Теория расширения Вселенной и законы Хаббла
Об американском астрономе Эдвине Хаббле (1889—1953) слышали абсолютно все: его именем назван телескоп, летающий в космосе и передающий прямо оттуда фото разнообразных космических объектов и разноцветных причудливых туманностей. Однако мало кому известно, почему телескоп получил фамилию именно этого ученого, а ведь Хаббл и был тем кто открыт другие галактики (помимо нашего Млечного Пути) и высказал догадку о расширении Вселенной.
В начале 1920-х Хаббл работал в калифорнийской обсерватории Маунт-Вильсон расположенной почти на двухкилометровом возвышении и оборудованной мощным телескопом с 2.5-метровым зеркальным объективом. Разглядывая три разные туманности — Андромеды. Треугольника и Барнарда — молодой ученый высмотрел там отдельные звездочки и пришел к ошеломительному заключению: эти облака — не просто аморфные скопления газа и пыли, а целые галактики, подобные Млечному Пути! Ориентируясь на звезды, систематически меняющие яркость. Хаббл сумел определить расстояние до найденных галактик и заключить что они больше Млечного Пути. Данное открытие сразу же принесло Хабблу известность и уважение в научных кругах, а потом он сделал еще одно— и прославился на весь мир. Речь идет о законе, также названном в его честь — законе красного смешения.
В 1914 г. соотечественник Хаббла, Весто Слайфер, обнаружил, что в спектрах излучений галактик часто происходят сдвиги темных полос, демонстрирующих поглощение той или иной электромагнитной волны какими-либо химическими элементами. Сдвиг в сторону красных волн получил название красного смещения, а сдвиг в фиолетовую сторону был назван синим смещением. Слайфер определил степень смешения для разных галактик, а Хаббл вычислил расстояния до них и сравнил свои данные с данными коллеги. Все говорило о том что смешение напрямую зависит от отдаленности галактики: чем дальше она от Земли, тем больше черных линий концентрируется в красном поле спектра.
Вместе с тем Хаббл предположил, что с расстоянием скорость отдаления галактик повышается, а значит, линии в спектре должны смещаться еще больше. Ученый даже нашел формулу для вычисления скорости «убегания»: нужно умножить расстояние до галактики и дистанцию, на которую за секунду разойдутся две галактики, оказавшиеся за парсек (3×1019 км) одна от другой. (Вторая величина была названа постоянной Хаббла.)
Правда, сам ученый рассчитал эту постоянную неверно (у него вышло 500 км с Мпк, тогда как в действительности данный показатель равен всего 70). поскольку не учел важный момент: галактики двигаются не только в направлении расширяющейся Вселенной — не только убегают одна от другой, но и притягиваются силами гравитации. И смещение в их спектре складывается из этих двух смещений. Если галактики находятся относительно близко одна к другой, сила притяжения между ними перевешивает силу отталкивания, и соседки движутся навстречу — линии в их спектре сдвигаются в фиолетовую сторону. Между тем. если бы мы применили к ним формулу Хаббла, то вышло бы, что галактики отдаляются. А отдаляться они могут лишь при условии достаточно больших расстояний между ними, на которых гравитация значительно слабее сил расширения. Если принимать это во внимание, закон Хаббла вполне справедлив.
Как только Хаббл поделился своими мыслями с коллегами, один из них. Милтон Хьюмасон принялся исследовать известные туманности, открывая одну галактику за другой. Труд калифорнийских ученых был оценен по достоинству, хотя далеко не все осознавали его истинное значение. По сути ведь закон Хаббла доказывал теорию Большого взрыва, которую разработали бельгиец Жорж Леметр и россиянин Александр Фридман, и отображал свойство пространства двигаться и расширяться. (К слову, еще Атьберт Эйнштейн в рамках своей теории относительности высказал догадку о расширении и сжатии Вселенной, однако радикальность этой идеи напугала ученого, и он ввел искусственную константу, которая в расчетах сделала пространство статичным.) С помощью закона Хаббла астрофизики и поныне вычисляют длину пути до разных галактик, и на его основе было открыто космологическое красное смещение.
