С помощью постоянной хаббла можно определить следующий параметр вселенной ответ

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

Закон Хаббла

График из оригинальной работы Хаббла 1929 года

В свое время закон Хаббла сделал переворот в профессиональной астрономии. В начале ХХ века американский астроном Эдвин Хаббл доказал, что наша Вселенная не статична, как казалось ранее, а постоянно расширяется.

Общие сведения

Постоянная Хаббла: данные с различных космических аппаратов

Закон Хаббла – физико-математическая формула, доказывающая, что наша Вселенная постоянно расширяется. Причем расширение космического пространства, в котором находится и наша галактика Млечный путь, характеризуется однородностью и изотропией. То есть, наша Вселенная расширяется одинаково во всех направлениях. Формулировка закона Хаббла доказывает и описывает не только теорию расширение Вселенной, но и главную идею ее происхождения – теорию Большого взрыва.

Наиболее часто в научной литературе закон Хаббла встречается под следующей формулировкой: v=H0*r. В этой формуле v означает скорость галактики, H0 – коэффициент пропорциональности, который связывает расстояние от Земли до космического объекта со скоростью его удаления (этот коэффициент еще называют «Постоянной Хаббла»), r – расстояние до галактики.

В некоторых источниках встречается другая формулировка закона Хаббла: cz=H0*r. Здесь c выступает, как скорость света, а z символизирует собой красное смещение – сдвиг спектральных линий химических элементов в длинноволновую красную сторону спектра по мере их удаления. В физико-теоретической литературе можно обнаружить и другие формулировки данного закона. Однако от разности формулировок суть закона Хаббла не меняется, а его суть заключается в описании того факта, что наша Вселенная непрерывно расширяется во всех направлениях.

Открытие закона

Возраст и будущее Вселенной может быть определено путем измерения постоянной Хаббла

Предпосылкой к открытию закона Хаббла был целый ряд астрономических наблюдений. Так, в 1913 году американский астрофизик Вейл Слайдер обнаружил, что Туманность Андромеды и несколько других огромных космических объектов движутся с большой скоростью, относительно Солнечной системы. Это дало ученому основание предположить, что туманность – это не формирующиеся в нашей галактике планетарные системы, а зарождающиеся звезды, которые находятся за пределами нашей галактики. Дальнейшее наблюдение за туманностями показало, что они не только являются другими галактическими мирами, но и постоянно удаляются от нас. Этот факт дал возможность астрономическому сообществу предположить, что Вселенная постоянно расширяется.

В 1927 году бельгийский ученый-астроном Жорж Леметр экспериментально установил, что галактики во Вселенной удаляются друг от друга в космическом пространстве. В 1929 году американский ученый Эдвин Хаббл при помощи 254-сантиметрового телескопа установил, что Вселенная расширяется и галактики в космическом пространстве удаляются друг от друга. Используя свои наблюдения, Эдвин Хаббл сформулировал математическую формулу, которая по сегодняшний день точно описывает принцип расширения Вселенной, и имеет огромное значение, как для теоретической, так и практической астрономии.

Закон Хаббла: применение и значение для астрономии

Закона Хаббла имеет огромное значение для астрономии. Его широко применяют современные ученые в рамках создания различных научных теорий, а также при наблюдении космических объектов.

Материалы по теме

Горизонт событий

Главное значение закона Хаббла для астрономии заключается в том, что он подтверждает постулат: Вселенная постоянно расширяется. Вместе с этим закон Хаббла служит дополнительным подтверждением теории Большого взрыва, ведь, как считают современные ученые, именно Большой взрыв послужил толчком для расширения «материи» Вселенной.

Закон Хаббла позволил выяснить также, что Вселенная расширяется во всех направлениях одинаково. В какой точке космического пространства не оказался бы наблюдатель, если он посмотрит вокруг себя, он заметит, что все объекты вокруг него одинаково от него удаляются. Наиболее удачно этот факт можно выразить цитатой философа Николая Кузанского, который еще в XV веке сказал: «Любая точка есть центр Безграничной Вселенной».

При помощи закона Хаббла современные астрономы могут с высокой долей вероятности просчитывать положение галактик и скоплений галактик в будущем. Точно так же с его помощью можно вычислить предположительное месторасположение любого объекта в космическом пространстве, спустя определенное количество времени.

Интересные факты

1. Величина, обратная постоянной Хаббла, равна примерно 13,78 миллиардам лет. Эта величина указывает на то, сколько времени прошло с момента начала расширения Вселенной, а значит, вполне вероятно указывает и на ее возраст.
2. Наиболее часто закон Хаббла используют для определения точных расстояний до объектов в космическом пространстве.

3. Закон Хаббла определяет удаление от нас далеких галактик. Что касается ближайших к нам галактик, то здесь его действие не так ярко выражено. Связано это с тем, что эти галактики помимо скорости, связанной с расширением Вселенной, обладают еще и своей собственной скоростью. В связи с этим они могут, как удаляться от нас, так и приближаться к нам. Но, в общем и целом закон Хаббла актуален для всех космических объектов во Вселенной.

‘ alt=»yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7 — Закон Хаббла» title=»Закон Хаббла»>

Похожие статьи

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

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_=<\frac >=<\frac <1>>>.>

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