Қараңғы энергия және Хаббл заңы. Галактикалардың әмбебап құлдырау заңын Хаббл заңы белгілейді
Бірінші дүниежүзілік соғыстан оралған Эдвин Хаббл сол кезде әлемдегі ең жақсы жабдықталған Оңтүстік Калифорниядағы Маунт Вилсон биіктік астрономиялық обсерваториясына жұмысқа орналасты. Негізгі айна диаметрі 2,5 м болатын ең жаңа шағылыстыратын телескопты пайдалана отырып, ол біздің Ғалам туралы түсінігімізді мәңгілікке өзгерткен қызықты өлшемдер сериясын жасады.
Шын мәнінде, Хаббл бұрыннан келе жатқан бір астрономиялық мәселені - тұмандықтардың табиғатын зерттеуді мақсат етті. Бұл жұмбақ нысандар 18 ғасырдан бастап ғалымдарды өздерінің шығу тегінің құпиясымен алаңдатты. 20-ғасырға қарай бұл тұмандықтардың кейбірі жұлдыздарды тудырып, еріді, бірақ бұлттардың көпшілігі тұманды болып қала берді, әсіресе табиғаты бойынша. Бұл жерде ғалымдар өздеріне сұрақ қойды: бұл тұманды түзілімдер қай жерде - біздің Галактикада орналасқан? немесе олардың кейбіреулері сол дәуірдің күрделі тілін қолдану үшін басқа «Әлем аралдарын» білдіреді ме? 1917 жылы Вильсон тауында телескопты пайдалануға бергенге дейін бұл мәселе тек теориялық болды, өйткені бұл тұмандықтарға дейінгі қашықтықты өлшеуге арналған техникалық құралдар болмады.
Хаббл өз зерттеулерін ежелден бері ең танымал тұмандықтан бастады.
Андромеда. 1923 жылға қарай ол бұл тұмандықтың шеттері жекелеген жұлдыздардың шоғырлары екенін, олардың кейбіреулері Цефеидтік айнымалылар класына жататынын (астрономиялық классификация бойынша) көре алды. Цефеид айнымалысын ұзақ уақыт бақылай отырып, астрономдар оның жарқырауының өзгеру периодын өлшейді, содан кейін период-жарық қатынасын пайдалана отырып, ол шығаратын жарық мөлшерін анықтайды. Келесі қадамның не екенін жақсы түсіну үшін осы ұқсастықты келтірейік. Сіз қараңғы түнде тұрғаныңызды елестетіп көріңіз, содан кейін алыста біреу электр шамын қосады. Сіз айналаңызда осы алыстағы шамнан басқа ештеңе көрмегендіктен, оған дейінгі қашықтықты анықтау мүмкін емес. Мүмкін ол өте жарық және алыста жарқырайды немесе ол күңгірт және жақын жерде жарқырайды. Мұны қалай анықтауға болады? Енді сіз қандай да бір жолмен шамның қуатын біле алдыңыз деп елестетіп көріңіз - айталық, 60, 100 немесе 150 ватт. Тапсырма бірден жеңілдетілді, өйткені көрінетін жарықтан сіз оған дейінгі геометриялық қашықтықты шамамен есептей аласыз. Сонымен: Цефеидтің жарқырауының өзгеру кезеңін өлшеген кезде астроном шамамен сіз сияқты жағдайда болады, алыстағы шамға дейінгі қашықтықты есептеп, оның жарқырауын (сәулелену қуатын) біледі.
Хаббл жасаған бірінші нәрсе Андромеда тұманының шетіндегі Цефеидтерге дейінгі қашықтықты, демек тұмандықтың өзіне дейінгі қашықтықты есептеді: 900 000 жарық жылы (қазіргі кезде Андромеда галактикасына дейінгі дәлірек есептелген қашықтық 2,3 млн. жарық жылдары). Осы және басқа да тұмандықтарды бақылай отырып, Хаббл Ғаламның құрылымы туралы негізгі қорытындыға келді: ол орасан зор жұлдыз шоғырларының - галактикалардың жиынтығынан тұрады. Олар бізге аспандағы алыстағы тұманды «бұлттар» болып көрінеді, өйткені біз мұндай үлкен қашықтықта жеке жұлдыздарды көре алмаймыз. Хабблдың ғылымға сіңірген қызметтерін бүкіл әлем мойындауы үшін, шын мәнінде, осы жаңалықтың өзі жеткілікті болар еді.
Ғалым мұнымен тоқтап қалмай, алынған деректерде астрономдар бұрын да байқаған, бірақ түсіндіруге қиналған тағы бір маңызды аспектіні байқады. Атап айтқанда: алыс галактикалардың атомдары шығаратын спектрлік жарық толқындарының байқалатын ұзындығы жердегі зертханалардағы бірдей атомдар шығаратын спектрлік толқындардың ұзындығынан біршама төмен. Яғни, көрші галактикалардың сәулелену спектрінде электрон орбитадан орбитаға секіргенде атом шығаратын жарық кванты Жердегі бір атом шығаратын ұқсас квантпен салыстырғанда жиілік бойынша спектрдің қызыл бөлігіне қарай ығысады. . Хаббл бұл бақылауды Доплер эффектінің көрінісі ретінде түсіндіруге еркіндік берді, бұл барлық байқалған көрші галактикалардың Жерден алыстап бара жатқанын білдіреді, өйткені Құс жолынан тыс галактикалық нысандардың барлығы дерлік олардың жылдамдығына пропорционал спектрлік қызыл ығысуды көрсетеді. жою.
Ең бастысы, Хаббл көрші галактикаларға дейінгі қашықтықты өлшеу нәтижелерін (цефеидтік айнымалыларды бақылау негізінде) олардың құлдырау жылдамдығын өлшеумен (қызыл жылжу негізінде) салыстыра алды. Ал Хаббл галактика бізден неғұрлым алыс болса, соғұрлым тезірек алыстайтынын анықтады. Жергілікті бақылау нүктесінен алыстаған сайын жоғары жылдамдықпен көрінетін Әлемнің орталықтан тепкіш «шашырау» құбылысының дәл осы құбылысы Хаббл заңы деп аталады. Математикалық тұрғыдан ол өте қарапайым тұжырымдалған:
v = сағ
Мұндағы v – галактиканың бізден алыстау жылдамдығы, r – оған дейінгі қашықтық, ал Н – Хаббл тұрақтысы деп аталады.
Соңғысы эксперименталды түрде анықталған және қазіргі уақытта шамамен 70 км/(с Mpc) (мегапарсекке секундына километр; 1 Мпк шамамен 3,3 миллион жарық жылына тең) деп бағаланады. Бұл бізден 10 мегапарсек қашықтықтағы галактика бізден 700 км/с жылдамдықпен қашады дегенді білдіреді, 100 Мпк қашықтықта 7000 км/с жылдамдықпен және т.б. Ал, бастапқыда Хаббл келгенімен. осы заңға бізге ең жақын бірнеше галактикаларды ғана бақылау нәтижесінде Құс жолынан барған сайын алыстап бара жатқан көрінетін Әлемнің көптеген жаңа галактикаларының бірі де осы заңның шеңберінен шықпайды;
Сонымен, Хаббл заңының негізгі және керемет көрінетін салдары: Әлем кеңейеді! Бұл сурет маған ең анық болып көрінеді: галактикалар тез көтерілетін ашытқы қамырындағы мейіздер. Өзіңізді мейіздің біріндегі микроскопиялық тіршілік иесі ретінде елестетіп көріңіз, ол үшін қамыр мөлдір болып көрінеді: сіз не көресіз? Қамыр көтерілген сайын, барлық басқа мейіздер сізден алыстайды, ал мейіз неғұрлым алыс болса, соғұрлым ол сізден тезірек алыстайды (себебі сіз бен алыстағы мейіздердің арасына қарағанда кеңейетін қамыр бар). Сонымен қатар, сізге кеңейіп жатқан әмбебап сынақтың дәл ортасында тұрған сіз сияқты көрінетін болады және бұл жерде таңқаларлық ештеңе жоқ - егер сіз басқа мейізде болсаңыз, сізге бәрі бірдей болып көрінетін еді. Сонымен, галактикалар бір қарапайым себеппен шашырап жатыр: әлемдік кеңістіктің құрылымының өзі кеңеюде. Барлық бақылаушылар (сіз де, мен де ерекше емеспіз) өздерін Әлемнің орталығындамыз деп санайды. Мұны 15 ғасырдың ойшылы Николас Кузский жақсы тұжырымдаған: «Кез келген нүкте – шексіз Әлемнің орталығы».
Дегенмен, Хаббл заңы бізге Әлемнің табиғаты туралы тағы бір нәрсені айтады - және бұл «бір нәрсе» жай ғана ерекше. Ғаламның уақыт бойынша бастауы болды. Және бұл өте қарапайым қорытынды: біз бақылап отырған Әлемнің кеңеюінің әдеттегі кинофильмін түсіру және ойша «артқа айналдыру» жеткілікті - және біз ғаламның барлық материясы тығыз тығыздалған кезде жетеміз. Әлемнің қазіргі масштабымен салыстырғанда өте аз көлемде қоршалған прото-материя кесегі. Аса ыстық материяның өте тығыз шоғырынан пайда болған және содан бері кеңейіп, салқындаған Ғалам идеясы Үлкен жарылыс теориясы деп аталады және бүгінгі күні ғаламның пайда болуы мен эволюциясының сәтті космологиялық моделі жоқ. Ғалам. Хаббл заңы, айтпақшы, Әлемнің жасын бағалауға да көмектеседі (әрине, өте жеңілдетілген және шамамен). Барлық галактикалар ең басынан бастап бізден бүгінгі біз байқап отырған v жылдамдығымен алыстап кетті делік.
Олардың ұшу басынан бері өткен уақыт t болсын. Бұл Ғаламның жасы болады және ол қатынастармен анықталады:
v x t = r, немесе t = r/V
Бірақ Хаббл заңынан бұл шығады
r/v = 1/H
Мұндағы Н – Хаббл тұрақтысы. Бұл дегеніміз, сыртқы галактикалардың шегіну жылдамдығын өлшеп және H-ті эксперименттік түрде анықтай отырып, біз сол арқылы галактикалардың таралатын уақытының бағасын аламыз. Бұл Ғаламның болжалды өмір сүру ұзақтығы. Есте сақтауға тырысыңыз: ең соңғы бағалаулар біздің Ғаламның жасын шамамен 15 миллиард жыл деп көрсетеді, бірнеше миллиард жыл береді немесе алады. (Салыстыру үшін, Жердің жасы 4,5 миллиард жыл деп бағаланады, ал ондағы тіршілік шамамен 4 миллиард жыл бұрын басталған.)
Галактиканың бізден алыстайтын көрінетін жылдамдығы оның қашықтығына тура пропорционал.
Бірінші дүниежүзілік соғыстан оралған Эдвин Хаббл сол кезде әлемдегі ең жақсы жабдықталған Оңтүстік Калифорниядағы Маунт Вилсон биіктік астрономиялық обсерваториясына жұмысқа орналасты. Негізгі айна диаметрі 2,5 м болатын ең жаңа шағылыстыратын телескопты пайдалана отырып, ол біздің Ғалам туралы түсінігімізді мәңгілікке өзгерткен қызықты өлшемдер сериясын жасады.
