Урок по теме «Расширяющаяся Вселенная»
Разделы: Астрономия
Классы: 10 , 11
Цель: расширить знания о строении и эволюции уникального объекта Вселенной в целом.
Задачи:
- изучить модель расширяющейся Вселенной;
- выяснить с какой скоростью удаляются галактики
- определить возраст Вселенной;
- научить решать задачи с применением закона Хаббла
Оборудование к уроку: проектор, презентация, иллюстрации.
Структура урока:
1. Организационный момент
2. Актуализация знаний
3. Изучение нового материала
4. Закрепление нового материала
5. Подведение итогов урока
Ход урока
I. Организационный момент (приветствие, проверка отсутствующих)
II. Актуализация знаний
- Что такое фотометрический парадокс?
- Какое значение имеет общая теория относительности для астрономии?
- В чем суть общей теории относительности?
II. Изучение нового материала
Существовавшие на каждом этапе развития человеческой цивилизации представления о строении мира можно считать космологическими теориями соответствующей эпохи. Геоцентрическая система Аристотеля-Птолемея стала первой научно обоснованной космологической моделью Вселенной. Спустя 1500 лет ее сменила новая космологическая модель – гелиоцентрическая система, предложенная Коперником.
Космология – раздел астрономии, изучающий строение и эволюцию Вселенной в целом, используя при этом методы и достижения физики, математики и философии.
Только в XX веке было выработано понимание Вселенной как единого целого. Впервые космологическую модель Вселенной рассмотрел советский математик А.А.Фридман, основываясь на общей теории относительности А.Эйнштейна, и показал, что геометрические свойства Вселенной должны изменяться, т.е. расстояния между галактиками не могут оставаться постоянными. Фридман пришел к выводу, что материя в масштабах однородной и изотропной Вселенной не может находиться в покое – Вселенная должна либо сжиматься, либо расширяться.
Важное подтверждение теоретические выводы А.Фридмана получили благодаря наблюдениям Э.Хаббла. Измеряя лучевые скорости галактик, он обнаружил, что в их спектрах линии смещены к красному его концу, что, согласно эффекту Доплера, означало их удаление. В дальнейшем, сравнивая величину «красного смещения» в спектрах различных галактик, Э.Хаббл установил закон, который впоследствии был назван его именем.
Согласно закону Э. Хаббла, скорость удаления любой галактики от нас пропорциональна расстоянию до нее:
(где v – скорость удаления, H = 75 км/c * Мпк – постоянная Хаббла, R – расстояние до галактики)
Если скорость окажется меньше второй космической скорости, то наблюдаемое удаление галактики сменится приближением, т.е. расширение Вселенной сменится сжатием.
Если скорость будет больше или равна второй космической скорости, то галактика будет неограниченно удаляться, т.е. расширение носит неограниченный характер.
Пример 1. На каком расстоянии от нас находится галактика, имеющая скорость удаления 1,5 * 10 4 км/с?
Работы Э.Хаббла и А.Фридмана явились лишь началом изучения Вселенной, можно сказать, ее механики. Но именно они открыли дорогу последующим исследованиям физики тех процессов, которые происходили во Вселенной на различных этапах ее эволюции.
Развернувшиеся на протяжении XX века исследования затронули целый ряд фундаментальных проблем физики и позволили достичь во многих из них очень существенных и важных для современной науки результатов.
Взаимное удаление галактик означает, что в прошлом они были гораздо ближе расположены друг к другу, чем в современную эпоху. Закон Э.Хаббла дает возможность оценить время, которое прошло с момента начала их разбегания – начала расширения Вселенной.
Сейчас это время оценивается в 13 млрд лет. Таким образом, в столь отдаленную эпоху плотность во Вселенной была настолько велика, что ни галактики, ни звезды и никакие другие наблюдаемые в настоящее время объекты просто не могли существовать.
Некоторые видят в наблюдаемом разбегании галактик аналогию с разлетом вещества во время взрыва, поэтому теория расширения Вселенной получила название теории Большого взрыва.
III. Закрепление нового материала
Задача №1. Небольшая спиральная галактика с перемычкой NGC 1559 удаляется со скоростью около 1300 км/c. Определите расстояние до этого объекта.
Задача №2. Определите радиус наблюдаемой Вселенной с помощью закона Хаббла, учитывая, что максимальная скорость удаления галактики не может быть больше скорости света.