К 40-м годам XX в. ученые уже выяснили, что во Вселенной постоянно происходит распад и синтез атомных ядер, в ходе чего одни элементы превращаются в другие и выделяют мощные потоки энергии. Также астрофизикам было известно, что вещество, из которого состоят звезды и межзвездная среда, содержит Уз водорода и Уз гелия и что ядра «построены» из нейтронов и протонов. На основе этих знаний были придуманы две версии развития Вселенной, различающиеся исходной пропорцией элементов межзвездного вещества и его температурой. Объединяла же обе версии идея равновесия: якобы все элементы вещества постепенно подстроились одно к другому так чтобы испускать и принимать одинаковое количество энергии, благодаря чему температура всех частиц выровнялась и обеспечила излучению стабильную плотность.
Еще в 1930-х родилась гипотеза холодной Веселенной: авторы данной версии полагали, будто сразу после рождения космическое пространство состояло из холодных частиц — нейтронов. Это. однако, не совпадало с опытными данными: свободные нейтроны очень быстро трансформируются в антинейтрино, электроны и протоны: последние, сталкиваясь с выжившими нейтронами, превращаются в разновидность водорода — дейтерий, а тот соединяется с собратом тритием и образует гелий. Но дальше процесс не идет, следовательно, если бы эта версия была верна, то вся Вселенная оказалась бы сплошь заполнена гелием. Нужно было придумать что-то другое, и ученые выдвинули противоположную гипотезу— горячей Вселенной. Тут уже слияние атомных ядер происходило в горячем веществе, правда, благодаря Хабблу Вселенная считалась ровесницей Солнечной системы, потому на подготовку исходного материала ученые не выделили времени. И то. что вся материя сформировалась в первые же секунды существования Вселенной, приняли как факт.
Уже в 40-х. осознав масштабы космоса, астрофизики «состарили» Вселенную по меньшей мере втрое, а такой почтенный возраст предполагал размеренный процесс «сборки» разных химических элементов внутри и на поверхности звезд. Однако гелия в космическом пространстве ровно треть, а это больше, чем могут произвести светила. Откуда же он взялся? В 1948 г. на этот вопрос попытался ответить русский физик Георгий Гамов с коллегами Робертом Херманом и Ральфом Альфером. Согласно их теории, в первую же долю секунды после рождения Вселенной ее вещество, состоявшее из разрозненных частиц и раскаленное до 30 лорд градусов, беспрерывно излучало фотоны (порции энергии). Благодаря очень высокой плотности они сталкивались и создавали пары заряженных частиц, те при столкновениях образовывали нейтральные частицы и выпускали опять-таки фотоны, а протоны и нейтроны при стычках с фотонами «менялись телами». Создавать цельные ядра они не могли, поскольку выплески энергии попросту разбивали бы их. Но по мере расширения Вселенной ее температура падала, частицы вели себя спокойнее, и протоны с нейтронами получали возможность объединяться в дейтерий, а из него уже образовывался гелий. Минут за пять синтезировалась та самая треть гелия, а все остальное пространство занял водород, построенный незадействованными протонами. Вселенная продолжила остывать, но на память ей осталась часть первородного горячего излучения.
Позже был представлен еще один вариант «холодной» теории, предусматривавший на старте холодную смесь электронов, протонов и нейтрино, образовавших водород, который уже в составе звезд превратился в гелий. Чтобы выяснить, какова из представленных версий ближе всего к истине, астрофизикам следовало поискать предсказанное Гамовым первородное (реликтовое) излучение. И в 1960-х его нашли, причем абсолютно случайно!
Источник
Профессор физики решил загадку расширения Вселенной
Впервые предположение о том, что Вселенная расширяется, предложил бельгийский физик Жорж Леметр (1894-1966 гг) и доказано оно было Эдвином Хабблом (1889-1953 гг). Американский астроном, наблюдая в свой телескоп, определил, что ближайшие галактики удаляются от нас, причем, чем галактика дальше, тем быстрее она от нас удаляется. Это открытие позволило понять, что в самом начале времени вся Вселенная произошла из одного места. Кроме того, исследование дало начало закону Хаббла-Леметра, включавшая постоянную Хаббла, которая характеризовала скорость расширения Вселенной.