Шын мәнінде, Хаббл бұрыннан келе жатқан бір астрономиялық мәселені - тұмандықтардың табиғатын зерттеуді көздеді. Бұл жұмбақ нысандар 18 ғасырдан бастап ғалымдарды өздерінің шығу тегінің құпиясымен алаңдатты. 20-ғасырға қарай бұл тұмандықтардың кейбірі жұлдыздарды тудырып, еріді, бірақ бұлттардың көпшілігі тұманды болып қала берді, әсіресе табиғаты бойынша. Мұнда ғалымдар сұрақ қойды: бұл тұманды түзілімдер қай жерде - біздің Галактикада орналасқан? немесе олардың кейбіреулері сол дәуірдің күрделі тілін қолдану үшін басқа «Әлем аралдарын» білдіреді ме? 1917 жылы Вильсон тауында телескопты пайдалануға бергенге дейін бұл мәселе тек теориялық болды, өйткені бұл тұмандықтарға дейінгі қашықтықты өлшеуге арналған техникалық құралдар болмады.
Хаббл өз зерттеулерін Андромеда тұмандығынан бастады, бәлкім, ежелден ең танымал. 1923 жылға қарай ол бұл тұмандықтың шеттері жекелеген жұлдыздар кластерлері екенін, олардың кейбіреулері класқа жататынын көре алды. Цефеидтік айнымалылар(астрономиялық классификация бойынша). Цефеид айнымалысын жеткілікті ұзақ уақыт бойы бақылай отырып, астрономдар оның жарқырауының өзгеру периодын өлшейді, содан кейін период-жарық қатынасын пайдалана отырып, ол шығаратын жарық мөлшерін анықтайды.
Келесі қадамның не екенін жақсы түсіну үшін осы ұқсастықты келтірейік. Сіз қараңғы түнде тұрғаныңызды елестетіп көріңіз, содан кейін алыста біреу электр шамын қосады. Сіз айналаңызда осы алыс шамнан басқа ештеңе көрмегендіктен, оған дейінгі қашықтықты анықтау мүмкін емес. Мүмкін ол өте жарық және алыста жарқырайды, мүмкін ол күңгірт және жақын жерде жарқырайды. Мұны қалай анықтауға болады? Енді сіз қандай да бір жолмен шамның қуатын біле алдыңыз деп елестетіп көріңіз - айталық, 60, 100 немесе 150 ватт. Тапсырма бірден жеңілдетілді, өйткені көрінетін жарықтан сіз оған дейінгі геометриялық қашықтықты шамамен есептей аласыз. Сонымен: Цефеидтің жарқырауының өзгеру кезеңін өлшеген кезде астроном шамамен сіз сияқты жағдайда болады, алыстағы шамға дейінгі қашықтықты есептеп, оның жарқырауын (сәулелену қуатын) біледі.
Хаббл жасаған бірінші нәрсе Андромеда тұманының шетіндегі Цефеидтерге дейінгі қашықтықты, демек тұмандықтың өзіне дейінгі қашықтықты есептеді: 900 000 жарық жылы (қазіргі кезде Андромеда галактикасына дейінгі дәлірек есептелген қашықтық 2,3 млн. жарық жылдары - Ескерту автор) – яғни, тұмандық Құс жолы – біздің галактикадан әлдеқайда тысқары жерде орналасқан. Осы және басқа да тұмандықтарды бақылай отырып, Хаббл Ғаламның құрылымы туралы негізгі қорытындыға келді: ол үлкен жұлдыз шоғырларының жиынтығынан тұрады - галактикалар. Олар бізге аспандағы алыстағы тұманды «бұлттар» болып көрінеді, өйткені біз мұндай үлкен қашықтықта жеке жұлдыздарды көре алмаймыз. Хабблдың ғылымға сіңірген қызметтерін бүкіл әлем мойындауы үшін, шын мәнінде, осы жаңалықтың өзі жеткілікті болар еді.
Ғалым мұнымен тоқтап қалмай, алынған деректерде астрономдар бұрын да байқаған, бірақ түсіндіруге қиналған тағы бір маңызды аспектіні байқады. Атап айтқанда: алыс галактикалардың атомдары шығаратын спектрлік жарық толқындарының байқалатын ұзындығы жердегі зертханалардағы бірдей атомдар шығаратын спектрлік толқындардың ұзындығынан біршама төмен. Яғни, көрші галактикалардың сәулелену спектрінде электрон орбитадан орбитаға секіргенде атом шығаратын жарық кванты Жердегі бір атом шығаратын ұқсас квантпен салыстырғанда жиілік бойынша спектрдің қызыл бөлігіне қарай ығысады. . Хаббл бұл бақылауды Доплер эффектінің көрінісі ретінде түсіндіру еркіндігін алды, яғни барлық байқалған көрші галактикалар жойыладыЖерден, өйткені Құс жолынан тыс барлық галактикалық нысандар дәл бар қызылолардың жойылу жылдамдығына пропорционал спектрлік ығысу.
Ең бастысы, Хаббл көрші галактикаларға дейінгі қашықтықты өлшеу нәтижелерін (цефеидтік айнымалыларды бақылау негізінде) олардың құлдырау жылдамдығын өлшеумен (қызыл жылжу негізінде) салыстыра алды. Ал Хаббл галактика бізден неғұрлым алыс болса, соғұрлым тезірек алыстайтынын анықтады. Жергілікті бақылау нүктесінен алыстаған сайын жоғары жылдамдықпен көрінетін Әлемнің орталықтан тепкіш «шашырау» құбылысының дәл осы құбылысы Хаббл заңы деп аталады. Математикалық тұрғыдан ол өте қарапайым тұжырымдалған:
Қайда v— галактиканың бізден алыстау жылдамдығы, r- оған дейінгі қашықтық, және Х- деп аталатын Хаббл тұрақтысы. Соңғысы эксперименталды түрде анықталған және қазіргі уақытта шамамен 70 км/(с Mpc) (мегапарсекке секундына километр; 1 Мпк шамамен 3,3 миллион жарық жылына тең) деп бағаланады. Бұл бізден 10 мегапарсек қашықтықтағы галактика бізден 700 км/с жылдамдықпен қашады дегенді білдіреді, 100 Мпк қашықтықта 7000 км/с жылдамдықпен және т.б. Ал, бастапқыда Хаббл келгенімен. осы заңға бізге ең жақын бірнеше галактикаларды ғана бақылау нәтижесінде Құс жолынан барған сайын алыстап бара жатқан көрінетін Әлемнің көптеген жаңа галактикаларының бірі де осы заңның шеңберінен шықпайды;
Сонымен, Хаббл заңының негізгі және керемет көрінетін салдары: Әлем кеңейіп жатыр! Бұл сурет маған былайша анық көрінеді: галактикалар тез көтерілетін ашытқы қамырындағы мейіздер. Өзіңізді мейіздің біріндегі микроскопиялық тіршілік иесі ретінде елестетіп көріңіз, ол үшін қамыр мөлдір болып көрінеді: сіз не көресіз? Қамыр көтерілген сайын, барлық басқа мейіздер сізден алыстайды, ал мейіз неғұрлым алыс болса, соғұрлым ол сізден тезірек алыстайды (себебі сіз бен алыстағы мейіздердің арасына қарағанда кеңейетін қамыр бар). Сонымен қатар, сізге кеңейіп жатқан әмбебап сынақтың дәл ортасында тұрған сіз сияқты көрінетін болады және бұл жерде таңқаларлық ештеңе жоқ - егер сіз басқа мейізде болсаңыз, сізге бәрі бірдей болып көрінетін еді. Сонымен, галактикалар бір қарапайым себеппен шашырап жатыр: әлемдік кеңістіктің тінінің өзі кеңеюде. Барлық бақылаушылар (сіз де, мен де ерекшелік емеспіз) өздерін Әлемнің орталығындамыз деп санайды. Мұны 15 ғасырдың ойшылы Николас Кузский жақсы тұжырымдаған: «Кез келген нүкте – шексіз Әлемнің орталығы».
Дегенмен, Хаббл заңы бізге Әлемнің табиғаты туралы тағы бір нәрсені айтады - және бұл «бір нәрсе» жай ғана ерекше. Ғаламның уақыт бойынша бастауы болды. Және бұл өте қарапайым қорытынды: біз бақылап отырған Әлемнің кеңеюінің әдеттегі кинокартинасын алып, ойша «артқа айналдыру» жеткілікті - және біз ғаламның барлық материясының сығымдалған кезіне жетеміз. Әлемнің қазіргі масштабымен салыстырғанда өте аз көлемде қоршалған протоматерияның тығыз кесегі. Аса ыстық материяның өте тығыз шоғырынан пайда болған және содан бері кеңейіп, салқындаған Ғалам идеясы Үлкен жарылыс теориясы деп аталады және бүгінгі күні ғаламның пайда болуы мен эволюциясының сәтті космологиялық моделі жоқ. Ғалам. Хаббл заңы, айтпақшы, Әлемнің жасын бағалауға да көмектеседі (әрине, өте жеңілдетілген және шамамен). Барлық галактикалар әуел бастан бірдей жылдамдықпен бізден алыстап кетті делік vбүгін көріп отырғанымыз. Болсын т— олардың ұшу басынан бері өткен уақыт. Бұл Ғаламның жасы болады және ол қатынастармен анықталады:
v x т = r,немесе t = r/В
Бірақ Хаббл заңынан бұл шығады
r/v = 1/Х
Қайда Н— Хаббл тұрақтысы. Бұл сыртқы галактикалардың құлдырау жылдамдығын өлшеу және эксперименталды түрде анықтау арқылы Н, осылайша біз галактикалар таралатын уақыттың бағасын аламыз. Бұл Ғаламның болжалды өмір сүру ұзақтығы. Есте сақтауға тырысыңыз: ең соңғы бағалаулар біздің Ғаламның жасын шамамен 15 миллиард жыл деп көрсетеді, бірнеше миллиард жыл береді немесе алады. (Салыстыру үшін, Жердің жасы 4,5 миллиард жыл деп бағаланады, ал ондағы тіршілік шамамен 4 миллиард жыл бұрын басталған.)
Сондай-ақ қараңыз:
Эдвин Пауэлл Хаббл, 1889-1953 ж
Америкалық астроном. Маршфилдте (Миссури, АҚШ) дүниеге келген ол Уитонда (Иллинойс) өсті - ол кезде бұл университет емес, Чикагоның өнеркәсіптік маңы болды. Ол Чикаго университетін үздік бітірді (бұл жерде де спорттық жетістіктерімен ерекшеленді). Колледжде оқып жүргенде ол Нобель сыйлығының лауреаты Роберт Милликанның зертханасында ассистент (Милликанның тәжірибесін қараңыз), жазғы демалыста теміржол құрылысында геодезист болып жұмыс істеді. Кейіннен Хаббл басқа жұмысшымен бірге геодезиялық топты өркениет игілігіне қайтарып жатқан соңғы пойыздың артына қалай түскенін еске алуды жақсы көрді. Олар үш күн бойы орманды аралап, елді мекенге жеткен. Оларда ешқандай азық-түлік болмады, бірақ Хабблдың өзі айтқандай: «Әрине, кірпіні немесе құсты өлтіруге болатын еді, бірақ неге? Ең бастысы, айналада су жеткілікті болды».