Ответ: 13 млрд. св.лет
Учащимся предлагается ответить на вопросы:
- Сформулируйте Закон Хаббла.
- Чему равна постоянная Хаббла?
- В каких единицах измеряются расстояния до далеких объектов Вселенной?
- Как можно оценить возраст Вселенной?
IV. Подведение итогов урока
Домашнее задание.
- § 35, вопросы после параграфа устно.
- Задача №3. Свет от галактики идет к нам 473 млн лет. С какой скоростью галактика удаляется от нас?
- Письменно ответить на вопрос (ответ обосновать): Куда и во что расширяется Вселенная?
Источник
Урок по астрономии «Расширяющаяся Вселенная»
Просмотр содержимого документа
«Урок по астрономии «Расширяющаяся Вселенная»»
Тема: Расширяющаяся Вселенная
Ответить на вопросы письменно в тетради.
Описать первую релятивистскую космологическую модель Вселенной.
Описать современную релятивистскую космологическую модель Вселенной.
Какой приблизительно возраст нашей Вселенной?
Какой предположительно размер имела сингулярность?
Какую предположительно плотность имела сингулярность?
Стационарна ли Вселенная?
Сжимается ли Вселенная или расширяется?
Как можно это доказать?
Вселенная расширяется?! Вряд ли что-нибудь подобное приходило в голову даже самым великим философам, астрономам, физикам прошлого. И в те времена, когда ученые признавали геоцентрическую систему мира и позднее — когда утвердилась гелиоцентрическая система Коперника, считалось, что Вселенная ограничена «сферой неподвижных звезд». Датский астроном Тихо Браге (1546-1601) многие годы был убежден, что во Вселенной ничего особенного не происходит, что она не изменяется со временем, что над Землей вечно сияли и будут сиять звезды привычных нам созвездий. Хотя он, конечно, наблюдал такие необычные явления на небе, как «падающие звезды» (метеоры) или кометы. А однажды вечером — это было 11 ноября 1572 года, — возвращаясь из алхимической лаборатории, 26-летний Тихо увидел в созвездии Кассиопеи яркую звезду, которой там раньше не было. Современные астрономы называют эту взорвавшуюся звезду его именем — Сверхновая Тихо. Тогда появившееся в небе светило, которое было ярче Венеры и видно даже днем, показалось Тихо Браге чудом. «Я был настолько поражен этим зрелищем, — записал он, — что не постыдился подвергнуть сомнению то, что видели мои собственные глаза. Не было ли это величайшим из чудес, которые случались когда-либо со времен начала мира. » Однако ни это столь удивительное открытие, ни многие другие, сделанные в последующие столетия, не изменили отношения ученых ко Вселенной в целом. Величайший из физиков ХХ века Альберт Эйнштейн первоначально тоже пришел к выводу о неизменности (статичности) и замкнутости Вселенной. Он говорил, что в мире, напоминающем поверхность шара, световой луч способен совершить «круговселенское» путешествие. С присущей ему скоростью (300000 км/с) он может отправиться в это путешествие из какой-нибудь точки, а потом, вдоволь нагулявшись среди сотен или даже тысяч миллиардов галактик, вернуться через десятки миллиардов лет к месту своего старта. Правда, Эйнштейн через некоторое время признал, что Вселенная совсем не такая. Какая же она, наша Вселенная?
Меняется ли Вселенная, или она всегда была, есть и будет такой, как в данный момент?
Расширяется ли Вселенная или сжимается?
Есть ли современные модели, позволяющие понять строение Вселенной?
Насколько Вселенная огромна и как давно она существует?
Космологические модели — это модели, пытающиеся описать развитие Вселенной как целого.
Первая релятивистская космологическая модель Вселенной была разработана А. Эйнштейном в 1917 году. В соответствии с представлениями классической астрономии о стационарности Вселенной, он исходил из предположения о неизменности свойств Вселенной, как целого во времени. Эйнштейн даже видоизменил общую теорию относительности, чтобы она удовлетворяла этому требованию, и ввел дополнительную космическую силу отталкивания, которая должна уравновесить взаимное притяжение звезд. Модель Эйнштейна носила стационарный характер, поскольку метрика пространства рассматривалась как независимая от времени. Время существования Вселенной считалось бесконечным, т.е. оно не имело ни начала, ни конца, а пространство было безгранично, но конечно.
Современная космологическая модель Вселенной.
