Qorong'u energiya va Hubble qonuni. Galaktikalarning universal retsessiyasi qonunini Xabbl qonuni o'rnatadi
Birinchi jahon urushidan qaytgan Edvin Xabbl Janubiy Kaliforniyadagi Maunt Wilson baland astronomik observatoriyasiga ishga kirdi, u o'sha paytda dunyodagi eng yaxshi jihozlangan edi. Asosiy oyna diametri 2,5 m bo'lgan eng yangi aks ettiruvchi teleskopdan foydalanib, u bir qator qiziqarli o'lchovlarni amalga oshirdi, bu bizning koinot haqidagi tushunchamizni butunlay o'zgartirdi.
Aslida, Xabbl uzoq vaqtdan beri mavjud bo'lgan bitta astronomik muammoni - tumanliklarning tabiatini o'rganishni maqsad qilgan. 18-asrdan boshlab bu sirli narsalar olimlarni kelib chiqishi sirlari bilan xavotirga solgan. 20-asrga kelib, bu tumanliklarning ba'zilari yulduzlarni tug'di va eridi, lekin bulutlarning aksariyati tumanli bo'lib qoldi - va ayniqsa tabiatiga ko'ra. Bu erda olimlar o'zlariga savol berishdi: bu tumanli shakllanishlar aniq qayerda - bizning Galaktikada joylashgan? yoki ularning ba'zilari o'sha davrning murakkab tilidan foydalanish uchun boshqa "koinot orollari" ni ifodalaydimi? 1917 yilda Uilson tog'ida teleskop ishga tushirilgunga qadar bu savol faqat nazariy edi, chunki bu tumanliklarga masofani o'lchash uchun texnik vositalar yo'q edi.
Xabbl o'z tadqiqotini, ehtimol, qadim zamonlardan beri eng mashhur tumanlik bilan boshladi.
Andromeda. 1923 yilga kelib, u bu tumanlikning chekkalari alohida yulduzlar klasterlari ekanligini, ularning ba'zilari Sefeid o'zgaruvchilari sinfiga (astronomik tasnifga ko'ra) tegishli ekanligini ko'rishga muvaffaq bo'ldi. Sefeid o'zgaruvchisini ancha uzoq vaqt davomida kuzatgan holda, astronomlar uning yorqinligining o'zgarish davrini o'lchaydilar, so'ngra davr-yorqinlik munosabatlaridan foydalanib, u chiqaradigan yorug'lik miqdorini aniqlaydilar. Keyingi qadam nima ekanligini yaxshiroq tushunish uchun keling, ushbu o'xshashlikni keltiramiz. Tasavvur qiling-a, siz qorong'u tunda turibsiz, keyin uzoqda kimdir elektr chiroqni yoqadi. Atrofingizda bu uzoq lampochkadan boshqa hech narsani ko'rmaganingiz uchun unga masofani aniqlash deyarli mumkin emas. Ehtimol, u juda yorqin va uzoqda porlashi mumkin yoki u xira va yaqin atrofda porlashi mumkin. Buni qanday aniqlash mumkin? Endi tasavvur qiling-a, siz qandaydir tarzda chiroqning kuchini bilib oldingiz - aytaylik, 60, 100 yoki 150 vatt. Vazifa darhol soddalashtiriladi, chunki ko'rinadigan yorug'likdan siz unga geometrik masofani taxminan taxmin qilishingiz mumkin. Shunday qilib: Sefeidning yorug'ligining o'zgarish davrini o'lchaganda, astronom siz bilan taxminan bir xil holatda bo'ladi, uzoq chiroqqa masofani hisoblab, uning yorqinligini (radiatsiya quvvati) biladi.
Xabbl birinchi qilgan ishi Andromeda tumanligining chekkasidagi Tsefeidlargacha bo'lgan masofani va shuning uchun tumanlikning o'ziga qadar bo'lgan masofani hisoblab chiqdi: 900 000 yorug'lik yili (hozirda Andromeda galaktikasigacha aniqroq hisoblangan masofa 2,3 mln. yorug'lik yillari.) - ya'ni tumanlik Somon yo'li - bizning galaktikamizdan ancha uzoqda joylashgan. Bu va boshqa tumanliklarni kuzatgach, Xabbl koinotning tuzilishi haqida asosiy xulosaga keldi: u ulkan yulduz klasterlari – galaktikalar to‘plamidan iborat. Aynan ular bizga osmonda uzoq tumanli "bulutlar" sifatida ko'rinadi, chunki biz alohida yulduzlarni juda katta masofada ko'ra olmaymiz. Aslida, bu kashfiyotning o'zi Xabblning ilm-fan sohasidagi xizmatlarini dunyo miqyosida tan olishi uchun etarli bo'lar edi.