Графическое представление сингулярности Вселенной. Фото: НАСА
Наиболее точные расчеты показывают, что она составляет около 70 (км / с) / Мпк (это означает, что Вселенная расширяется на 70 километров в секунду быстрее каждые 3,26 миллиона световых лет). Проблема в том, что существует два противоречивых метода расчета.
Сверхновые
Первый метод основан на космическом микроволновом фоне – излучение, которое зародилось спустя 370000 лет после Большого взрыва. Воспользовавшись данными, полученными в ходе миссии Планка, и принимая во внимание тот факт, что Вселенная однородная и изотропная, мы получаем значение постоянной Хаббла равной 67,4 (км / с) / Мпк. Второй метод основан на использовании сверхновых, с помощью которых можно точно рассчитать расстояние до галактик – хозяев. Так вот согласно второму методу значение постоянной Хаббла равно 74 (км / с) / Мпк.
Альберт Эйнштейн и Жорж Леметре
Причем эти два значения с каждым годом становились все более точными, но все равно отличались друг от друга. Чтобы решить эту загадку, Лукас Ломбрайзер, профессор кафедры теоретической физики Факультета наук UNIGE, предложил теорию, согласно которой Вселенная не такая и однородная. Мы можем легко представить, что материя распределена по-разному в пределах одной галактики, но чтобы она отличалась в масштабах в миллион раз больших, представить крайне трудно.
«Пузырь Хаббла»
«Если бы мы оказались в некоем гигантском пузыре, плотность которого была бы ниже, чем плотность остальной Вселенной, это имело бы решающее значение для определения постоянной Хаббла», — сказал Ломбрайзер.
Ученый рассчитал, что если бы пузырь имел бы диаметр 250 миллионов световых лет, а плотность вещества в нем была бы вдвое меньше, то расчеты, основанные на двух различных методах, совпадали.
Источник
Физика. 11 класс
Конспект урока
Физика, 11 класс
Урок 35. Вселенная
Перечень вопросов, рассматриваемых на уроке:
- современные представления о строении и эволюции Вселенной;
- теория Большого взрыва;
- реликтовое излучение;
- тёмная материя и тёмная энергия.
Глоссарий по теме:
Космология – наука, изучающая строение и эволюцию Вселенной.
Теория Большого взрыва, или, как она первоначально называлась, модель горячей Вселенной – космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной как целого.
Радиус Вселенной – оценивается с помощью закона Хаббла, R =1,24 ∙ 10 26 м.
Возраст Вселенной — оценивается с помощью закона Хаббла, t = 13 ∙ 10 9 лет.
Реликтовое излучение – излучение, которое осталось от горячего состояния вещества в начале расширения Вселенной.
Тёмная материя – гипотетическая форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и напрямую не взаимодействует с ним. Тёмная материя по массе в несколько раз превышает суммарную массу всех звёзд.
Тёмная энергия – гипотетический вид энергии, введённый в математическую модель Вселенной ради объяснения наблюдаемого её расширения с ускорением
Основная и дополнительная литература по теме урока:
1. Мякишев Г. Я., Буховцев Б. Б., Чаругин В. М. Физика. 11 класс. Учебник для общеобразовательных организаций М.: Просвещение, 2017. – С. 402 — 405.
2.Чаругин В.М. Астрономия. 10 — 11 классы: учебник для общеобразоват. организаций: базовый уровень. М.: Просвещение, 2018. С. 126 – 142.
Основное содержание урока
Наука, изучающая строение и эволюцию Вселенной, называется космологией.
Большое значение для развития современных представлений о строении и развитии Вселенной имеет общая теория относительности, созданная А. Эйнштейном. Она обобщает теорию тяготения Ньютона для массивных тел и скоростей движения вещества, сравнимых со скоростью света. Согласно общей теории относительности гравитационное взаимодействие передаётся с конечной скоростью, равной скорости света. (По теории Ньютона гравитационное взаимодействие передаётся мгновенно.)