В 1922 году российский математик и геофизик А.А. Фридман доказывал, что Вселенная не может быть стационарной, она должна либо расширяться, либо сжиматься. Эйнштейн сначала отрицательно отнесся к работам Фридмана, однако вскоре признал ее правильность. Модели Вселенной А.А. Фридмана вскоре получили подтверждение в наблюдениях движений далеких галактик – в эффекте «красного смещения», открытом в 1929 году американским астрономом Э. Хабблом.
Хаббл обнаружил, что в спектрах далеких галактик спектральные линии смещены к красному концу. Обнаруженный ранее эффект Доплера гласил, что при удалении от нас какого-либо источника колебаний, воспринимаемая нами частота колебаний уменьшается, а длина волны соответственно увеличивается. При излучении света происходит «покраснение», т.е. линии спектра сдвигаются в сторону более длинных красных волн. Если обнаруженное Хабблом красное смещение понимать как результат эффекта Доплера, то это означает, что галактики «удаляются» от нас со скоростью, линейно зависящей от расстояния. В настоящее время, уже зарегистрированы скорости удаления, порядка 100 000 км/с для наиболее далеких из наблюдаемых галактик. Разбегание галактик не следует представлять себе как некое обычное движение в не изменяющемся со временем пространстве. Это не движение объектов в неизмененном пространстве, а эффект, обусловленный новыми свойствами самого пространства – нестабильностью его материи. Итак, ни галактики расходятся в остающемся постоянном пространстве, а само пространство расширяется (меняется его метрика) с течением времени. Для большей ясности можно привести двухмерную модель, наглядно иллюстрирующую фридмановское расширение. Возьмем резиновую сферу и будем ее надувать. Тогда все точки на поверхности будут удаляться друг от друга, причем из любой точки все остальные будут выглядеть разбегающимися. Таким образом, то обстоятельство, что от данной точки все остальные удаляются, отнюдь, не свидетельствует о каком-то центральном, привилегированном положении этой точки.
В 1929 году, исходя из наблюдений спектров галактик, Эдвин Хаббл сформулировал закон: скорости удаления галактик возрастают пропорционально расстоянию до них. Этот закон получил название закона Хаббла.
Подавляющее большинство современных космологических теорий представляет собой модели эволюционирующей Вселенной. Наиболее обоснованной среди них, считается опирающаяся на идеи Фридмана модель горячего Большого взрыва, которую еще называют стандартной, по причине ее практически всеобщего признания в научной среде. Согласно этой гипотезе, наша Вселенная 13,75 ± 0,11 млрд лет назад возникла в результате космического Большого взрыва, которому предшествовало так называемое «сингулярное» (особое) состояние, когда материя видимой Вселенной была «стянута в точку», находясь в сверхплотном состоянии. Теоретические расчеты показывают, что в первоначальном, сингулярном, т.е. сверхплотном, состоянии плотность вещества Вселенной составила 1091 г/см³, а радиус был 10ˉˡ² см, что близко к классическому радиусу электрона.
Но представление о сингулярном состоянии как «стянутой в точку» материи с бесконечными значениями физических величин является, конечно, идеализацией, поскольку наука не располагает средствами установить размеры (радиус) видимой Вселенной в ее исходном сверхплотном состоянии. От первоначального сингулярного состояния Вселенная перешла к расширению в результате Большого взрыва, заполнившего все пространство. В итоге каждая частица материи устремилась прочь от любой другой. Всего лишь через одну сотую секунды после взрыва Вселенная имела температуру 100 000 млн. градусов по Кельвину. При такой температуре (выше температуры центра самой горячей звезды) молекулы, атома и даже ядра атомов существовать не могут. Вещество Вселенной пребывало в виде элементарных частиц, среди которых преобладали электроны, позитроны, нейтрино, фотоны, а также в относительно малом количестве протоны и нейтроны. Плотность вещества Вселенной спустя 0,01 секунд после взрыва была огромной – в 4000 млн раз больше, чем у воды. В конце первых трех минут после взрыва температура вещества Вселенной, непрерывно снижаясь, достигла 1 млрд градусов. При этой температуре начали образовываться ядра атомов, в частности, ядра тяжелого водорода и гелия. Однако вещество Вселенной в конце первых трех минут состояло в основном из фотонов, нейтрино и антинейтрино. Только по истечении нескольких сотен тысяч лет начали образовываться атомы, главным образом водорода и гелия, образовавшие водородно-гелиевую плазму. Существование Вселенной в качестве водородно-гелиевой плазмы подтверждается данными астрономии. В 1965 году было обнаружено так называемое «реликтовое» радиоизлучение Вселенной, представляющее собой излучение горячей плазмы, сохранившееся с того времени, когда звезд и галактик не было.