1910 жылы бакалавр дәрежесін алғаннан кейін Хаббл Родос стипендиясының арқасында Оксфордқа барды. Онда ол римдік және британдық құқықты зерттей бастады, бірақ өз сөзімен айтқанда, «заңды астрономияға ауыстырды» және Чикагоға қайтып оралды, ол жерде диссертациясын қорғауға дайындала бастады. Ғалым бақылауларының көбін Чикагоның солтүстігінде орналасқан Йеркес обсерваториясында жүргізді. Онда оны Джордж Эллери Хейл (1868-1938) байқап, 1917 жылы жас жігітті жаңа Уилсон тауы обсерваториясына шақырды.
Алайда мұнда тарихи оқиғалар араласты. Америка Құрама Штаттары Бірінші дүниежүзілік соғысқа кірді, ал Хаббл бір түнде кандидаттық диссертациясын аяқтады. Д., келесі күні таңертең оны қорғады және дереу әскерге өз еркімен кетті. Оның жетекшісі Хейл Хабблдан мынадай мазмұндағы жеделхат алды: «Мен қорғанысты тойлауға шақырудан бас тартқаныма өкінемін. Ол соғысқа кетті». Еріктілер тобы Францияға соғыстың соңында келді және тіпті соғыс қимылдарына қатыспады, бірақ Хаббл қаңғыбас снарядтан снарядты алып үлгерді. 1919 жылдың жазында демобилизацияланған ғалым Калифорниядағы Вильсон тауы обсерваториясына дереу оралды, онда ол көп ұзамай Ғаламның Хаббл заңы деп аталатын бір-бірінен ұшатын галактикалардан тұратынын анықтады.
1930 жылдары Хаббл Құс жолынан тыс әлемді белсенді түрде зерттеуді жалғастырды, ол үшін көп ұзамай ол тек ғылыми ортада ғана емес, сонымен қатар қалың жұртшылық арасында да танымал болды. Ол атақ-даңққа ие болды және сол жылдардағы фотосуреттерде ғалымның сол дәуірдің әйгілі кино жұлдыздарының ортасында суретке түскенін жиі көруге болады.
Хабблдың «Тумандықтар патшалығы» ғылыми-көпшілік кітабы (Тұмандықтар патшалығы), 1936 жылы жарық көрген еңбегі ғалымның танымалдылығын одан әрі арттыра түсті. Әділдік үшін айта кету керек, Екінші дүниежүзілік соғыс кезінде ғалым өзінің астрофизикалық зерттеулерін тастап, Абердиндегі (Мэриленд) дыбыстан жоғары жел туннелі полигонының бас директоры ретінде қолданбалы баллистикада адал жұмыс істеді, содан кейін ол астрофизикаға қайта оралды. өмірінің соңына дейін Вильсон тауы мен Паломар обсерваториясының бірлескен ғылыми кеңесінің төрағасы қызметін атқарды. Атап айтқанда, ол 1949 жылы Паломар обсерваториясында пайдалануға берілген әйгілі екі жүз дюймдік (бес метрлік) Хейл телескопының негізгі дизайнының қозғаушы идеясы мен техникалық дамуына жауапты болды. Бұл телескоп бүгінгі күнге дейін материалда бейнеленген астрометрияның шыңы болып қала береді. Осы тамаша аспаптың окуляры арқылы Ғаламның тереңдігіне үңілген заманауи астрофизиктердің алғашқысы Хаббл болғаны дұрыс шығар.
Егер астрономияны елемейтін болсақ, Эдвин Хаббл әдетте ерекше кең қызығушылықтары бар адам болды. Осылайша, 1938 жылы ол Оңтүстік Калифорниядағы Хантингтон кітапханасы мен оның өнер галереясының (Лос-Анджелес, АҚШ) қамқоршылар кеңесіне сайланды. Ғалым ғылым тарихына қатысты өзінің бірегей көне кітаптар жинағын осы кітапханаға сыйға тартты. Хабблдың сүйікті демалыс түрі иіру таяқпен балық аулау болды - ол бұл жағынан да жоғары нәтижеге қол жеткізді және оның Рокки тауларының (АҚШ) таулы ағындарындағы және өзендегі сынақтағы (Англия) рекордтары әлі де теңдесі жоқ болып саналады... Эдвин Хаббл 1953 жылы 28 қыркүйекте церебральды қан кету нәтижесінде кенеттен қайтыс болды.
1. Хаббл заңы. Ньютон-Хаббл заңы.
Әдебиеттер тізімі
Хаббл заңы. Ньютон-Хаббл заңы
Хаббл заңы (галактикалардың әмбебап құлдырау заңы) галактикалардың қызыл ығысуын және оларға дейінгі қашықтықты сызықтық түрде байланыстыратын эмпирикалық заң:
мұндағы z – галактиканың қызыл ығысуы, D – оған дейінгі қашықтық, H0 – Хаббл тұрақтысы деп аталатын пропорционалдық коэффициенті. Кіші z мәнінде cz=Vr жуық теңдігі орындалады, мұнда Vr – галактиканың бақылаушының көру сызығы бойынша жылдамдығы, c – жарық жылдамдығы. Бұл жағдайда заң классикалық формада:
Бұл жас қазіргі уақытта Әлемнің кеңеюінің тән уақыты болып табылады және 2 есеге дейін стандартты Фридман космологиялық моделі арқылы есептелген Әлемнің жасына сәйкес келеді.
1913-1914 жылдары американдық астроном Весто Слифер Андромеда тұмандығы мен оннан астам аспан нысандары Күн жүйесіне қатысты орасан зор жылдамдықпен (шамамен 1000 км/сек) қозғалатынын анықтады. Бұл олардың барлығы Галактикадан тыс жерде орналасқанын білдіреді (бұрын көптеген астрономдар тұмандықтар біздің Галактикада пайда болған планеталық жүйелер деп есептеген).
Тағы бір маңызды нәтиже: Слифер зерттеген барлық тұмандықтар, 3-тен басқа, Күн жүйесінен алыстап кетті. 1917-1922 жылдары Слифер барлық экстрагалактикалық тұмандықтардың жылдамдығы Күннен алыс бағытталғанын растайтын қосымша мәліметтер алды. Артур Эддингтон сол жылдары талқыланған Жалпы салыстырмалылық теориясының космологиялық үлгілеріне сүйене отырып, бұл факт жалпы табиғи заңдылықты көрсетеді деп болжайды: Әлем кеңейіп жатыр, астрономиялық объект бізден неғұрлым алыс болса, оның салыстырмалы жылдамдығы соғұрлым жоғары болады.
Ғаламның кеңеюі заңының түрін галактикалар үшін эксперименталды түрде 1927 жылы бельгиялық ғалым Жорж Лемаитр, кейінірек 1929 жылы атақты Э.Хаббл 100 дюймдік телескопты пайдаланып, жақын жердегі галактикаларды жұлдыздарға бөлетін етіп белгіледі. Олардың арасында цефеидтер болды, олардың период-жарық қатынасын пайдалана отырып, Хаббл оларға дейінгі қашықтықты, сондай-ақ олардың радиалды жылдамдығын анықтауға мүмкіндік беретін галактикалардың қызыл ығысуын өлшеді.
Хаббл алған пропорционалдық коэффициенті бір мегапарсек үшін шамамен 500 км/с болды. Қазіргі мән мегапарсек үшін 73,8 ± 2,4 км/с құрайды. Мұндай елеулі айырмашылық екі фактормен қамтамасыз етіледі: сөну үшін период-жарық қатынасы үшін нөлдік нүктелік түзетудің болмауы (ол әлі ашылған жоқ) және жергілікті топ үшін жалпы жылдамдыққа меншікті жылдамдықтардың маңызды үлесі. галактикалардың.
Классикалық механика тұрғысынан Хаббл заңын келесідей анық түсіндіруге болады. Бір кездері Әлем Үлкен жарылыс нәтижесінде пайда болды. Жарылыс кезінде заттардың әртүрлі бөлшектері (фрагменттері) әртүрлі жылдамдықтарды алды. Олардың жоғары жылдамдыққа ие болғандары, сәйкесінше, төмен жылдамдықты алғандарға қарағанда, алысырақ ұша алды. Егер сандық есеп жүргізсек, қашықтықтың жылдамдыққа тәуелділігі сызықты болып шығады. Сонымен қатар, бұл тәуелділік кеңістіктегі барлық нүктелер үшін бірдей болатыны белгілі болды, яғни ұшатын фрагменттерді бақылаудан жарылыс нүктесін табу мүмкін емес: әрбір фрагменттің көзқарасы бойынша ол орталықта орналасқан. . Алайда, бұл айқындыққа қарамастан, Әлемнің кеңеюін классикалық механика емес, жалпы салыстырмалылық теориясы сипаттауы керек екенін есте ұстаған жөн.
Бірінші мәселе, бақылаулар миллиондаған жылдар бойы жарық галактикалардан тарағандықтан, біз оларды бұрын бақылап отырған фактіні ескере ме, жоқ па деген сұраққа қатысты. Нәтижесінде, олар бізден алыстап бара жатқандықтан, олар қазірдің өзінде алыс болуы керек. Сұрақ: Хабблға тәуелділік екі қашықтықтың қайсысы үшін анықталады? Жауап: 20 ғасырдың ортасына дейін бұл маңызды емес еді. Хаббл графигінен Хаббл зерттеген галактикалардың ең жоғары жылдамдығы 1000 км/с-қа дейін жеткені анық. Негізінде, бұл жоғары жылдамдық, бірақ олардан Жерге жарық өткен уақыт ішінде олар жалпы қашықтықтың аз ғана пайызын ғана жылжыта алды.
Екінші мәселе, Ғаламның кеңеюі бос кеңістіктегі галактикалардың жай кеңеюі емес. Ол кеңістіктің динамикалық өзгеруінің өзінде жатыр. Бұл фактіні түсінбеу, тіпті маңызды әдебиеттердің авторларын жиі қате тұжырымдар жасауға әкеледі. Мысалы, галактикалардың қашу жылдамдығы жарық жылдамдығынан аспауы керек деп жиі айтылады, сондықтан бұл байқалатын қашықтықта Хаббл заңынан ауытқулар да байқалуы керек. Бұл дұрыс емес: жалпы салыстырмалылық теориясына сәйкес жарықтан тезірек қашатын галактикалар болуы және байқалуы керек.
Хаббл заңының эксперименталды ашылуынан бірнеше жыл бұрын Александр Фридман теориялық тұрғыдан бүкіл Әлем үшін Эйнштейн теңдеуінің шешімдерін шығарды және нәтижесінде ондағы материяның таралуы орта есеппен біркелкі болса, онда ол не қысқаруы, не қысқаруы керек екені анықталды. кеңейту, ал соңғы жағдайда қашықтық пен қашу жылдамдығы арасындағы сызықтық заңды сақтау керек. Фридман шешімдерінің бұл ерекшелігі Хаббл ашқан құбылыспен бірден анықталды.
