследований указывают на расхождения между предсказаниями и наблюдениями, ученые задаются вопросом, должны ли они создать новую модель физики Вселенной, которая могла бы объяснить это.
«Константа Хаббла — это космологический параметр, который устанавливает абсолютный масштаб, размер и возраст Вселенной; это один из самых прямых способов увидеть эволюцию Вселенной », — говорит Фридман. «Наблюдаемое ранее несоответствие не исчезло, но новые данные указывают на то, что до сих пор нет прямых и убедительных доказательств того, что мы имеем дело с какой-то фундаментальной ошибкой в нашей нынешней модели Вселенной».
В последней статье, принятой для публикации в «Астрофизическом журнале», Фридман и ее команда объявили о новых измерениях постоянной Хаббла, сделанных на основе красных гигантов. Новые наблюдения, проведенные с помощью телескопа Хаббл, показывают, что скорость расширения в соседней Вселенной составляет менее 70 километров в секунду на мегапарсек (км / с / Мпк). Один парсек составляет около 3,26 световых лет.
Новое значение немного ниже, чем 74 км / с / Мпк — значение, полученное командой Хаббла SH0ES, которая проводила измерения на основе цефеид.
Основной проблемой при измерении скорости расширения Вселенной является точный расчет расстояний до удаленных объектов.
В 2001 году Фридман возглавила команду, которая использовала далекие звезды для измерения постоянной Хаббла. Команда космического телескопа Хаббла измерила это значение на основе цефеид как маркеров расстояния. В рамках этого проекта исследователи достигли значения 72 км / с / Мпк.
Чуть позже исследователи приняли совершенно другой подход: они решили построить модель, основанную на структуре света, оставшегося после большого взрыва, так называемого космического излучения фона. Измерения, сделанные с помощью Планка, позволили исследователям проверить, как ранняя вселенная может быть оценена по скорости расширения, которая в настоящее время изучается. Таким образом, исследователи получили значение 67,4 км / с / Мпк, что значительно отличается от 74 км / с / Мпк — значение, основанное на цефеидах.
Астрономы ищут причины этого несоответствия. «Естественно, возникает вопрос, вызвано ли это несоответствие каким-либо аспектом исследуемых звезд, который астрономы до сих пор не понимают, или же наша космологическая модель вселенной все еще неполна», — говорит Фридман.
Команда, возглавляемая Фридман, решила проверить их результаты, разработав новый и полностью независимый способ измерения постоянной Хаббла с использованием звезды другого типа.
Указанные звезды заканчивают свою жизнь очень ярко-красными гигантами. В какой-то момент эволюции внутри такой звезды происходит катастрофическое событие, называемое гелиевой вспышкой, когда температура поднимается примерно до 100 миллионов градусов, и структура звезды изменяется, что в конечном итоге значительно снижает ее яркость. Астрономы могут измерить наблюдаемую величину красных гигантов на этой стадии в разных галактиках, таким образом определяя их расстояние от Земли.
Константа Хаббла рассчитывается путем сравнения значения расстояния с наблюдаемой скоростью удаления их родительских галактик. Расчеты, сделанные исследователями, приводят к значению постоянной Хаббла на уровне 69,8 км / с / Мпк — отличному от значения, полученного командой Планка и командой Рисса.
«Изначально мы думали, что если нам придется довольствоваться цефеидным или космическим излучением фона, метод Красного гиганта сможет помочь нам», — говорит Фридман. Однако результаты не указывают ни на один из этих методов, хотя они больше похожи на результаты, полученные с использованием обсерватории Планка.
Широкий полевой инфракрасный телескоп NASA (WFIRST), запуск которого запланирован на середину двадцатых годов, позволит астрономам продолжить изучение значения постоянной Хаббла в истории Вселенной. WFIRST, характеризующийся разрешением Хаббла и увеличенным в 100 раз полем зрения, предоставит нам новые сверхновые типа Ia, цефеиды и красные гиганты, которые существенно улучшат наши измерения расстояния до галактик в ближней и далекой Dселенной.