Источник
Урок по астрономии «Расширяющаяся Вселенная»
Просмотр содержимого документа
«Урок по астрономии «Расширяющаяся Вселенная»»
Тема: Расширяющаяся Вселенная
Ответить на вопросы письменно в тетради.
Описать первую релятивистскую космологическую модель Вселенной.
Описать современную релятивистскую космологическую модель Вселенной.
Какой приблизительно возраст нашей Вселенной?
Какой предположительно размер имела сингулярность?
Какую предположительно плотность имела сингулярность?
Стационарна ли Вселенная?
Сжимается ли Вселенная или расширяется?
Как можно это доказать?
Вселенная расширяется?! Вряд ли что-нибудь подобное приходило в голову даже самым великим философам, астрономам, физикам прошлого. И в те времена, когда ученые признавали геоцентрическую систему мира и позднее — когда утвердилась гелиоцентрическая система Коперника, считалось, что Вселенная ограничена «сферой неподвижных звезд». Датский астроном Тихо Браге (1546-1601) многие годы был убежден, что во Вселенной ничего особенного не происходит, что она не изменяется со временем, что над Землей вечно сияли и будут сиять звезды привычных нам созвездий. Хотя он, конечно, наблюдал такие необычные явления на небе, как «падающие звезды» (метеоры) или кометы. А однажды вечером — это было 11 ноября 1572 года, — возвращаясь из алхимической лаборатории, 26-летний Тихо увидел в созвездии Кассиопеи яркую звезду, которой там раньше не было. Современные астрономы называют эту взорвавшуюся звезду его именем — Сверхновая Тихо. Тогда появившееся в небе светило, которое было ярче Венеры и видно даже днем, показалось Тихо Браге чудом. «Я был настолько поражен этим зрелищем, — записал он, — что не постыдился подвергнуть сомнению то, что видели мои собственные глаза. Не было ли это величайшим из чудес, которые случались когда-либо со времен начала мира. » Однако ни это столь удивительное открытие, ни многие другие, сделанные в последующие столетия, не изменили отношения ученых ко Вселенной в целом. Величайший из физиков ХХ века Альберт Эйнштейн первоначально тоже пришел к выводу о неизменности (статичности) и замкнутости Вселенной. Он говорил, что в мире, напоминающем поверхность шара, световой луч способен совершить «круговселенское» путешествие. С присущей ему скоростью (300000 км/с) он может отправиться в это путешествие из какой-нибудь точки, а потом, вдоволь нагулявшись среди сотен или даже тысяч миллиардов галактик, вернуться через десятки миллиардов лет к месту своего старта. Правда, Эйнштейн через некоторое время признал, что Вселенная совсем не такая. Какая же она, наша Вселенная?
Меняется ли Вселенная, или она всегда была, есть и будет такой, как в данный момент?
Расширяется ли Вселенная или сжимается?
Есть ли современные модели, позволяющие понять строение Вселенной?
Насколько Вселенная огромна и как давно она существует?
Космологические модели — это модели, пытающиеся описать развитие Вселенной как целого.
Первая релятивистская космологическая модель Вселенной была разработана А. Эйнштейном в 1917 году. В соответствии с представлениями классической астрономии о стационарности Вселенной, он исходил из предположения о неизменности свойств Вселенной, как целого во времени. Эйнштейн даже видоизменил общую теорию относительности, чтобы она удовлетворяла этому требованию, и ввел дополнительную космическую силу отталкивания, которая должна уравновесить взаимное притяжение звезд. Модель Эйнштейна носила стационарный характер, поскольку метрика пространства рассматривалась как независимая от времени. Время существования Вселенной считалось бесконечным, т.е. оно не имело ни начала, ни конца, а пространство было безгранично, но конечно.
Современная космологическая модель Вселенной.
В 1922 году российский математик и геофизик А.А. Фридман доказывал, что Вселенная не может быть стационарной, она должна либо расширяться, либо сжиматься. Эйнштейн сначала отрицательно отнесся к работам Фридмана, однако вскоре признал ее правильность. Модели Вселенной А.А. Фридмана вскоре получили подтверждение в наблюдениях движений далеких галактик – в эффекте «красного смещения», открытом в 1929 году американским астрономом Э. Хабблом.