Осы (жалпы қабылданған) модельге сәйкес космологиялық қызыл ығысуды Доплер эффектісі ретінде түсіндіруге болмайды, өйткені осы әсердің формулалары арқылы байқалған z-ден алынған жылдамдық ешқандай жылдамдыққа сәйкес келмейді (тек шамамен тең). галактикалар арасындағы космологиялық қашықтықтың өзгеруі. Галактикалар стационарлық (ерекше жылдамдықтарынан басқа) және кеңістік кеңеюде, бұл толқындар пакетінің кеңеюін тудырады. (Космологиялық қызыл ығысу мақаласын қараңыз). Қатынас жуық, ал теңдік
мұндағы берілген сәттегі қашықтық, дәл теңдік бар, яғни қызыл ығысу тек жақын орналасқан галактикалар үшін шамамен қашықтыққа сызықтық байланысты, ал олардың жойылу жылдамдығы дәл қашықтыққа байланысты сызықты түрде артады. Сонымен, соңғы формулада V жылдамдығы Доплер эффектісімен есептелген жылдамдыққа сәйкес келмейді.
Кеңейту процесі кезінде, егер ол біркелкі орын алса, Хаббл тұрақтысы төмендеуі керек және оны белгілеу кезінде «0» индексі Н0 мәні қазіргі дәуірге қатысты екенін көрсетеді. Хаббл тұрақтысының кері шамасы бұл жағдайда кеңею басталғаннан бері өткен уақытқа, яғни Ғаламның жасына тең болуы керек.
Н0 мәні қызыл ығысу көмегінсіз (ең алдымен ең жарық жұлдыздардан немесе цефеидтерден) өлшенетін галактикаларды бақылау нәтижесінде анықталады. H0 тәуелсіз бағалауларының көпшілігі осы параметр үшін мегапарсек үшін 70--80 км/с мәнін береді. Бұл 100 мегапарсек қашықтықта орналасқан галактикалар бізден 7000-8000 км/с жылдамдықпен алыстап бара жатқанын білдіреді. Қазіргі уақытта ең сенімді (үлгіге тәуелді болса да) бағалау H0 = (73,8 ± 2,4) км/(с Mpc) болып табылады.
Н0-ны бағалау мәселесі күрделенеді, өйткені Ғаламның кеңеюіне байланысты космологиялық жылдамдықтардан басқа, галактикалардың өздерінің (ерекше) жылдамдықтары да болады, олар бірнеше жүз км/с (массив галактика кластерлерінің мүшелері үшін) болуы мүмкін. - 1000 км/с астам). Бұл Хаббл заңының 10-15 миллион жарық жылынан жақын қашықтықта орналасқан объектілер үшін нашар орындалатынына немесе мүлде орындалмайтынына әкеледі. жылдар, яғни қашықтықтары қызыл ығысусыз ең сенімді түрде анықталған галактикалар үшін.
Хаббл заңы z > 1 мәніне сәйкес келетін өте үлкен қашықтықтағы галактикалар үшін де (миллиардтаған жарық жылдары) нашар орындалады. Осындай үлкен қызыл ығысуы бар объектілерге дейінгі қашықтықтар бір мәнді болады, өйткені олар Әлемнің қабылданған моделіне және олар уақытпен байланысқан сәтте. Бұл жағдайда қашықтық өлшемі ретінде әдетте қызылға жылжу ғана қолданылады.
Біздің заманымызда қара энергияның болуын қолдайтын бақылаулар Хабблдың сызықтық заңынан (байқалған қызыл ығысу мен қашықтық арасындағы қатынас ретінде) ауытқуларды анықтады. Біздің Ғаламның жылдам қарқынмен кеңейетіні анықталды. Бұл факт Хаббл заңын жоққа шығармайды, егер ол белгілі бір уақыттағы қашықтыққа тәуелділік ретінде түсінілсе, яғни біз алыстағы объектілерді өткенде бақылайтынымызды ескерсек.
Хаббл офсеттік галактика геоид
2. «Геоид» дегеніміз не, оның сипаттамасы, пішіні. Неліктен Жер мұндай ерекше пішінге ие?
Жердің физикалық фигурасы материктердің, теңіздердің және мұхиттардың бетімен шектелген. Зерттеу объектісі – Жердің қатты қабықшасының фигурасы – құрлықтың беті, теңіздер мен мұхиттардың түбі. Жердің физикалық фигурасы күрделі пішінге ие, сондықтан оны зерттеу үшін, сондай-ақ геодезияның теориялық және қолданбалы мәселелерін шешу үшін қарапайым салыстыру фигуралары енгізіледі, олардың арасында геоид маңызды орын алады.
Барлық жердегі штрих сызықтарына перпендикуляр болатын бет деңгей деп аталады. Жер өз айналасында сансыз тегіс беттерді жасайды.
Кеңістіктегі бір нүкте арқылы тек бір деңгейлі бет өтеді. Механика көзқарасы бойынша тегіс бет - бұл тең ауырлық потенциалының беті және тартымды және орталықтан тепкіш күштердің әсерінен пайда болған сұйық немесе тұтқыр айналмалы дененің тепе-теңдік фигурасын білдіреді.
Көптеген деңгейлі беттердің ішінде біреуі ерекшеленеді - негізгісі, Листингтің (1871) ұсынысы бойынша геоид деп аталды, бұл «жер тәріздес» дегенді білдіреді. Геоидтың беті теңіздер мен мұхиттардың тыныш күйінде бетімен сәйкес келеді және материктердің астында психикалық түрде жалғасады. Ол биіктік санауының басынан өтеді және кейде анықтамалық бет деп аталады.
Геоидтың бетін зерттеу әлі де өте қиын. Ол сфералық функциялардағы кеңейтулер деп аталатын шексіз қатармен сипатталады. Егер қатарда терминдердің шектеулі санын қалдырсақ, геоидтың сол немесе басқа нақты моделін аламыз. Геоидтың ең қарапайым моделі - бұл сфера, содан кейін революцияның эллипсоидтары қарапайым геометриялық интерпретацияға сәйкес келмейді; Сондықтан геоидтың кейбір салыстыру фигурасынан ауытқуы зерттеледі, бұл әдетте екі осьті эллипсоид болады;
Жер бетінің шынайы пішіні оның біркелкі еместігімен және уақыт өте үздіксіз өзгеріп отыратыны шексіз күрделі. Оны әр сәтке уақыт бойынша анықтау мүмкін емес және бұл қажет емес. Геодезидтер «геоид» ұғымын енгізді - бұл біздің планетамыздың нақты бетін дәл көрсететін және сонымен бірге практикалық зерттеуге қол жетімді елестетілген бет.
Сөзбе-сөз «геоид» «жерге ұқсас» дегенді білдіреді. Бұл шамамен Дүниежүзілік мұхиттың тыныш бетімен сәйкес келетін бет және әр нүктеде штурвал сызықтары болатын перпендикулярлар. Бұл бетті материктер астындағы барлық нүктелерде бір деңгейде, яғни сызыққа перпендикуляр болатындай етіп жалғастыра отырып, геоидтың толық бетін аламыз.
Геоидтың пішінін зерттеу жоғары геодезияның негізгі міндеті болып табылады. Бұл тапсырма екі бөліктен тұрады: геоидқа ең жақын параметрлік эллипсоидты анықтау және эллипсоидқа қатысты геоидтың жеке нүктелерінің орнын анықтау. Әрине, бұл мәселелерді шешуге гравиметрлер де қатысады. Рас, гравиметриялық әдістер геоидтың өлшемдерін емес, тек пішінін анықтауға мүмкіндік береді. Сондықтан Жер фигурасын зерттеу кезінде геодезиялық және гравиметриялық әдістерді біріктіру өте қажет.
Теориялық тұрғыдан геоидтың пішінін келесідей көрсетуге болады. Жердің әрбір нүктесінде ауырлық потенциалы деп аталатын шама бар - бұл күштің қарқындылығын, «кернеуін» сипаттайтын шама. Гравитация потенциалын математикалық түрде шексіз санды мүшелердің қосындысы ретінде көрсетуге болады, олардың әрқайсысы гармоникалық деп аталады. Терминдерді неғұрлым көп алсақ, геоидтың пішінін анықтайтын гравитациялық потенциалды дәлірек өрнектейміз.
Біз білетіндей, геологиялық тұрғыдан Жер - белсенді планета. Жерді құрайтын қабаттардың тығыздығы әртүрлі және олар үнемі геологиялық процестерге, қабаттардың тектоникалық қозғалысына, материктердің ығысуына, инерция центрінің ығысуына (минималды болса да), толқындар сияқты құбылыстарға, гидросферада болатын атмосфералық құбылыстарға және атмосфера - осы құбылыстардың барлығы және адамның араласуы жер бетінің кейбір аймақтарында өзгерістерді тудырады. Бұл жердің геоид пішінінің тұрақты өзгеруіне әкеледі.
Жердің центрінен оның бетіне дейінгі қашықтық тұрақты шама (ең биік шыңдарда жылына 1-2 см-ден аспайтын төмендеу немесе ұлғайту байқалмайды) және Жердегі ресурстардың көлемі дерлік екенін ескерсек. өзгермейді және басқа әсерлерді елемей, жер бетіндегі ауырлық күшінің шамалы айырмашылықтарының негізгі себебі бетіндегі массаның өзгеруі деп оңай дәлелдей аласыз. Мұздың еруі кейбір жерлерде салмақты азайтады, ал басқа жерлерде бөгеттер салмақты арттырады, мұның барлығы жер бетіндегі ауырлық күшінің айырмашылығында маңызды рөл атқарады. Осы ақпаратқа сүйене отырып, ғалымдар массаның қай жерде және қалай өзгеретінін анықтау үшін гравитациялық өлшемдерді пайдалана алады. Өйткені массаның орнын өзгерткен кезде, бұл аймақ ауырлық күшінің өзгеруіне ұшырайды.
Гравитациялық өлшемдердің көмегімен массалардағы ең аз өзгерістерді де анықтауға болады. Бір дененің жер бетінде орналасуының өзгеруі осы аймақтағы ауырлық күшінің өзгеруін білдіреді. Қорытындылай келе, гравитация өлшемдері геоидтағы өзгерістерді түсіну үшін, сонымен қатар бұл өзгерістерді қандай құбылыстар тудыратынын түсіну үшін пайдаланылатын деректердің ең маңызды көзі болып табылады. Жер бетінде бір жерден екінші жерге ауысқан немесе басқаша айтқанда, Жердің қай бөлігінде салмақ өскен немесе азайған массалардың орындарын анықтауда жерсеріктердің көмегімен тартылыс күшін өлшеу әдісі қолданылады. Гравитацияның өзгеруін анықтау және бақылау үшін қолданылатын соңғы спутниктік технологиялар Еуропалық ғарыш агенттігінің GOCE жерсерігі және NASA-ның GRACE жерсерігі болып табылады. GOCE өз орбитасының айналасында ұшып бара жатқан жердің гравитациялық өрісін дәл бақылауды жоспарлап отыр. Ауырлық күші күшті немесе әлсіз аймақтардың үстінен ұшу арқылы жерсерік градиометрлік аспап жіберетін сигналдар арқылы ауырлық күшіндегі айырмашылықтарды анықтайды. Ал GRACE спутниктері бір орбитада бір-бірінен 220 м қашықтықта және Жерден 500 км биіктікте орналасқан егіз спутниктер. Микротолқынды сигналдарды пайдалана отырып, спутниктер олардың арасындағы қашықтықты соншалықты дәлдікпен өлшейді, олар адам шашының енінің жүзден бір бөлігіндегі өзгерістерді анықтай алады. Сонымен бірге олардың арасындағы қашықтық пен жер бетіндегі нүкте бірдей дәлдікпен өлшенеді. Осы өлшемдерді пайдалана отырып, біз ауырлық айырмашылығын есептей аламыз. GRACE спутниктік деректері қазіргі гравитацияны анықтау жүйелеріне қарағанда 1000 есе жоғары дәлдікті қамтамасыз етеді. Осы жаңа спутниктердің артықшылығын пайдаланғысы келетін ғалымдар көп жұмыс атқарып, геоидта өзгерістер тудырған көптеген қызықты құбылыстарды анықтай алды және бұл құбылыстардың себептерін анықтады.