Источник
Закон Хаббла
Из Википедии — свободной энциклопедии
Зако́н Ха́ббла (закон всеобщего разбегания галактик) — космологический закон, описывающий расширение Вселенной. В статьях и научной литературе в зависимости от её специализации и даты публикаций он формулируется по-разному [1] [2] [3] .
v = H 0 r , <\displaystyle v=H_<0>r,> 
Однако в современных работах наблюдателей эта зависимость принимает вид
c z = H 0 r , <\displaystyle cz=H_<0>r,>
где с — скорость света, а z — красное смещение. Также, последнее является стандартным обозначением расстояния во всех современных космологических работах.
Третий вид закона Хаббла можно встретить в теоретических публикациях:
H = a ˙ ( t 1 ) a ( t 1 ) , <\displaystyle H=<\frac <<\dot >(t_<1>)>
Закон Хаббла является одним из основных наблюдаемых фактов в космологии. С его помощью можно примерно оценить время расширения Вселенной (так называемый Хаббловский возраст Вселенной):
t H = r V = 1 H 0 . <\displaystyle t_
Эта величина с точностью до численного множителя порядка единицы соответствует возрасту Вселенной, рассчитываемому по стандартной космологической модели Фридмана.
Источник
Постоянная Хаббла v=Hr
Год 1929 ознаменовался замечательным событием. Человечество распрощалось со статической Вселенной, состоящей из застывших в пространстве галактик и «переселилось» в мир подвижный, расширяющийся. Произошло это благодаря открытию американского астронома Эдвина Хаббла. Зная, что галактики удаляются, он нашел интересную закономерность в их движении. Но, начнем по порядку.
Впервые лучевую скорость галактики измерил в 1912 году американский астроном Весто Слайфер. Он определил скорость одной из ближайших к нам звездных систем — Туманности Андромеды. К 1925 году Слайфер измерил лучевые скорости уже у 45 галактик. Большинство из них удалялось от нас, о чем свидетельствовало смещение линий в спектре в красную область (красное смещение). Для того же, чтобы узнать, существует ли какой-либо закон в «разбегании» галактик и какой он, необходимо было знать не только скорости удаления галактик, но также и расстояния до них. Правильно определить расстояние оказалось значительно сложнее.
В 20-е годы Эдвин Хаббл работал на крупнейшем телескопе того времени — 2.5-м рефлекторе обсерватории Маунт-Вилсон (США). С помощью такого инструмента уже можно наблюдать и изучать отдельные яркие звезды в соседних галактиках. Хабблу удалось обнаружить в нескольких ближайших галактиках переменные звезды особого типа — цефеиды. Эти звезды используются в астрономии в качестве «стандартных свечей»: их светимость зависит от периода переменности блеска звезды. Сравнив светимость звезды с наблюдаемой звездной величиной, можно достаточно точно найти расстояние до цефеиды, а значит и до галактики, в которой она находится.
Определив с помощью цефеид расстояния до самых близких галактик, Хаббл сделал следующий шаг в строительстве «лестницы» внегалактических расстояний, установив светимость самых ярких звезд в галактиках. Ярчайшие звезды, в отличие от цефеид, можно разглядеть не только в самых близких звездных системах.
Построив таким образом «лестницу» расстояний, он нашел, что скорость «разбегания» галактик прямо пропорциональна расстоянию до них, то есть v=Hr. Коэффициент пропорциональности Н в этой формуле мы называем постоянной Хаббла. Закон расширения, задаваемый этой формулой, называют однородным расширением. Он справедлив не только для наблюдателей, находящихся на Земле. Переместившись в любую точку пространства, наблюдатель обнаружит тот же закон «разбегания» галактик. Теоретически однородное расширение Вселенной еще в 1924 году предсказал советский математик Александр Фридман, однако без наблюдательных данных его точка зрения некоторое время считалась ошибочной.