Olim esa bu bilan to‘xtab qolmay, olingan ma’lumotlarda astronomlar avvalroq kuzatgan, biroq izohlashda qiynalgan yana bir muhim jihatga e’tibor qaratdi. Ya'ni: uzoq galaktikalar atomlari chiqaradigan spektral yorug'lik to'lqinlarining kuzatilgan uzunligi er usti laboratoriyalarida bir xil atomlar chiqaradigan spektral to'lqinlarning uzunligidan bir oz pastroqdir. Ya'ni, qo'shni galaktikalarning radiatsiya spektrida elektron orbitadan orbitaga sakrab o'tganda atom chiqaradigan yorug'lik kvanti Yerdagi xuddi shu atom chiqaradigan shunga o'xshash kvantga nisbatan chastotasi spektrning qizil qismiga siljiydi. . Xabbl ushbu kuzatishni Doppler effektining namoyon bo'lishi sifatida talqin qilish erkinligini oldi, ya'ni barcha kuzatilgan qo'shni galaktikalar Yerdan uzoqlashmoqda, chunki Somon yo'lidan tashqaridagi deyarli barcha galaktika ob'ektlari ularning tezligiga mutanosib ravishda spektral qizil siljishni ko'rsatadi. olib tashlash.
Eng muhimi, Xabbl qo'shni galaktikalargacha bo'lgan masofani o'lchash natijalarini (Sefeid o'zgaruvchilari kuzatuvlari asosida) ularning tanazzul sur'atlarini (qizil siljish asosida) o'lchovlari bilan solishtirishga muvaffaq bo'ldi. Va Xabbl shuni aniqladiki, galaktika bizdan qanchalik uzoq bo'lsa, u shunchalik tez uzoqlashadi. Mahalliy kuzatuv nuqtasidan uzoqlashgani sari ortib borayotgan tezlik bilan ko'rinadigan koinotning markazga yo'naltirilgan "tarqalishi" hodisasi Xabbl qonuni deb ataladi. Matematik jihatdan u juda sodda tarzda tuzilgan:
v = Hr
Bu erda v - galaktikaning bizdan uzoqlashayotgan tezligi, r - unga bo'lgan masofa va H - Xabbl doimiysi.
Ikkinchisi eksperimental tarzda aniqlanadi va hozirda taxminan 70 km/(s Mpc) (megaparsek uchun sekundiga kilometr; 1 Mpc taxminan 3,3 million yorug'lik yiliga teng) deb baholanmoqda. Bu bizdan 10 megaparsek masofada joylashgan galaktika bizdan 700 km/s tezlikda, 100 Mpc masofada 7000 km/s tezlikda va hokazolar bilan qochib ketishini anglatadi. Va, garchi dastlab Xabbl kelgan bo'lsa ham. bu qonunga faqat bizga eng yaqin bo'lgan bir nechta galaktikalarni kuzatish natijasida Somon yo'lidan tobora uzoqlashib borayotgan ko'rinadigan koinotning ko'plab yangi galaktikalaridan birortasi ham ushbu qonun doirasidan chiqmaydi;
Shunday qilib, Xabbl qonunining asosiy va aql bovar qilmaydigan natijasi: Olam kengaymoqda! Bu tasvir menga eng aniq ko'rinadi: galaktikalar tez ko'tarilgan xamirturush xamiridagi mayizdir. O'zingizni mayizlardan birida mikroskopik mavjudot sifatida tasavvur qiling, buning uchun xamir shaffof ko'rinadi: nimani ko'rasiz? Xamir ko'tarilganda, boshqa barcha mayizlar sizdan uzoqlashadi va mayiz qanchalik uzoq bo'lsa, u sizdan shunchalik tez uzoqlashadi (chunki siz bilan uzoqdagi mayiz o'rtangizdagidan ko'ra ko'proq kengaygan xamir bor). Shu bilan birga, siz kengayib borayotgan universal sinovning markazida turganingizdek tuyuladi va bu erda g'alati narsa yo'q - agar siz boshqa mayizda bo'lganingizda, hamma narsa sizga xuddi shunday tuyuladi. Shunday qilib, galaktikalar bitta oddiy sababga ko'ra tarqalmoqda: dunyo fazosining to'qimasi kengaymoqda. Barcha kuzatuvchilar (siz ham, men ham bundan mustasno emasmiz) o'zlarini koinotning markazida deb hisoblaydilar. Buni 15-asr mutafakkiri Nikolay Kuza tomonidan eng yaxshi ifodalagan: "Har qanday nuqta cheksiz olamning markazidir".