Общая теория относительности накладывает определённые ограничения на геометрические свойства пространства, которое уже нельзя считать евклидовым. Согласно этой теории, время не имеет абсолютного характера, а движение и распределение материи в пространстве нельзя рассматривать в отрыве от геометрических свойств пространства и времени.
Впервые космологическую модель Вселенной в рамках общей теории относительности рассмотрел советский математик А. Фридман. Он показал, что Вселенная, однородно заполненная веществом, должна быть нестационарной, и тем самым объяснил наблюдаемую картину разбегания галактик.
Теория Большого взрыва, или, как она первоначально называлась, модель горячей Вселенной – космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной как целого. Её предложил российский и американский физик Г. А. Гамов. Согласно этой теории, наша Вселенная образовалась примерно 13,7 млрд лет назад. Случилось это в результате Большого взрыва – явления, которое произошло на невообразимо малых расстояниях 10 -33 см за очень короткий временной промежуток 10 -44 с. Плотность вещества, которое образовалось в результате Большого взрыва, была равна 10 94 г/см 3 . За очень короткое время, примерно 10 -33 с, Вселенная в результате инфляция увеличилась до размеров примерно 10 см. После того, как закончилась инфляция, во Вселенной образовались несколько видов элементарных частиц: кварки, глюоны, электроны и γ-кванты или фотоны и нейтрино. За время примерно 10 -10 с от начала Большого взрыва началась эра элементарных частиц, 10 -6 с – образование протонов и нейтронов, 3 минуты – образование лёгких ядер. В момент примерно 3000 лет образовались реликтовые фотоны. С тех пор они путешествуют во Вселенной, помогая нам восстанавливать события тех лет. Первые атомы образовались примерно через 300 000 лет, первые галактики и звёзды через 1 млрд лет после Большого взрыва.
Впервые термин «Большой взрыв» (Big Bang) применил известный британский астроном и космолог Фред Хойл в своей лекции в 1949 году.
Закон Хаббла позволил оценить радиус и возраст Вселенной: R =1,24 ∙ 10 26 м, t = 13 ∙ 10 9 лет.
Критическое значение плотности вещества, от которой зависит характер будущего движения (расширения или сжатия) Вселенной ρкр = 10 -26 кг/м 3 .
Если средняя плотность вещества во Вселенной больше критической (ρ > ρкр), то в будущем расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности равной или меньшей критической (ρ ≤ ρкр), расширение не прекратится. Наблюдаемое разбегание галактик указывает на расширение Вселенной.
Наблюдения указывают на то, что в галактиках имеется несветящееся вещество, которое не участвует в электромагнитном взаимодействии, слабо проявляется в ядерном и слабом взаимодействии, поэтому оно себя не обнаруживает. Его назвали тёмной материей. Тёмная материя по массе в несколько раз превышает суммарную массу всех звёзд.
Ряд наблюдений указывают на существование во Вселенной более экзотической по свойствам тёмной материи, которая по своей массе превышает все другие формы материи и вносит основной вклад в расширение Вселенной. Её назвали тёмной энергией.
Проявление тёмной энергии было обнаружено по наблюдениям вспышек сверхновых звёзд в очень далёких галактиках. Свойство тёмной энергии совершенно необычное, она проявляет себя только в гравитационном взаимодействии, не участвует в слабом ядерном и электромагнитном взаимодействиях. Она проявляет себя как сила отталкивания, пропорциональная расстоянию между телами.
Разбор тренировочного задания
1. Учёные считают, что возраст Вселенной составляет примерно:
4) 1500 млрд лет.
Возраст Вселенной можно рассчитать, используя закон Хаббла:
Ответ: 2) 13 млрд лет.
2. Влияет ли космологическое расширение Метагалактики на расстояние Земли
2) до центра Галактики;
3) до галактики М31 в созвездии Андромеды;
4) до центра местного сверхскопления галактик?
В космологическом расширении не участвуют гравитационно связанные системы (Солнечная система, галактика, скопления галактик). Поэтому в первых трех случаях космологическое расширение не влияет на расстояния между Землей и указанными объектами.
Источник