2004 жылы Суматра аралында орын алған Рихтер шкаласы бойынша 9,0 баллдық жер сілкінісі нәтижесінде пайда болған теңіз бетіндегі үлкен толқындар жағалауда биіктігі шамамен 6 метр болатын түзу шығыңқылықтың пайда болуына себеп болды. GOCE спутнигінің мәліметі бойынша, бұл аймақта жер бетіндегі инерция центрінің ығысуы 18 мм геоидтық ығысуды тудырды. Бұл геоидтың өзгеруі үшін өте жоғары мән болып саналады.
Полярлық мұздықтардың массасының өзгеруі геоидтың өзгеруіне де әсер етеді. GRACE спутниктерінен алынған мәліметтерге сәйкес, Гренландия мен Антарктиданың мұзы күтілгеннен әлдеқайда жылдам еріп жатыр. Еріген мұз дүниежүзілік мұхит деңгейін жыл сайын 0,41 мм-ге арттырады, ал мұздың еруінен пайда болатын судың салмағы Жер пішінінің өзгеруіне әкеледі.
GRACE спутнигінің гравитация деректерінен алынған қызықты мәліметтердің бірі - жер бетіндегі тартылыс күшінің өзгеруіне себеп болған әлемдегі ең үлкен бөгет Қытайдағы Үш шатқал бөгеті. Бөгет ұзындығы 600 км, ені 112 км су қоймасын салу үшін салынуда. Бөгет корпусының құрылысы аяқталғаннан кейін су қоймасында 39,3 млрд м3 су болады, ал судың тереңдігі 175 метрге жетеді. Су деңгейі көтерілген сайын 1,5 миллиард адам үйлерін тастап кетуге мәжбүр болады. Бөгеттің аяқталған бөліктерінде жиналған үлкен су жүктемесі бұл жерде ауырлық күшін арттырғаны анықталды. Сондықтан жердің пішіні немесе геоидтың құрылымы сол жерге түсетін су жүктемесіне байланысты өзгерді.
Ғалымдар мұндай құрылымдардың құрылысы және басқа да араласулардың әсерінен Жердің пішіні барған сайын дөңгелек болып келе жатқанын анықтады. Бұған мұз дәуірінің аяқталуымен байқалған жер қыртысындағы мұздықтардың, әсіресе полюстерде жүктеменің әлсіреуі себеп болды деген болжам бар. Скандинавия мен Канаданың кейбір аудандарында мұздықтардың еруіне байланысты Жер жыл сайын 1 см-ге көтеріледі. Сондай-ақ, дөңгелектенудің себебі бағытын өзгертетін және барған сайын экваторға қарай бағытталған мұхит ағындары болуы мүмкін деп болжанады. Мұхит ағындары еріген мұздықтардың суларын экваторға жылжытады, бұл экватор аймағындағы жүктеменің артуына әкеледі. Полюстерде масса азайып, экваторда өседі, бұл Жер пішінінің өзгеруіне ықпал етеді.
Көптеген ғалымдар Жер пішініндегі көптеген өзгерістер климаттың өзгеруіне байланысты деп ойлайды. Өкінішке орай, климаттың өзгеруі жөніндегі үкіметаралық топтың алты жылдық жұмысы туралы баяндамасында жаһандық жылынудың 90 пайызына адамдар жауапты екені жарияланғанын айта кеткен жөн. Осы құбылыстардың нәтижесінде қартайған Жердің геоидтық құрылымы күн сайын дөңгелектеніп келеді. Дөңгелектенуге байланысты Жердің радиусы жыл сайын 0,4-0,8 мм 11 ұлғаяды. Өзгерістерге әсер етуі мүмкін құбылыстар ғалымдардың үнемі бақылауында. Ғалымдардың пікірінше, Жер динамикасында массалық ығысулар нәтижесінде пайда болатын геоидтағы өзгерістер маңызды рөл атқарады. Сонымен, ауырлық күшінің өзгеруімен анықталатын массалардың орын ауыстыруы Жердің өз осінің айналасында айналу жылдамдығының баяулауының себебі болып табылады. Жердің айналу жылдамдығының өзгеруі күндізгі уақыт белдеуінің өзгеруіне әкелуі мүмкін деп саналады. Осының барлығына сүйене отырып, болашақта тәуліктік тәуліктік белдеу айналудың баяулауымен қатар ұзаруы мүмкін деп айта аламыз.
Әдебиеттер тізімі
1. Гусейханов М.Қ., Раджабов О.Р. Қазіргі жаратылыстану концепциялары. - М., 2004 ж.
2. Дубищева Т.Я. Қазіргі жаратылыстану концепциялары. - М., 2003 ж.
3. Қазіргі жаратылыстану концепциялары. / Ред. В.Н. Лавриенко, В.П. Ратникова. М.: БІРЛІК, 1997 ж.
4. Хокинг С. Үлкен жарылыстан қара тесіктерге дейін. - М.: Мир, 1990 ж.
5. Шаткин Г.А. Біздің планета – Жер // Ғылым және өмір. -1999. -Жоқ 5.
6. Wikipedia материалдары. Еркін энциклопедия:
Ұқсас құжаттар
Әлемнің құрылымы және оның пайда болуы туралы идеялардың эволюциясы. Ғаламның кеңеюі – адамзатқа белгілі ең үлкен табиғи құбылыс. «Қызыл ығысу» термині және оның космологиялық және гравитациялық құбылыстарға сілтеме жасау үшін қолданылуы.
аннотация, 26.01.2010 қосылған
Ғаламның қысқаша сипаттамасы, оның космологиялық модельдері. Ұлы Вибуху моделі. Олберстің фотометриялық парадоксының мәні. Реликті дірілдің табиғаты. Әлемнің инфляциялық моделі. Хаббл заңы (галактикалардың радикалды дисперсия заңы), yogo zmіst.
курстық жұмыс, 24.05.2016 қосылған
Космологияның концепциялары: А.Эйнштейннің жорамалдары, А.Фридман теориялары, Хабблдың эмпирикалық заңы, Г.Гамов гипотезалары, А.Пенцис пен Р.Вилсонның реликттік теориялары. Бүкіләлемдік моделі: ұлы дөңес, дәуірдегі эволюцияның коб сатысының түбі; його құрылымы.
аннотация, 23.08.2010 қосылған
Дамушы Әлем, ондағы болып жатқан процестер және олардың ерекшеліктері туралы заманауи идеялар. Галактикалардың таралуындағы ауқымды біртекті еместердің «жасушалық» сипаты. Галактикаларға дейінгі қашықтықтарды олардың жойылу жылдамдығымен салыстыру. Хаббл тұрақтысы.
сынақ, 09/11/2011 қосылды
Құс жолы, біздің галактика туралы жалпы мәліметтер. Ергежейлі галактикалар отбасының ашылуы, осы жұлдыздық жүйелердің өмір сүру жолы. Күн жүйесінің галактикадағы орны (оның еңісі). Жұлдыздық жүйелер, Хаббл классификациясы. Үлкен Магеллан бұлты.
аннотация, 04.03.2011 қосылған
Галактика - бұл үлкен жұлдыздар жүйесі, жұлдыз аралық газ, шаң, қараңғы материя және энергия. Э.Хаббл бойынша галактикалардың классификациясы. Эллипстік, лентикулярлы, спиральды, қиылысатын спиральды галактикалар. Тұрақты емес галактикалар - дұрыс емес галактикалар.
презентация, 12/13/2010 қосылды
Жер аспанындағы Марстың фотосуреттері. Хаббл орбиталық телескопы түсірген сурет және ескі эскиздер. Берілген планетаның орбитасының және қарама-қарсылықтарының диаграммасы. Марстың табиғаты мен серіктерінің ерекшеліктері. Ғарыш аппаратының көмегімен планетаны зерттеу.
презентация, 16.05.2011 қосылған
Украинтану ғылымының астронавтиканың дамуына және ғарышты зерттеуге қосқан үлесі. Шешім американдық және еуропалық ғалымдардың Марсты ақылсыз зерттеуі туралы. Миссия «Розетти» және десант «Фили». Жерден тыс өмірдің дәлелі. Хаббл телескопының бүкіл дүние жүзіндегі көздері.
презентация, 04/10/2016 қосылды
Ғаламның заманауи суреті. Жұлдызаралық газ және шаң. Эллиптикалық галактикалардың негізгі қарапайымдылығы. Галактикалардың әмбебап «шашырауы» заңы. Фридманның гипотезасы. Ғарыштық құбыжықтар. Квазарлар спектрі. «Қара тесіктер» туралы түсінік. Ғаламды болашақта не күтіп тұр.
курстық жұмыс, 23.01.2009 қосылған
15-17 ғасырлардағы ең ірі астрономиялық жаңалықтар ұлы ғалымдардың еңбектері болды. Коперниктің, Тихо Брагенің, Кеплердің планеталар қозғалысының заңдарының және Галилео зерттеулерінің ғылыми қызметінің астрономия үшін маңызы. И.Ньютонның бүкіләлемдік тартылыс заңын ашуы.
1929 жылы Хаббл іргелі заңды ашқанын жариялады. Ол ең жақын галактикалардың бірнешеуін қоспағанда, барлық галактикалардың спектрлік сызықтары қызылға ығысатынын анықтады. Доплер құбылысымен түсіндірілетін жұлдыздық спектрлердегі ығысу жағдайындағыдай, Δƛ толқын ұзындығының өзгеруінің ƛ толқын ұзындығының өзіне қатынасы берілген галактиканың барлық спектрлік сызықтары үшін бірдей. Егер бұл құбылысты әдеттегідей Доплер эффектісімен түсіндіретін болсақ, онда ең жақын бірнеше галактиканы қоспағанда, барлық галактикалар бізден алыстап бара жатыр және әрбір галактиканың υ жойылу жылдамдығы анықталады деген қорытындыға келуіміз керек. пропорциядан
υ / c = Δƛ / ƛ (1)
мұндағы c – жарық жылдамдығы.
Бірақ бұл жаңалықтың соңы емес еді. Галактика орташа алғанда неғұрлым әлсіз болса, оның спектрінің сызықтары соғұрлым қызыл жағына ығысады және галактиканың әлсіз жарықтығы, жалпы алғанда, оның үлкен қашықтығын көрсететіндіктен, біз соғұрлым алысырақ деген қорытынды жасауға болады. галактика неғұрлым күшті болса, оның спектрінің қызыл бағытта ығысуы соғұрлым күшті болады.