Biroq, Xabbl qonuni bizga koinotning tabiati haqida yana bir narsani aytadi - va bu "narsa" shunchaki g'ayrioddiy. Koinotning o'z vaqtida boshlanishi bor edi. Va bu juda oddiy xulosa: biz kuzatayotgan koinotning kengayishi haqidagi an'anaviy kinofilmni olish va aqliy ravishda "orqaga qaytarish" kifoya - va biz koinotning barcha materiyalari zichlikka siqilgan paytga erishamiz. Koinotning hozirgi miqyosi bilan solishtirganda juda kichik hajmda o'ralgan proto-materiya bo'lagi. O'ta issiq materiyaning o'ta zich to'plamidan tug'ilgan va o'sha paytdan beri kengayib, sovib borayotgan koinot g'oyasi Katta portlash nazariyasi deb ataladi va bugungi kunda uning kelib chiqishi va evolyutsiyasining muvaffaqiyatli kosmologik modeli yo'q. Koinot. Aytgancha, Xabbl qonuni koinotning yoshini aniqlashga yordam beradi (albatta, juda soddalashtirilgan va taxminan). Faraz qilaylik, barcha galaktikalar boshidanoq bizdan bir xil v tezlikda uzoqlashayotgan edi.
Ularning parvozi boshlanganidan beri o'tgan vaqt t bo'lsin. Bu koinotning yoshi bo'ladi va u munosabatlar bilan belgilanadi:
v x t = r, yoki t = r/V
Ammo Xabbl qonunidan shunday xulosa chiqadi
r/v = 1/H
Bu erda H - Xabbl doimiysi. Bu shuni anglatadiki, tashqi galaktikalarning chekinish tezligini o'lchash va H ni eksperimental aniqlash orqali biz galaktikalar tarqaladigan vaqtni taxmin qilamiz. Bu koinotning taxminiy umri. Eslab ko'ring: eng so'nggi hisob-kitoblarga ko'ra, bizning koinotimiz yoshi taxminan 15 milliard yilni tashkil qiladi, bir necha milliard yil beradi yoki oladi. (Taqqoslash uchun, Yerning yoshi 4,5 milliard yil deb baholanadi va unda hayot taxminan 4 milliard yil oldin boshlangan.)
Galaktikaning bizdan uzoqlashishining aniq tezligi uning masofasiga to'g'ridan-to'g'ri proportsionaldir.
Birinchi jahon urushidan qaytgan Edvin Xabbl Janubiy Kaliforniyadagi Maunt Wilson baland astronomik observatoriyasiga ishga kirdi, u o'sha paytda dunyodagi eng yaxshi jihozlangan edi. Asosiy oyna diametri 2,5 m bo'lgan eng yangi aks ettiruvchi teleskopdan foydalanib, u bir qator qiziqarli o'lchovlarni amalga oshirdi, bu bizning koinot haqidagi tushunchamizni butunlay o'zgartirdi.
Aslida, Xabbl uzoq vaqtdan beri mavjud bo'lgan bitta astronomik muammoni - tumanliklarning tabiatini o'rganishni maqsad qilgan. 18-asrdan boshlab bu sirli narsalar olimlarni kelib chiqishi sirlari bilan xavotirga solgan. 20-asrga kelib, bu tumanliklarning ba'zilari yulduzlarni tug'di va eridi, lekin bulutlarning aksariyati tumanli bo'lib qoldi - va ayniqsa tabiatiga ko'ra. Bu erda olimlar savol berishdi: aslida bu tumanli shakllanishlar bizning Galaktikamizda joylashganmi? yoki ularning ba'zilari o'sha davrning murakkab tilidan foydalanish uchun boshqa "koinot orollari" ni ifodalaydimi? 1917 yilda Uilson tog'ida teleskop ishga tushirilgunga qadar bu savol faqat nazariy edi, chunki bu tumanliklarga masofani o'lchash uchun texnik vositalar yo'q edi.
Xabbl o'z tadqiqotini Andromeda tumanligidan boshladi, ehtimol, eng qadim zamonlardan beri mashhur bo'lgan. 1923 yilga kelib, u bu tumanlikning chekkalari alohida yulduzlar klasterlari ekanligini, ularning ba'zilari sinfga tegishli ekanligini ko'rishga muvaffaq bo'ldi. Sefeid o'zgaruvchilari(astronomik tasnifga ko'ra). Sefeid o'zgaruvchisini etarlicha uzoq vaqt davomida kuzatish orqali astronomlar uning yorqinligining o'zgarish davrini o'lchaydilar, so'ngra davr-yorqinlik munosabatlaridan foydalanib, u chiqaradigan yorug'lik miqdorini aniqlaydilar.