Хаббл обнаружил, что в спектрах далеких галактик спектральные линии смещены к красному концу. Обнаруженный ранее эффект Доплера гласил, что при удалении от нас какого-либо источника колебаний, воспринимаемая нами частота колебаний уменьшается, а длина волны соответственно увеличивается. При излучении света происходит «покраснение», т.е. линии спектра сдвигаются в сторону более длинных красных волн. Если обнаруженное Хабблом красное смещение понимать как результат эффекта Доплера, то это означает, что галактики «удаляются» от нас со скоростью, линейно зависящей от расстояния. В настоящее время, уже зарегистрированы скорости удаления, порядка 100 000 км/с для наиболее далеких из наблюдаемых галактик. Разбегание галактик не следует представлять себе как некое обычное движение в не изменяющемся со временем пространстве. Это не движение объектов в неизмененном пространстве, а эффект, обусловленный новыми свойствами самого пространства – нестабильностью его материи. Итак, ни галактики расходятся в остающемся постоянном пространстве, а само пространство расширяется (меняется его метрика) с течением времени. Для большей ясности можно привести двухмерную модель, наглядно иллюстрирующую фридмановское расширение. Возьмем резиновую сферу и будем ее надувать. Тогда все точки на поверхности будут удаляться друг от друга, причем из любой точки все остальные будут выглядеть разбегающимися. Таким образом, то обстоятельство, что от данной точки все остальные удаляются, отнюдь, не свидетельствует о каком-то центральном, привилегированном положении этой точки.
В 1929 году, исходя из наблюдений спектров галактик, Эдвин Хаббл сформулировал закон: скорости удаления галактик возрастают пропорционально расстоянию до них. Этот закон получил название закона Хаббла.
Подавляющее большинство современных космологических теорий представляет собой модели эволюционирующей Вселенной. Наиболее обоснованной среди них, считается опирающаяся на идеи Фридмана модель горячего Большого взрыва, которую еще называют стандартной, по причине ее практически всеобщего признания в научной среде. Согласно этой гипотезе, наша Вселенная 13,75 ± 0,11 млрд лет назад возникла в результате космического Большого взрыва, которому предшествовало так называемое «сингулярное» (особое) состояние, когда материя видимой Вселенной была «стянута в точку», находясь в сверхплотном состоянии. Теоретические расчеты показывают, что в первоначальном, сингулярном, т.е. сверхплотном, состоянии плотность вещества Вселенной составила 1091 г/см³, а радиус был 10ˉˡ² см, что близко к классическому радиусу электрона.
Но представление о сингулярном состоянии как «стянутой в точку» материи с бесконечными значениями физических величин является, конечно, идеализацией, поскольку наука не располагает средствами установить размеры (радиус) видимой Вселенной в ее исходном сверхплотном состоянии. От первоначального сингулярного состояния Вселенная перешла к расширению в результате Большого взрыва, заполнившего все пространство. В итоге каждая частица материи устремилась прочь от любой другой. Всего лишь через одну сотую секунды после взрыва Вселенная имела температуру 100 000 млн. градусов по Кельвину. При такой температуре (выше температуры центра самой горячей звезды) молекулы, атома и даже ядра атомов существовать не могут. Вещество Вселенной пребывало в виде элементарных частиц, среди которых преобладали электроны, позитроны, нейтрино, фотоны, а также в относительно малом количестве протоны и нейтроны. Плотность вещества Вселенной спустя 0,01 секунд после взрыва была огромной – в 4000 млн раз больше, чем у воды. В конце первых трех минут после взрыва температура вещества Вселенной, непрерывно снижаясь, достигла 1 млрд градусов. При этой температуре начали образовываться ядра атомов, в частности, ядра тяжелого водорода и гелия. Однако вещество Вселенной в конце первых трех минут состояло в основном из фотонов, нейтрино и антинейтрино. Только по истечении нескольких сотен тысяч лет начали образовываться атомы, главным образом водорода и гелия, образовавшие водородно-гелиевую плазму. Существование Вселенной в качестве водородно-гелиевой плазмы подтверждается данными астрономии. В 1965 году было обнаружено так называемое «реликтовое» радиоизлучение Вселенной, представляющее собой излучение горячей плазмы, сохранившееся с того времени, когда звезд и галактик не было.
Источник