Мәселені егжей-тегжейлі зерттей келе, Хаббл галактиканың спектрінен анықталған Δƛ / ƛ қатынасының галактикаға дейінгі қашықтыққа пропорционал екенін, яғни галактикалар спектрлерінің қызыл ығысуы галактикаға дейінгі қашықтыққа пропорционал екенін анықтады. галактикалар.
Бұл үлгі алғаш рет жарқын, сондықтан салыстырмалы түрде жақын галактикалар үшін белгіленді. Бірақ содан кейін 1936 және 1953 ж. Хаббл оның барлық галактикалар үшін, соның ішінде ең әлсіз галактикалар үшін де жарамды екенін көрсетті, нәтижесінде ашылған заңдылық әмбебап заң сипатына ие болды. Галактикалар спектрлерінің қызыл ығысу заңы деп аталатын, кейде Хаббл заңы деп аталатын бұл заң Әлемнің ең негізгі заңдарының бірі, табиғаттың негізгі заңдарының бірі болып табылады.
Галактикалар спектрлерінің қызыл ығысу заңының аса маңыздылығын ескере отырып, біз оны Хабблдың қалай орнатқанын көрсетеміз, бірақ біз 1956 жылы Гумасон алған 806 галактиканың радиалды жылдамдықтарының кеңірек материалын қолданамыз. , Майалл және Сандаж.
Галактика спектрлерінің қызыл ығысу заңын дұрыс деп есептейік, демек, теңдік
с*(Δƛ / ƛ)= H*r (2)
мұндағы с – жарық жылдамдығы, ал Н – белгілі бір пропорционалдық коэффициенті, Хабблдың құрметіне әдетте оның фамилиясының бірінші әрпімен белгіленеді (Хаббл). Содан кейін белгілі теңдікке ауыстыру
r орнына оның (2) өрнегі шығады
m = 5lg(c* Δƛ / ƛ) + M – 5 – 5 lg * H (4)
Теңдеудің соңғы екі мүшесі тұрақтылар. Егер M абсолюттік шамасы барлық галактикалар үшін бұрынғысынша бірдей болса, онда ось бойынша график құру
абсцисса журналы(c* Δƛ / ƛ) және галактикаларды бақылау нәтижесінде табылған ордината m бойынша, егер Хаббл заңы орындалса, (4) сәйкес біз белгілі бір түзудің бойында қатаң орналасқан нүктелерді алуымыз керек еді. Шын мәнінде, галактикалардың абсолютті шамалары бір-бірінен ерекшеленеді және біз білетіндей, айтарлықтай күшті. Осының нәтижесінде (егер Хаббл заңы орындалса) нүктелер түзудің бойымен қатаң орналаспайды, оның айналасында біршама шашыраумен топталады.
Гумасон, Мэйалл және Сандж құрастырған график бізді Хаббл заңының дұрыстығына сендіреді. Мұнда нүктелер шашыраңқы түзу сызықтың еңісі (4) теңдеудегі логарифм алдындағы 5 коэффициентіне сәйкес дәл солай болуы маңызды.
Одан да сенімді нәтижеге жету үшін, түзу сызықтың айналасындағы нүктелердің шашырауын азайту үшін Хумасон, Мэйалл және Сэндж келесі әдісті қолданды. 18 галактика кластерінде олар бірінші, үшінші, бесінші және оныншы ең жарық галактикалардың спектрлерінің қызыл ығысуын өлшеп, олар үшін log(c* (Δƛ / ƛ)) және m орташа мәндерін анықтады. Кластерлердің ең жарқын мүшелерінің абсолютті жұлдыздық шамасы бойынша кластерден кластерге онша ерекшеленбейді деп болжауға болады. Сонымен қатар, мұнда орташа мәндер алынады. Демек, Хаббл заңы ақиқат болса, нүктелердің шашырауын айтарлықтай азайту керек.
Суретте көрсетілгендей, бұл іс жүзінде болған. Шашырауы өте аз алынған нүктелер түзу сызықтың жанында жатыр. Хаббл заңы анық көрсетілген.
Сонымен, заң расталды: галактикалар үшін шарт (2) орындалады.
Бірақ галактикалар спектрлерінің қызыл ығысуы Доплер эффектінің салдары, яғни галактикалардың жойылуынан туындады деп айтуға бола ма? Егер дәл солай деп есептесек, (1) және (2) теңдіктерінен мынандай нәтиже шығады
және біз астрономдар соңғы 45 жыл ішінде үйреніп қалған, бірақ оны алғаш рет меңгерген әрбір адамның қиялын таң қалдыратын қорытындыға келеміз: галактикалар олардың қашықтығына пропорционалды жылдамдықпен алыстайды! Егер олардың біреуі екіншісінен жүз есе алыс орналасса, онда ол бізден жүз есе жылдам алыстайды.
Хаббл галактикалар спектрлерінің қызыл ығысуын Доплер эффектісімен түсіндірді, сондықтан (5) заң Хаббл заңы деп те аталады. Дегенмен, (2) заңның абсолютті дұрыс екенін, ол бақылаулар арқылы тексерілетінін, ал (5) заңының спектрлердің ығысуы бақылаулармен дәлелденбейтін Доплер эффектісінен болатынын түсіну керек. Бұл мәлімдеменің орындылығының үлкен немесе аз дәрежесін ғана бағалауға болады.
Егер бүкіл бақыланатын дүние орасан зор жарылыс нәтижесінде пайда болса және галактикалар жарылыс кезінде шашыраңқы анадан пайда болса, онда жарылыс кезінде жоғары жылдамдыққа ие болған материяның бөліктерінде пайда болғандар қазірге дейін ұшуы керек еді. , Хаббл заңымен толық сәйкес келеді.
Галактикалардың қашықтығына пропорционал оң жылдамдықтары бар екенін көрсететін Хаббл заңының (5) түрінде қабылдануы сөзсіз қорытындыға әкеледі: бұрын ешқашан (H коэффициентіне байланысты қанша уақыт бұрын) барлық галактикалар немесе бөлшектер олар бір уақытта пайда болған және ұшып шыққан материя, бірақ салыстырмалы түрде аз көлемдегі әртүрлі жылдамдықта.
Бұл тұжырымның Әлемнің пайда болуы мен құрылымы туралы барлық идеяларымыз үшін маңыздылығы сонша, оны қабылдамас бұрын, қызыл ығысуды түсіндірудің Доплер эффектісінен басқа мүмкіндіктері бар-жоғын тексеру қажет.
Басқа да бірнеше түсініктемелер ұсынылды. Олардың бірі «кванттық қартаю» гипотезасы деп аталады, фотондар, яғни жарық бөлшектері кеңістікте қозғалған кезде олардағы энергияның бір бөлігін жоғалтады. Бұл фотонның кеңістіктегі қозғалысының заңы деген пікір бар. Фотонның энергиясы жиілікке пропорционал, яғни сәулелену толқын ұзындығына кері пропорционал. Сондықтан фотон кеңістікте қозғалған сайын сәулеленудің толқын ұзындығы үлкейеді және алыстағы объектінің бүкіл спектрі қызылға ығысқан болып шығады, ал ығысу шамасы мынаған пропорционал болады.
қашықтық. Кішігірім қашықтықта және тіпті үлкен (бірақ өте үлкен емес) қашықтықтарда кванттық қартаю әсері әлі де елеусіз болғандықтан, оны бақылаудан анықтау мүмкін емес, сондықтан ол тек өте алыс денелердің спектрлеріне - басқа галактикаларға әсер етеді.
Доплер эффектінің орнына ұсынылған тағы бір түсініктеме «кванттық қартаюдың» себебін көрсету болды. Фотонның энергияны жоғалтуы оның қозғалыс заңы ғана емес, Метагалактиканың кеңістігін толтыратын және барлық мүмкін бағытта қозғалатын сәулеленудің басқа фотондарымен әрекеттесуінен туындайды. Фотон неғұрлым ұзақ жүрсе, соғұрлым ол орта есеппен көбірек өзара әрекеттеседі және галактика спектрінің қызыл ығысуы соғұрлым көп болады.
Жарық кеңістікте қозғалған кезде «кванттық қартаюға» дейін қайнайтын барлық гипотезалардың әлсіздігі - олар энергияның сақталу заңынан бас тартуды талап етеді. Егер «кванттың қартаюы» жай ғана оның қозғалысының заңы болса, онда энергия ештеңеге ауыспай жоғалады, яғни энергияның сақталу заңы бұзылады. Егер фотон энергиясының бір бөлігін жоғалтып, оны қандай да бір ортаға, басқа фотондарға немесе жалпы кейбір бөлшектерге ауыстырса, онда энергияның кез келген мұндай тасымалдануы фотонның ұшу бағытын өзгерту мүмкіндігімен байланысты болуы керек. Өте ұзақ қашықтықты жүріп өткен фотондар кеңістіктегі қозғалыс бағытын айтарлықтай өзгертуі керек. Нәтижесінде алыс галактикалардың кескіндері бұлыңғыр болуы керек, ал галактика неғұрлым алыс болса, оның кескінінің бұлыңғырлану дәрежесі соғұрлым жоғары болады.
Бірақ бақылаулар алыс және өте алыс галактикалардың контурлары бізге ең жақын жұлдыздар жүйелері сияқты анық және айқын екенін көрсетеді.
Сондықтан, отыз жыл бұрын байыпты талқыланған «кванттық қартаю» гипотезасы қазіргі уақытта қолдаушыларды таппайды.
Тек Доплер эффектісі галактикалардың спектрлерінің күшті қызыл ығысуына әкеліп соқтырады және сонымен бірге фотопластиналардағы галактикалардың нақты бейнелерін сақтай алады, мысалы, нақты байқалғандар. Осылайша, мұны қатаң дәлелденген деп санауға болмайды, бірақ жай ғана басқа қанағаттанарлық түсініктемелер болмаған жағдайда, галактикалардың спектрлерінің қызыл ығысуы шынымен олардың жойылуынан туындады деп санау орынды.
Бұл біз осы тұжырымның нәтижесін де қабылдауымыз керек дегенді білдіреді, атап айтқанда, бұрын қандай да бір уақытта барлық галактикалар немесе галактикалар пайда болған материя бөліктері бір уақытта бірдей бағытта және әр түрлі жылдамдықпен шағын көлемнен ұшып шыққан. ғарыш. Ғасырымыздың отызыншы жылдарындағы бұл іргелі космогониялық қорытынды галактикаларды тудырған жарылысты дүниенің құдайдың әрекетінің нәтижесінде жаратылуы деп қарастыратын гипотезаларды тудырды.
Екінші жағынан, бүкіл бақыланатын Әлемнің өмір сүруінің бастапқы сәті туралы қорытынды көптеген астрономдарды алаңдатты және Хаббл заңына сенімсіздік туғызды. Бірақ дәл бақылауға негізделген заңды елемеу әрекеті ешқашан ғылыми прогреске әкелмейді. Қазіргі уақытта галактикаларды тудырған және оларға әртүрлі жылдамдықтар берген жарылғыш сипаттағы қандай да бір орасан зор процесті болжау Ғалам туралы материалистік идеяларға толығымен сәйкес келетін бақылау фактісі екені толығымен анық болды.