Keyingi qadam nima ekanligini yaxshiroq tushunish uchun keling, ushbu o'xshashlikni keltiramiz. Tasavvur qiling-a, siz qorong'u tunda turibsiz, keyin uzoqda kimdir elektr chiroqni yoqadi. Atrofingizda bu uzoq lampochkadan boshqa hech narsani ko'rmaganingiz uchun, unga bo'lgan masofani aniqlash deyarli mumkin emas. Ehtimol, u juda yorqin va uzoqda porlashi mumkin yoki u xira va yaqin joyda porlashi mumkin. Buni qanday aniqlash mumkin? Endi tasavvur qiling-a, siz qandaydir tarzda chiroqning kuchini bilib oldingiz - aytaylik, 60, 100 yoki 150 vatt. Vazifa darhol soddalashtiriladi, chunki ko'rinadigan yorug'likdan siz unga geometrik masofani taxminan taxmin qilishingiz mumkin. Shunday qilib: Sefeidning yorug'ligining o'zgarish davrini o'lchaganda, astronom siz bilan taxminan bir xil holatda bo'ladi, uzoq chiroqqa masofani hisoblab, uning yorqinligini (radiatsiya quvvati) biladi.
Xabbl birinchi qilgan ishi Andromeda tumanligining chekkasidagi Tsefeidlargacha bo'lgan masofani va shuning uchun tumanlikning o'ziga qadar bo'lgan masofani hisoblab chiqdi: 900 000 yorug'lik yili (hozirda Andromeda galaktikasigacha aniqroq hisoblangan masofa 2,3 mln. yorug'lik yillari - Eslatma muallif) - ya'ni tumanlik Somon yo'li - bizning galaktikamizdan ancha uzoqda joylashgan. Bu va boshqa tumanliklarni kuzatgandan so'ng, Xabbl koinotning tuzilishi haqida asosiy xulosaga keldi: u ulkan yulduz klasterlari to'plamidan iborat - galaktikalar. Aynan ular bizga osmondagi uzoq tumanli "bulutlar" sifatida ko'rinadi, chunki biz alohida yulduzlarni juda katta masofada ko'ra olmaymiz. Bu kashfiyotning o'zi, aslida, Xabblning ilm-fan sohasidagi xizmatlarini butun dunyo tan olishi uchun etarli bo'lar edi.
Olim esa bu bilan to‘xtab qolmay, olingan ma’lumotlarda astronomlar avvalroq kuzatgan, biroq izohlashda qiynalgan yana bir muhim jihatga e’tibor qaratdi. Ya'ni: uzoq galaktikalar atomlari chiqaradigan spektral yorug'lik to'lqinlarining kuzatilgan uzunligi er usti laboratoriyalarida bir xil atomlar chiqaradigan spektral to'lqinlarning uzunligidan bir oz pastroqdir. Ya'ni, qo'shni galaktikalarning radiatsiya spektrida elektron orbitadan orbitaga sakrab o'tganda atom chiqaradigan yorug'lik kvanti Yerdagi xuddi shu atom chiqaradigan shunga o'xshash kvantga nisbatan chastotasi spektrning qizil qismiga siljiydi. . Xabbl bu kuzatishni Doppler effektining ko'rinishi sifatida izohlash erkinligini oldi, ya'ni barcha kuzatilgan qo'shni galaktikalar o'chiriladi Yerdan, chunki Somon yo'lidan tashqaridagi deyarli barcha galaktika ob'ektlari aniq qizil spektral siljish ularni olib tashlash tezligiga mutanosib.
Eng muhimi, Xabbl qo'shni galaktikalargacha bo'lgan masofani o'lchash natijalarini (Sefeid o'zgaruvchilari kuzatuvlari asosida) ularning tanazzul sur'atlarini (qizil siljish asosida) o'lchovlari bilan solishtirishga muvaffaq bo'ldi. Va Xabbl shuni aniqladiki, galaktika bizdan qanchalik uzoq bo'lsa, u shunchalik tez uzoqlashadi. Mahalliy kuzatuv nuqtasidan uzoqlashgani sari ortib borayotgan tezlik bilan ko'rinadigan koinotning markazga yo'naltirilgan "tarqalishi" hodisasi Xabbl qonuni deb ataladi. Matematik jihatdan u juda sodda tarzda tuzilgan:
Qayerda v- galaktika bizdan uzoqlashayotgan tezlik, r- unga bo'lgan masofa va H- deb atalmish Hubble doimiysi. Ikkinchisi eksperimental tarzda aniqlanadi va hozirda taxminan 70 km/(s Mpc) (megaparsek uchun sekundiga kilometr; 1 Mpc taxminan 3,3 million yorug'lik yiliga teng) deb baholanmoqda. Bu bizdan 10 megaparsek masofada joylashgan galaktika bizdan 700 km/s tezlikda, 100 Mpc masofada 7000 km/s tezlikda va hokazolar bilan qochib ketishini anglatadi. Va, garchi dastlab Xabbl kelgan bo'lsa ham. bu qonunga faqat bizga eng yaqin bo'lgan bir nechta galaktikalarni kuzatish natijasida Somon yo'lidan tobora uzoqlashib borayotgan ko'rinadigan koinotning ko'plab yangi galaktikalaridan birortasi ham ushbu qonun doirasidan chiqmaydi;