В более поздних работах Хаббл использовал уже не только отдельные объекты внутри галактик, но также и общую светимость звездных систем в целом. Это позволило использовать еще более далекие галактики и уточнить зависимость Расстояние — Скорость удаления. В ранних работах Хаббл получил Н=500 км/(с·Мпк). Позже было выявлено несколько ошибок при определении расстояний до ближайших галактик: использовались цефеиды разных классов, различающиеся по светимости, также некоторые ярчайшие звезды в удаленных галактиках оказались на самом деле звездными скоплениями. Все это привело к пересмотру шкалы расстояний и постоянной Хаббла. Ее современное значение, для которого принято обозначение Но, получено несколькими десятками независимых методов и лежит в интервале между 50 и 100 км/(с·Мпк).
Зная постоянную Хаббла, можно ответить на вопрос, сколько времени прошло от начала расширения Вселенной, то есть, иначе говоря, мы можем узнать возраст Вселенной. Этот возраст примерно равен 1/Н0, что составляет 10-20 миллиардов лет. Связь постоянной с возрастом нашего мира позволяет наложить ограничения на хаббловскую константу. Возраст Вселенной не может быть меньше возраста объектов, из которых она состоит. Самые старые шаровые скопления насчитывают 15-17 миллиардов лет. Анализ радиоактивных изотопов космического вещества показывает, что возраст нашего мира не менее 12-14 миллиардов лет. Это хорошо согласуется со значением Но=50-75 км/(с·Мпк). Хуже согласие с большой Н0 — в районе 100 км/(с·Мпк), тем не менее, некоторыми методами получается высокое значение, порядка 100, константы Хаббла.
Отчего же наблюдается такой большой разброс в оценках одной из основных космологических констант? Внешне рассчитать значение Но просто. Необходимо лишь знать расстояние до галактик (или скоплений галактик) и по смещению спектральных линий определить их скорость удаления. Но проблемы возникают и с определением расстояний, и со скоростями галактик.
Наиболее надежно расстояние определяется до галактик, в которых найдены цефеиды типа RR Лиры, а также еще некоторые типы объектов, светимость которых достаточно хорошо известна по наблюдениям в нашей Галактике. Все они найдены лишь в близких звездных системах — в пределах 45 Мпк. Исключение составляют три галактики: M100 и NGC 4571 из скопления в Деве (15-20 Мпк) и М96 во Льве (12 Мпк), где недавно с помощью Космического телескопа им. Хаббла удалось разглядеть цефеиды.
Менее надежно удается определить расстояние, используя самые яркие галактические объекты, средняя светимость которых известив из наблюдений. К ним относятся самые яркие звезды, новые, сверхновые, шаровые скопления и некоторые другие объекты. Для тех галактик, в которых невозможно разглядеть отдельные объекты, индикатором расстояния могут стать характеристики самих галактик, например, можно использовать среднюю светимость галактик определенного морфологического типа. Широко используются методы определения расстояния, основанные на эмпирических соотношениях между различными наблюдательными параметрами.
Так, например, известно, что для спиральных галактик ширина спектральной линии нейтрального водорода пропорциональна их светимости. «Настроив» эту зависимость по ближайшим галактикам с хорошо известными расстояниями, можно определять расстояния до значительно удаленных галактик и скоплений галактик. Расстояния до самых близких галактик определяются с точностью 10%. С увеличением расстояния неопределенность растет. Таким образом, основываясь на более точных, но ограниченных методах, переходят к бот лее «дальнобойным».
Расстояния до самых дальних уголков Вселенной, откуда еще приходит свет, находят по красному смещению в спектре объектов через закон Хаббла. В этом случае расстояние зависит от значения Но, которое, в свою очередь, известно неточно.