Әртүрлі масштабтағы жарылыс процестері Ғаламда өте кең таралған болып шықты. Жаңа жарылыстар, супернова жарылыстары, NGC 3034 галактикасының өзегіндегі орасан зор жарылыс және біз төменде жазатын басқа да құбылыстар жарылғыш сипаттағы процестердің бар екенін көрсетеді, мұндай процестердің эволюциясының заңдылығы екенін көрсетеді. Ғалам. Барлық бақыланатын галактикаларды тудырған жарылыс процесін осы құбылыстар тізбегінде олардың ең үлкені ретінде қарастыру керек.
1,5 миллион жыл бұрын болған жарылыс нәтижесінде NGC 3034 галактикасының өзегінде жұлдыздар пайда болды делік. Олардың бірінің айналасында планеталық жүйе қалыптасып, интеллектуалды өмір дамыды. Зерделі жаратылыстардың нақты ғылыми зерттеулері олар өмір сүретін планеталар жүйесі мен олардың айналасындағы жұлдыздар 1,5 миллион жыл бұрын галактика ядросының ішіндегі шағын аймақтан бір уақытта жарылу мен лақтыру нәтижесінде пайда болған деген қорытындыға әкеледі. Мұндай тұжырым ғылыми бола ма? Әрине. Бұл табиғаттан тыс құдайдың құдіретін мойындауды қажет ете ме? Жоқ әрине. Біз сияқты NGC 3034 галактикасындағы интеллектуалды тіршілік иелері, бақылау деректері әлі зерттелмеген жарылыс процестерінің космогониясындағы маңызды рөлді көрсететінін мойындауы керек. Олар да біз сияқты материяның бір күйден екінші күйге тез ауысуымен байланысты осы процестерді зерттеуді бірінші кезектегі міндет деп санауы керек. Жарылыс процестерінің әртүрлі формада көрінуі және әртүрлі масштабта болуы бұл құбылыстардың мәнін зерттеуге ықпал етуі керек.
Әлемнің барлық бақыланатын кеңістігі галактикалармен толтырылғандықтан және Хаббл заңынан ауытқыған басқа денелер байқалмағандықтан, бұл заңды Әлемнің бақыланатын аймағының жалпы кеңеюі, Метагалактиканың кеңеюі ретінде түсіндіруге болады. Тіпті біркелкі және изотропты, яғни барлық нүктелерде және барлық бағытта бірдей кеңістіктің кеңеюі орын алады, бұл ондағы денелердің бір-бірінен алыстауын тудырады.
Жердегі бақылаушыдан барлық бағыттағы галактикаларды алып тастау Жер, немесе, жақсырақ айтқанда, біздің Галактика Әлемде, Метагалактикада орталық орын алады дегенді білдірмейді. Біз барлық бағытта біркелкі созылатын қатты резеңке шарды елестетіңіз. Бақылаушы осы доптың қай нүктесінде болса да, орталықта немесе басқа нүктеде болса да, оған доптың барлық басқа нүктелері одан алыстап, олардың қашықтығына пропорционал жылдамдықпен алыстап бара жатқандай көрінеді. Бір қызығы, егер галактикалардың жойылу жылдамдығы бағытқа байланысты болмаса, онда жылдамдықтың қашықтыққа пропорционалдылық заңы ғана антропоцентризмге әкелмейді - адамның Әлемдегі орталық жағдайы туралы қорытынды. Егер, мысалы, барлық галактикалар, олардың қашықтығына қарамастан, Жерден бірдей жылдамдықпен алыстайтын болса, онда елестету оңай болғандай, біздің Галактиканың Ғаламдағы орны ерекше болар еді. Осы нүктеден қараған кезде ғана кеңею барлық бағытта болады және барлық бағытта кеңею жылдамдығы бірдей болады. Кеңістіктегі басқа нүктелердің әрқайсысы үшін кеңею болмайтын бағыт болады, ал басқа бағыттарда кеңею жылдамдығы әртүрлі болады.
Галактикалардың жойылуын басқа себеппен кеңістіктің кеңеюі ретінде қарастыру ыңғайлы. Бір галактика шоғырының мүшелері болып табылатын галактикалар бізден шамамен бірдей қашықтықта орналасқан, өйткені мұндай қашықтықтармен салыстырғанда кластердің өлшемі әдетте кішкентай. Сонымен қатар, бұл галактикалардың радиалды жылдамдықтары әдетте бір-бірінен айтарлықтай ерекшеленеді. Кейбір галактикалар бізге ең жақын кластер шекараларында, ал басқалары бізден ең алыс кластер шекараларында орналасса, айырмашылық Хаббл заңынан туындайтындан әлдеқайда көп болады; Бұл құбылыс галактикалардың бүкіл шоғыры Хаббл заңы бойынша болуы керек жылдамдықпен бізден алыстап бара жатқанымен түсіндіріледі, бірақ кластердің ішінде әрбір галактика әлі де қандай да бір түрде кластердің инерция центріне қатысты қозғалады. . Демек, галактиканың жалпы жылдамдығы екі жылдамдықтың қосындысы болып табылады - Хаббл заңы бойынша берілген қашықтық үшін жалпы жылдамдық, яғни берілген кластердің орналасуы үшін және галактика орналасқан кластерге қатысты жеке жылдамдық. орналасқан.
Әрбір галактиканың, кластер мүшесінің ғана емес, жеке қозғалысы бар. Сондықтан галактикалардың қозғалысының жалпы көрінісін келесідей елестеткен дұрыс: Метагалактиканың бүкіл кеңістігі изотропты түрде кеңейеді және онымен бірге орналасқан галактикаларды алып жүреді. бағыты кез келген болуы мүмкін - бізден де, бізге қарай да, кез келген басқа бағытта.
Жеке қозғалыстардың арқасында ең жақын кейбір галактикалардың спектрлері қызылға емес, күлгін жағына ығысады, яғни бұл галактикалар бізге жақындап келеді. Жақын галактикаларда кеңістіктің кеңеюінен туындаған қашықтық қашықтықтың салыстырмалы аздығына байланысты аз және бұл жылдамдық, егер соңғысы бізге бағытталған болса, жеке жылдамдықпен өте алады. Алыс галактикаларда кеңістіктің кеңеюінен туындайтын шегіну жылдамдығы соншалық, жеке жылдамдықтың әсері байқалмайды.
Галактикалардың жергілікті жүйесінің тізімінде 7 галактика теріс радиалды жылдамдыққа ие, яғни олар бізге жақындап келеді. Дегенмен, біздің Галактикада өзі шамамен 220 км/с жылдамдықпен қозғалатын Күн жүйесінен радиалды жылдамдықтарды анықтайтынымызды ескеру қажет. Сондықтан, біздің Галактикаға қатысты басқа галактикалардың жылдамдығын алу үшін және дәл осы қарастырылып отырған мәселеде қызығушылық тудырады, алынған радиалды галактикадағы Күннің жылдамдығына түзетулер енгізу қажет. жылдамдықтар.
Егер бұл орындалса, жергілікті жүйенің барлық мүшелерінің радиалды жылдамдығы өз белгісін сақтайды. Атап айтқанда, Жергілікті жүйенің алты мүшесі үшін радиалды жылдамдық абсолютті мәнде төмендейтін болса да, теріс болып қалады. Сонымен, Андромеда тұмандығы (NGC 224) шынымен де біздің Галактикаға 143 км/с, ал NGC 185-ке 180 км/с жылдамдықпен жақындап келеді. Жақын галактикалардың радиалды жылдамдықтарын зерттеу шоғырлардан тыс орналасқан галактикалардың жеке жылдамдықтары орташа есеппен 200-300 км/с, ал кейбір тығыз шоғырлардың мүшелері болып табылатын галактикалар үшін олар жоғарырақ және 400-600 км/с-қа тең екенін көрсетті. .
Спектрлік қызыл ығысулардың шамалары әлсіз алыс галактикалардың өте жоғары жылдамдықтарын көрсетеді. Мысалы, бір әлсіз галактика үшін Минковскийдің Паломар обсерваториясында өлшенген Δƛ / ƛ мәні 0,46 болып шықты. Сондықтан (1) формуланы қолданатын болсақ, онда галактиканың құлдырау жылдамдығы 0,46 с немесе 138 000 км/с тең болады. Бірақ мұндай жоғары жылдамдықтар үшін формула (1) дұрыс емес. Ол с-мен салыстырғанда υ өте аз болған жағдайда ғана Доплер заңын шамамен өрнектейді. Доплер заңының нақты формуласы салыстырмалылық теориясымен берілген және нысаны бар
υ / c = (((Δƛ / ƛ)+1) 2 -1)/(((Δƛ / ƛ)+1) 2 +1) (6)
Өте кішкентай Δƛ / ƛ жағдайында бұл формула (1) теңдігіне дейін төмендейді, ал өте аз емес Δƛ / ƛ үшін (1) және (6) формулалар арасындағы айырмашылық маңызды. Егер, мысалы, толқын ұзындығының орын ауыстыруы толқын ұзындығының өзіне тең болып шықса (бұл мүмкін емес), онда (1) формула бойынша табиғаттағы максималды жылдамдық υ = s алынады, ал дұрыс формула бойынша. (6) υ = (3/5) с. (6) формула бойынша, спектрлердің ығысулары қаншалықты үлкен байқалса да, жою жылдамдығы жарық жылдамдығынан аз. Жоғарыда аталған, спектрлік қызыл ығысуы Δƛ / ƛ = 0,46 болатын галактика үшін (6) формуланы қолданып, υ = 0,36 с немесе 108000 км/с дұрыс мәнді табамыз.
Енді бізге Хаббл заңын түсінудің соңғы және ең маңызды қадамын жасау керек. (5) формулада галактикалардың жойылу жылдамдығын оларға дейінгі қашықтықтармен байланыстыратын H пропорционалдық коэффициентінің мәнін анықтау қажет. Н коэффициенті негізгі әлемдік константалардың бірі болып табылады – ол әлемдік кеңістіктің кеңею жылдамдығын сипаттайды.
Бұл коэффициентті анықтау тарихы келесі екі хабарламада көрсетілген: және.
Т.А.Агекян «Жұлдыздар, галактикалар, метагалактикалар» 1981 ж. Үшінші басылым, өңделген және кеңейтілген
Біз сізді осы жарияланымды біздің сайтымызда талқылауға шақырамыз.
Ол Оңтүстік Калифорниядағы Маунт-Уилсон биік астрономиялық обсерваториясына жұмысқа орналасты, ол сол кезде әлемдегі ең жақсы жабдықталған. Негізгі айна диаметрі 2,5 м болатын ең жаңа шағылыстыратын телескопты пайдалана отырып, ол біздің Ғалам туралы түсінігімізді мәңгілікке өзгерткен қызықты өлшемдер сериясын жасады.
Шын мәнінде, Хаббл бұрыннан келе жатқан бір астрономиялық мәселені - тұмандықтардың табиғатын зерттеуді мақсат етті. Бұл жұмбақ нысандар 18 ғасырдан бастап ғалымдарды өздерінің шығу тегінің құпиясымен алаңдатты. 20-ғасырға қарай бұл тұмандықтардың кейбірі жұлдыздарды тудырып, еріді, бірақ бұлттардың көпшілігі тұманды болып қала берді, әсіресе табиғаты бойынша. Бұл жерде ғалымдар өздеріне сұрақ қойды: бұл тұманды түзілімдер қай жерде - біздің Галактикада орналасқан? немесе олардың кейбіреулері сол дәуірдің күрделі тілін қолдану үшін басқа «Әлем аралдарын» білдіреді ме? 1917 жылы Вильсон тауында телескопты пайдалануға бергенге дейін бұл мәселе тек теориялық болды, өйткені бұл тұмандықтарға дейінгі қашықтықты өлшеуге арналған техникалық құралдар болмады.