Shunday qilib, Xabbl qonunining asosiy va aql bovar qilmaydigan oqibati: Koinot kengaymoqda! Bu tasvir menga eng aniq tarzda taqdim etilgan: galaktikalar tez ko'tarilgan xamirturush xamiridagi mayizdir. O'zingizni mayizlardan birida mikroskopik mavjudot sifatida tasavvur qiling, buning uchun xamir shaffof ko'rinadi: nimani ko'rasiz? Xamir ko'tarilganda, boshqa barcha mayizlar sizdan uzoqlashadi va mayiz qanchalik uzoq bo'lsa, u sizdan shunchalik tez uzoqlashadi (chunki siz bilan uzoqdagi mayiz o'rtangizdagidan ko'ra ko'proq kengaygan xamir bor). Shu bilan birga, siz kengayib borayotgan universal sinovning markazida turganingizdek tuyuladi va bu erda g'alati narsa yo'q - agar siz boshqa mayizda bo'lganingizda, hamma narsa sizga xuddi shunday tuyuladi. Shunday qilib, galaktikalar bitta oddiy sababga ko'ra tarqalmoqda: dunyo fazosining to'qimasi kengaymoqda. Barcha kuzatuvchilar (siz ham, men ham bundan mustasno emasmiz) o'zlarini koinotning markazida deb hisoblaydilar. Buni 15-asr mutafakkiri Nikolay Kuza tomonidan eng yaxshi ifodalagan: "Har qanday nuqta cheksiz olamning markazidir".
Biroq, Xabbl qonuni bizga koinotning tabiati haqida yana bir narsani aytadi - va bu "narsa" shunchaki g'ayrioddiy. Koinotning o'z vaqtida boshlanishi bor edi. Va bu juda oddiy xulosa: biz kuzatayotgan koinotning kengayishi haqidagi an'anaviy kino rasmini olish va aqliy ravishda "orqaga aylantirish" kifoya - va biz koinotning barcha materiyalari siqilgan joyga etib boramiz. Olamning hozirgi miqyosi bilan solishtirganda juda kichik hajmda o'ralgan proto-materiyaning zich bo'lagi. O'ta issiq materiyaning o'ta zich to'plamidan tug'ilgan va o'sha paytdan beri kengayib, sovib borayotgan koinot g'oyasi Katta portlash nazariyasi deb ataladi va bugungi kunda uning kelib chiqishi va evolyutsiyasining muvaffaqiyatli kosmologik modeli yo'q. Koinot. Aytgancha, Xabbl qonuni koinotning yoshini aniqlashga yordam beradi (albatta, juda soddalashtirilgan va taxminan). Faraz qilaylik, barcha galaktikalar boshidan bir xil tezlikda bizdan uzoqlashayotgan edi v bugun biz ko'rayotgan narsa. Mayli t- ularning parvozi boshlanganidan beri o'tgan vaqt. Bu koinotning yoshi bo'ladi va u munosabatlar bilan belgilanadi:
v x t = r, yoki t = r/V
Ammo Xabbl qonunidan shunday xulosa chiqadi
r/v = 1/H
Qayerda N- Hubble doimiysi. Bu shuni anglatadiki, tashqi galaktikalarning turg'unlik tezligini o'lchash va eksperimental ravishda aniqlash orqali N Shunday qilib, biz galaktikalar tarqaladigan vaqtni taxmin qilamiz. Bu koinotning taxminiy umri. Eslab ko'ring: eng so'nggi hisob-kitoblarga ko'ra, bizning koinotimiz yoshi taxminan 15 milliard yilni tashkil qiladi, bir necha milliard yil beradi yoki oladi. (Taqqoslash uchun, Yerning yoshi 4,5 milliard yil deb baholanadi va unda hayot taxminan 4 milliard yil oldin boshlangan.)
Shuningdek qarang:
Edvin Pauell Xabbl, 1889-1953
Amerikalik astronom. Marshfildda (Missuri, AQSh) tug'ilgan, Uitonda (Illinoys) o'sgan - keyin bu universitet emas, balki Chikagoning sanoat chekkasi edi. U Chikago universitetini imtiyozli diplom bilan tugatgan (u erda ham sportdagi yutuqlari bilan ajralib turardi). Kollejda o‘qib yurgan chog‘ida u Nobel mukofoti laureati Robert Millikanning laboratoriyasida assistent (Millikan tajribasiga qarang), yozgi ta’tilda esa temir yo‘l qurilishida geodezik bo‘lib ishlagan. Keyinchalik, Xabbl boshqa ishchi bilan birga o'zlarining tadqiqot guruhini tsivilizatsiya foydasiga olib ketayotgan so'nggi poezd orqasida qanday tushib qolganini eslashni yaxshi ko'rardi. Ular o‘rmonlarda uch kun kezib, aholi gavjum joyga yetib kelishdi. Ularda hech qanday rizq yo'q edi, lekin Xabblning o'zi aytganidek, "Albatta, kirpi yoki qushni o'ldirish mumkin edi, lekin nima uchun? Asosiysi, atrofda yetarlicha suv bor edi”.