Определить скорость удаления галактики значительно легче, но и здесь наблюдателей поджидают подводные камни. На фоне однородного расширения Вселенной, галактики и скопления взаимодействуют, притягиваются друг к другу. В результате появляются отклонения от однородного расширения, как говорят еще, от «хаббловского потока». Например, наша Галактика и ближайшая к нам «спираль» Туманность Андромеды не разлетаются друг от друга, а обращаются по эллиптическим орбитам. В свою очередь эти галактики «падают» со скоростью около 300 км/с на ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы. Скорости такого порядка заметно изменяют картину однородного расширения и вносят большую ошибку в постоянную Хаббла при ее определении по близким галактикам (в пределах нескольких десятков Мпк). Чтобы избавиться от, как говорят астрономы, нехаббловской составляющей лучевой скорости, приходится моделировать распределение масс в масштабе ближайших скоплений галактик и рассчитывать движение объектов, вызванное их взаимным притяжением.
Для далеких объектов скорость удаления столь велика, что можно пренебречь отклонениями от хаббловского потока. Однако, как уже было сказано, расстояние в этом случае определяется менее уверенно.
Впервые определенное Хабблом значение Н0 в 5-10 раз отличалось от современного. В более поздних работах оно было пересмотрено. Интересно проследить зависимость значения постоянной Хаббла от времени ее измерения по мере развития наших знаний о Вселенной. Постоянная Хаббла экспоненциально убывает на начальном этгрте, и начинает «колебаться», когда уже сформировалось более-менее общепринятое значение.
Если посмотреть работы по определению постоянной Хаббла за последние 10-15 лет, то можно убедиться, что значение Но примерно равномерно покрывает интервал от 50 до 100 км/(с·Мпк). Время от времени тому или иному значению отдается предпочтение (своеобразное проявление моды в науке), но не надолго. Нет согласия и среди «мэтров» внегалактической астрономии, посвятивших всю жизнь проблемам определения расстояний во Вселенной и постоянной Хаббла. Так, научная группа, возглавляемая Жераром де Вокулером (США), «исповедует» так называемую «короткую» шкалу внегалактических расстояний. В работах Вокулера и его сотрудников Но принимает значение 80-100 км/(с·Мпк). Чем большее значение принимает хаббловская константа, тем короче расстояния во Вселенной и меньше ее возраст. Швейцарский астроном Г. Тамманн и его группа, напротив, поддерживают «длинную» шкалу расстояний, получая значение H0=50-70 км/(с·Мпк), а в нескольких последних работах прошедшего года Но у них «упала» до 45 км/(с·Мпк). При этом обе группы делают разные начальные шаги по «лестнице» внегалактических расстояний, отдавая предпочтение разным индикаторам расстояний.
На данный момент нельзя сказать с уверенностью, чья научная группа более права. Множество новых методов, развитых в последнее время, например, с использованием свойств гравитационных линз, также приводят к противоречащим друг другу значениям Н0. С помощью Космического телескопа им. Хаббла удалось открыть несколько цефеид в далеких галактиках: М100 и NGC 4571 в Деве и М96 во Льве, и тем самым определить расстояние до них с хорошей точностью, однако значения локального поля скоростей, получаемые в разных работах, приводят к достаточно неопределенной оценке Н0=60-80 км/(с·Мпк). Имеются также основания считать, что Н0, найденная по близким галактикам, отличается от Н0 для больших масштабов (либо из-за того же не-хаббловского поля скоростей, либо это фундаментальное свойство Вселенной). Скорее всего, окончательное, убедительное значение постоянной Хаббла можно будет получить лишь в будущем с помощью спутника, который простейшим методом триангуляции точно измерит расстояния до далеких внегалактических объектов.
Если подтвердится «длинная» шкала (Н=50-70 км/(с·Мпк)), то появится хорошее согласие между значением постоянной Хаббла и возрастом звезд и галактик. С другой стороны, если подтверждение получит «короткая» шкала (Н=80-100 км/(с·Мпк)), то это будет еще более интересное событие. Появится явное противоречие, так как возраст Вселенной в этом случае окажется меньше возраста объектов, ее составляющих. Это даст толчок потоку новых идей и открытий в области эволюции Вселенной.
В настоящее время вопрос не решен окончательно и приходится идти на компромисс. До окончательного выяснения дела многие ученые останавливаются на «золотой середине», полагая значение Н0=75 км/(с·Мпк).
Источник