Хаббл өз зерттеулерін Андромеда тұмандығынан бастады, бәлкім, ежелден ең танымал. 1923 жылға қарай ол бұл тұмандықтың шеттері жекелеген жұлдыздардың шоғырлары екенін, олардың кейбіреулері Цефеидтік айнымалылар класына жататынын (астрономиялық классификация бойынша) көре алды. Цефеид айнымалысын ұзақ уақыт бақылай отырып, астрономдар оның жарқырауының өзгеру периодын өлшейді, содан кейін период-жарық қатынасын пайдалана отырып, ол шығаратын жарық мөлшерін анықтайды.
Келесі қадамның не екенін жақсы түсіну үшін осы ұқсастықты келтірейік. Сіз қараңғы түнде тұрғаныңызды елестетіп көріңіз, содан кейін алыста біреу электр шамын қосады. Сіз айналаңызда осы алыстағы шамнан басқа ештеңе көрмегендіктен, оған дейінгі қашықтықты анықтау мүмкін емес. Мүмкін ол өте жарық және алыста жарқырайды немесе ол күңгірт және жақын жерде жарқырайды. Мұны қалай анықтауға болады? Енді сіз қандай да бір жолмен шамның қуатын біле алдыңыз деп елестетіп көріңіз - айталық, 60, 100 немесе 150 ватт. Тапсырма бірден жеңілдетілді, өйткені көрінетін жарықтан сіз оған дейінгі геометриялық қашықтықты шамамен есептей аласыз. Сонымен: Цефеидтің жарқырауының өзгеру кезеңін өлшеген кезде астроном шамамен сіз сияқты жағдайда болады, алыстағы шамға дейінгі қашықтықты есептеп, оның жарқырауын (сәулелену қуатын) біледі.
Хаббл жасаған бірінші нәрсе Андромеда тұманының шетіндегі Цефеидтерге дейінгі қашықтықты, демек тұмандықтың өзіне дейінгі қашықтықты есептеді: 900 000 жарық жылы (қазіргі кезде Андромеда галактикасына дейінгі дәлірек есептелген қашықтық 2,3 млн. жарық жылдары – автордың ескертпесі) – яғни тұмандық Құс жолы – біздің галактикадан алыс жерде орналасқан. Осы және басқа да тұмандықтарды бақылай отырып, Хаббл Ғаламның құрылымы туралы негізгі қорытындыға келді: ол орасан зор жұлдыз шоғырларының - галактикалардың жиынтығынан тұрады. Олар бізге аспандағы алыстағы тұманды «бұлттар» болып көрінеді, өйткені біз мұндай үлкен қашықтықта жеке жұлдыздарды көре алмаймыз. Хабблдың ғылымға сіңірген қызметтерін бүкіл әлем мойындауы үшін, шын мәнінде, осы жаңалықтың өзі жеткілікті болар еді.
Ғалым мұнымен тоқтап қалмай, алынған деректерде астрономдар бұрын да байқаған, бірақ түсіндіруге қиналған тағы бір маңызды аспектіні байқады. Атап айтқанда: алыс галактикалардың атомдары шығаратын спектрлік жарық толқындарының байқалатын ұзындығы жердегі зертханалардағы бірдей атомдар шығаратын спектрлік толқындардың ұзындығынан біршама төмен. Яғни, көрші галактикалардың сәулелену спектрінде электрон орбитадан орбитаға секіргенде атом шығаратын жарық кванты Жердегі бір атом шығаратын ұқсас квантпен салыстырғанда жиілік бойынша спектрдің қызыл бөлігіне қарай ығысады. . Хаббл бұл бақылауды Доплер эффектінің көрінісі ретінде түсіндіруге еркіндік берді, бұл барлық байқалған көрші галактикалардың Жерден алыстап бара жатқанын білдіреді, өйткені Құс жолынан тыс галактикалық нысандардың барлығы дерлік олардың жылдамдығына пропорционал спектрлік қызыл ығысуды көрсетеді. жою.
Ең бастысы, Хаббл көрші галактикаларға дейінгі қашықтықты өлшеу нәтижелерін (цефеидтік айнымалыларды бақылау негізінде) олардың құлдырау жылдамдығын өлшеумен (қызыл жылжу негізінде) салыстыра алды. Ал Хаббл галактика бізден неғұрлым алыс болса, соғұрлым тезірек алыстайтынын анықтады. Жергілікті бақылау нүктесінен алыстаған сайын жоғары жылдамдықпен көрінетін Әлемнің орталықтан тепкіш «шашырау» құбылысының дәл осы құбылысы Хаббл заңы деп аталады. Математикалық тұрғыдан ол өте қарапайым тұжырымдалған:
v = сағ
Мұндағы v – галактиканың бізден алыстау жылдамдығы, r – оған дейінгі қашықтық, ал Н – Хаббл тұрақтысы деп аталады. Соңғысы эксперименталды түрде анықталған және қазіргі уақытта шамамен 70 км/(с Mpc) (мегапарсекке секундына километр; 1 Мпк шамамен 3,3 миллион жарық жылына тең) деп бағаланады. Бұл бізден 10 мегапарсек қашықтықтағы галактика бізден 700 км/с жылдамдықпен қашады дегенді білдіреді, 100 Мпк қашықтықта 7000 км/с жылдамдықпен және т.б. Ал, бастапқыда Хаббл келгенімен. осы заңға бізге ең жақын бірнеше галактикаларды ғана бақылау нәтижесінде Құс жолынан барған сайын алыстап бара жатқан көрінетін Әлемнің көптеген жаңа галактикаларының бірі де осы заңның шеңберінен шықпайды;
Сонымен, Хаббл заңының негізгі және керемет көрінетін салдары: Әлем кеңейеді! Бұл сурет маған ең анық болып көрінеді: галактикалар тез көтерілетін ашытқы қамырындағы мейіздер. Өзіңізді мейіздің біріндегі микроскопиялық тіршілік иесі ретінде елестетіп көріңіз, ол үшін қамыр мөлдір болып көрінеді: сіз не көресіз? Қамыр көтерілген сайын, барлық басқа мейіздер сізден алыстайды, ал мейіз неғұрлым алыс болса, соғұрлым ол сізден тезірек алыстайды (себебі сіз бен алыстағы мейіздердің арасына қарағанда кеңейетін қамыр бар). Сонымен қатар, сізге кеңейіп жатқан әмбебап сынақтың дәл ортасында тұрған сіз сияқты көрінетін болады және бұл жерде таңқаларлық ештеңе жоқ - егер сіз басқа мейізде болсаңыз, сізге бәрі бірдей болып көрінетін еді. Сонымен, галактикалар бір қарапайым себеппен шашырап жатыр: әлемдік кеңістіктің құрылымының өзі кеңеюде. Барлық бақылаушылар (сіз де, мен де ерекше емеспіз) өздерін Әлемнің орталығындамыз деп санайды. Мұны 15 ғасырдың ойшылы Николас Кузский жақсы тұжырымдаған: «Кез келген нүкте – шексіз Әлемнің орталығы».
Дегенмен, Хаббл заңы бізге Әлемнің табиғаты туралы тағы бір нәрсені айтады - және бұл «бір нәрсе» жай ғана ерекше. Ғаламның уақыт бойынша бастауы болды. Және бұл өте қарапайым қорытынды: біз бақылап отырған Әлемнің кеңеюінің әдеттегі кинофильмін түсіру және ойша «артқа айналдыру» жеткілікті - және біз ғаламның барлық материясы тығыз тығыздалған кезде жетеміз. Әлемнің қазіргі масштабымен салыстырғанда өте аз көлемде қоршалған прото-материя кесегі. Аса ыстық материяның өте тығыз шоғырынан пайда болған және содан бері кеңейіп, салқындаған Ғалам идеясы Үлкен жарылыс теориясы деп аталады және бүгінгі күні ғаламның пайда болуы мен эволюциясының сәтті космологиялық моделі жоқ. Ғалам. Хаббл заңы, айтпақшы, Әлемнің жасын бағалауға да көмектеседі (әрине, өте жеңілдетілген және шамамен). Барлық галактикалар ең басынан бастап бізден бүгінгі біз байқап отырған v жылдамдығымен алыстап кетті делік. Олардың ұшу басынан бері өткен уақыт t болсын. Бұл Ғаламның жасы болады және ол қатынастармен анықталады:
v x t = r, немесе t = r/V
Бірақ Хаббл заңынан бұл шығады
r/v = 1/H
Мұндағы Н – Хаббл тұрақтысы. Бұл дегеніміз, сыртқы галактикалардың шегіну жылдамдығын өлшеп және H-ті эксперименттік түрде анықтай отырып, біз сол арқылы галактикалардың таралатын уақытының бағасын аламыз. Бұл Ғаламның болжалды өмір сүру ұзақтығы. Есте сақтауға тырысыңыз: ең соңғы бағалаулар біздің Ғаламның жасын шамамен 15 миллиард жыл деп көрсетеді, бірнеше миллиард жыл береді немесе алады. (Салыстыру үшін, Жердің жасы 4,5 миллиард жыл деп бағаланады, ал ондағы тіршілік шамамен 4 миллиард жыл бұрын басталған.)
| Пікірлер: 0 |
Дмитрий Вибе
Жұлдыздарға толы түнгі аспанның көрінісі әлдеқашан адам жанын үрей мен рахатқа бөледі. Сондықтан, ғылымға деген жалпы қызығушылықтың аздап төмендеуінің өзінде астрономиялық жаңалықтар кейде БАҚ арқылы оқырманның (немесе тыңдаушының) қиялын сілкіндіру үшін Ғаламның ең шетіндегі жұмбақ квазар туралы, жарылысқан туралы хабармен таралады. жұлдыз немесе алыс галактиканың тереңдігінде жасырылған қара тесік туралы. Қызығушылық танытқан адамның ерте ме, кеш пе: «Қане, олар мені мұрнымнан жетектеп жатқан жоқ па?» деген заңды сұрақ туындауы заңдылық. Расында да, астрономия туралы көптеген кітаптар жазылды, ғылыми-көпшілік фильмдер түсірілуде, конференциялар өтіп жатыр, кәсіби астрономиялық журналдардың таралымы мен көлемі үнемі өсіп келеді, мұның бәрі жай ғана аспанға қараудың жемісі ме?
Фил Плейт
Ғалам біз ойлағаннан сәл үлкенірек. Оның үстіне оның құрамдас бөліктерінің құрамы біз күткеннен сәл өзгеше. Оның үстіне, олардың араласуы да біздің түсінігімізден сәл өзгеше. Одан да бұрын біз білмейтін тағы бір нәрсе бар деген тұспалдар, өсектер мен сыбырлар бар.
ұлттық географиялық
Онтариодан келген үш физик-теоретик Scientific American журналында біздің әлем төрт өлшемді қара құрдымның беті болуы мүмкін екенін түсіндіретін мақала жариялады. Тиісті түсініктемелерді жариялау қажет деп санадық.