1910 yilda bakalavr darajasini olgandan so'ng, Xabbl Rodos stipendiyasi tufayli Oksfordga yo'l oldi. U erda u Rim va Britaniya huquqini o'rganishni boshladi, lekin o'z so'zlari bilan aytganda, "qonunni astronomiyaga almashtirdi" va Chikagoga qaytib keldi va u erda dissertatsiyasini himoya qilishga tayyorlana boshladi. Olim o'zining aksariyat kuzatishlarini Chikago shimolida joylashgan Yerkes rasadxonasida o'tkazdi. U erda uni Jorj Elleri Xeyl (1868-1938) payqab qoldi va 1917 yilda yigitni yangi Uilson tog'i rasadxonasiga taklif qildi.
Biroq, bu erda tarixiy voqealar aralashdi. Qo'shma Shtatlar Birinchi jahon urushiga kirdi va Hubble bir kechada doktorlik dissertatsiyasini yakunladi. D., ertasi kuni ertalab uni himoya qildi va darhol armiyaga ko'ngilli bo'ldi. Uning rahbari Xeyl Xabbldan quyidagi mazmundagi telegramma oldi: “Men mudofaani nishonlash taklifini rad etganimdan afsusdaman. U urushga ketdi”. Ko'ngillilar bo'linmasi urushning oxirida Frantsiyaga etib keldi va hatto jangovar harakatlarda qatnashmadi, ammo Xabbl adashgan qobiqdan shrapnel yarasini olishga muvaffaq bo'ldi. 1919 yilning yozida demobilizatsiya qilingan olim zudlik bilan Kaliforniyadagi Uilson tog'i observatoriyasiga qaytib keldi va u erda tez orada koinot bir-biridan ajralib turuvchi galaktikalardan iborat ekanligini aniqladi, bu esa Xabbl qonuni deb ataladi.
1930-yillarda Xabbl Somon yo'lidan tashqaridagi dunyoni faol o'rganishni davom ettirdi, buning uchun u tez orada nafaqat ilmiy doiralarda, balki keng jamoatchilik orasida ham e'tirofga sazovor bo'ldi. U shon-shuhratga ega edi va o'sha yillardagi fotosuratlarda olimni o'sha davrning taniqli kino yulduzlari bilan birga suratga tushganini ko'rish mumkin.
Xabblning "Tumanliklar qirolligi" ilmiy-ommabop kitobi. (Tumanliklar shohligi), 1936 yilda nashr etilgan asari olimning mashhurligini yanada oshirdi. Adolat uchun, shuni ta'kidlash kerakki, Ikkinchi Jahon urushi yillarida olim o'zining astrofizik tadqiqotlarini qoldirib, Aberdindagi (Merilend) tovushdan tez shamol tunnel poligonining bosh direktori sifatida amaliy ballistikada halol ishlagan, shundan so'ng u astrofizikaga qaytgan. umrining oxirigacha Uilson tog'i va Palomar rasadxonasi qo'shma ilmiy kengashining raisi bo'lib ishlagan. Xususan, u 1949 yilda Palomar rasadxonasida foydalanishga topshirilgan mashhur ikki yuz dyuymli (besh metrli) Xeyl teleskopining asosiy konstruktsiyasining harakatlantiruvchi g'oyasi va texnik rivojlanishi uchun mas'ul edi. Ushbu teleskop bugungi kungacha materialda mujassamlangan astrometriyaning cho'qqisi bo'lib qolmoqda. Habbl zamonaviy astrofiziklar orasida birinchi bo'lib koinot tubiga ushbu ajoyib asbobning ko'z pardasi orqali qaraganligi to'g'ri bo'lsa kerak.
Agar astronomiyani e'tiborsiz qoldiradigan bo'lsak, Edvin Xabbl odatda o'ziga xos keng qiziqishlarga ega odam edi. Shunday qilib, 1938 yilda u Janubiy Kaliforniyadagi Xantington kutubxonasi va uning San'at galereyasi (Los-Anjeles, AQSh) vasiylar kengashiga saylandi. Olim o‘zining ilm-fan tarixiga oid noyob qadimiy kitoblar to‘plamini ushbu kutubxonaga tuhfa qildi. Xabblning eng sevimli dam olish turi aylanma tayoq bilan baliq ovlash edi - u bu borada ham mukammallikka erishdi va uning Rokki tog'lari (AQSh) tog' oqimlari va daryo sinovida (Angliya) rekordi hali ham tengsiz hisoblanadi... Edvin Xabbl 1953 yil 28 sentyabrda miya qon ketishi natijasida to'satdan vafot etdi.
1. Xabbl qonuni. Nyuton-Xabbl qonuni.
Adabiyotlar ro'yxati
Xabbl qonuni. Nyuton-Xabbl qonuni
Xabbl qonuni (galaktikalarning universal retsessiyasi qonuni) galaktikalarning qizil siljishi va ularga masofani chiziqli tarzda bog'laydigan empirik qonundir:
Bu erda z - galaktikaning qizil siljishi, D - unga bo'lgan masofa, H0 - mutanosiblik koeffitsienti, Hubble doimiysi deb ataladi. Kichik z qiymatida cz=Vr taxminiy tenglik bajariladi, bu yerda Vr - kuzatuvchining ko'rish chizig'i bo'ylab galaktika tezligi, c - yorug'lik tezligi. Bunday holda, qonun klassik shaklni oladi:
Bu yosh hozirgi vaqtda olam kengayishining xarakterli vaqti bo'lib, Fridmanning standart kosmologik modelidan foydalangan holda hisoblangan koinot yoshiga 2 faktorgacha to'g'ri keladi.
1913-1914 yillarda amerikalik astronom Vesto Slifer Andromeda tumanligi va o'ndan ortiq osmon jismlari Quyosh tizimiga nisbatan juda katta tezlikda (taxminan 1000 km/sek) harakat qilishini aniqladi. Bu ularning barchasi Galaktikadan tashqarida joylashganligini anglatardi (ilgari ko'plab astronomlar tumanliklarni bizning Galaktikamizda hosil bo'lgan sayyoralar tizimi deb hisoblashgan).
Yana bir muhim natija: Slifer tomonidan tekshirilgan barcha tumanliklar, 3 tadan tashqari, Quyosh tizimidan uzoqlashayotgan edi. 1917-1922 yillarda Slifer deyarli barcha ekstragalaktik tumanliklarning tezligi Quyoshdan uzoqroqqa yo'naltirilganligini tasdiqlovchi qo'shimcha ma'lumotlarga ega bo'ldi. Artur Eddington o'sha yillarda muhokama qilingan Umumiy nisbiylik nazariyasining kosmologik modellariga asoslanib, bu fakt umumiy tabiiy qonunni aks ettiradi, deb taklif qildi: Olam kengayib bormoqda va astronomik ob'ekt bizdan qanchalik uzoq bo'lsa, uning nisbiy tezligi shunchalik yuqori bo'ladi.
Koinotning kengayish qonuni turi galaktikalar uchun eksperimental tarzda belgiyalik olim Jorj Lemaitre tomonidan 1927 yilda, keyinchalik mashhur E. Xabbl tomonidan 1929 yilda 100 dyuymli teleskop yordamida yaqin atrofdagi galaktikalarni yulduzlarga aylantirgan holda o'rnatildi. Ular orasida Sefeidlar bor edi, ular davr-yorqinlik munosabatlaridan foydalanib, Xabbl ularga bo'lgan masofani, shuningdek, galaktikalarning qizil siljishini o'lchagan, bu ularning radial tezligini aniqlashga imkon beradi.
Hubble tomonidan olingan mutanosiblik koeffitsienti megaparsek uchun taxminan 500 km / s edi. Zamonaviy qiymat - megaparsek uchun 73,8 ± 2,4 km/s. Bunday muhim farq ikki omil bilan ta'minlanadi: yo'q bo'lib ketish davri-yorug'lik munosabatlari uchun nol nuqtasi tuzatishning yo'qligi (hali kashf etilmagan) va o'z tezligining mahalliy guruh uchun umumiy tezlikka muhim hissasi. galaktikalar.
Klassik mexanika nuqtai nazaridan Xabbl qonunini quyidagicha aniq tushuntirish mumkin. Bir paytlar olam Katta portlash natijasida vujudga kelgan. Portlash paytida materiyaning turli zarralari (parchalari) har xil tezlikni oldi. Ulardan yuqori tezlikka ega bo'lganlar, shunga ko'ra, past tezlikni olganlarga qaraganda uzoqroqqa uchishga muvaffaq bo'lishdi. Agar raqamli hisob-kitob qilsak, masofaning tezlikka bog'liqligi chiziqli bo'lib chiqadi. Bundan tashqari, ma'lum bo'lishicha, bu bog'liqlik kosmosdagi barcha nuqtalar uchun bir xil bo'ladi, ya'ni uchuvchi bo'laklarni kuzatishdan portlash nuqtasini topish mumkin emas: har bir parcha nuqtai nazaridan u markazda joylashgan. . Biroq, bu aniqlikka qaramay, shuni esda tutish kerakki, Olamning kengayishi klassik mexanika tomonidan emas, balki umumiy nisbiylik nazariyasi tomonidan tasvirlanishi kerak.
Birinchi nuqta, kuzatishlar yorug'lik galaktikalardan millionlab yillar davomida tarqalib ketganligi sababli, biz ularni o'tmishda kuzatayotganimizni hisobga oladimi yoki yo'qmi. Natijada, ular bizdan uzoqlashayotgani uchun, ular hozirgi paytda uzoqroq bo'lishi kerak. Savol: Ikki masofadan qaysi biri uchun Hubble bog'liqligi aniqlanadi? Javob: 20-asrning o'rtalariga qadar bu muhim emas edi. Hubble grafigidan ko'rinib turibdiki, Xabbl tomonidan tekshirilgan galaktikalarning eng yuqori tezligi 1000 km/s gacha bo'lgan. Asosan, bu yuqori tezlik, ammo yorug'lik ulardan Yerga o'tgan vaqt davomida ular hali ham umumiy masofaning faqat kichik bir qismini o'tkazishga muvaffaq bo'lishdi.
Ikkinchi nuqta shundaki, Olamning kengayishi bo'sh kosmosdagi galaktikalarning oddiy kengayishi emas. Bu kosmosning dinamik o'zgarishida yotadi. Bu haqiqatni tushunmaslik ko'pincha hatto jiddiy adabiyot mualliflarini noto'g'ri xulosalar chiqarishga olib keladi. Masalan, tez-tez aytiladiki, galaktikalarning qochish tezligi yorug'lik tezligidan oshmasligi kerak va shuning uchun buni kuzatish kerak bo'lgan masofalarda Hubble qonunidan chetga chiqish ham kuzatilishi kerak. Bu to'g'ri emas: umumiy nisbiylik nazariyasiga ko'ra, yorug'likdan tezroq qochib ketadigan galaktikalar mavjud bo'lishi va kuzatilishi kerak.
Xabbl qonunining eksperimental kashf etilishidan bir necha yil oldin, Aleksandr Fridman nazariy jihatdan Eynshteyn tenglamasining butun olam uchun yechimlarini ishlab chiqdi va natijada, agar undagi moddalarning taqsimlanishi o'rtacha bir xil bo'lsa, u yoki qisqarishi kerakligi aniqlandi. kengaytirish va ikkinchi holatda masofa va qochish tezligi o'rtasidagi chiziqli qonunga rioya qilish kerak. Fridman yechimlarining bu xususiyati darhol Xabbl tomonidan kashf etilgan hodisa bilan aniqlandi.
Ushbu (umumiy qabul qilingan) modelga muvofiq, kosmologik qizil siljishni Doppler effekti sifatida talqin qilish mumkin emas, chunki bu effekt formulalari yordamida kuzatilgan z dan olingan tezlik ma'nodagi hech qanday tezlikka mos kelmaydi (faqat taxminan teng). galaktikalar orasidagi kosmologik masofaning o'zgarishi. Galaktikalar statsionar (o'ziga xos tezliklardan tashqari) va fazo kengayib bormoqda, bu esa to'lqinlar paketining kengayishiga olib keladi. (Kosmologik qizil siljish maqolasiga qarang). Munosabatlar taxminiy, tenglik esa
ma'lum bir momentdagi masofa qayerda bo'lsa, aniq tenglik mavjud, ya'ni qizil siljish faqat yaqin galaktikalar uchun masofa bilan chiziqli bog'liq va ularni olib tashlash tezligi aniq masofa bilan chiziqli ravishda ortadi. Shunday qilib, oxirgi formulada V tezligi Doppler effekti bilan hisoblangan tezlikka mos kelmaydi.
Kengayish jarayonida, agar u bir xilda sodir bo'lsa, Hubble doimiysi kamayishi kerak va uni belgilashda "0" indeksi H0 qiymati zamonaviy davrga tegishli ekanligini ko'rsatadi. Hubble doimiysining o'zaro nisbati bu holda kengayish boshlanganidan beri o'tgan vaqtga, ya'ni koinot yoshiga teng bo'lishi kerak.
H0 qiymati galaktikalar kuzatuvlari natijasida aniqlanadi, ularning masofalari qizil siljish yordamisiz o'lchanadi (birinchi navbatda, eng yorqin yulduzlar yoki sefeidlardan). H0 ning ko'pgina mustaqil baholari ushbu parametr uchun megaparsek uchun 70--80 km / s qiymatini beradi. Demak, 100 megaparsek masofada joylashgan galaktikalar bizdan 7000-8000 km/s tezlikda uzoqlashmoqda. Hozirgi vaqtda eng ishonchli (modelga bog'liq bo'lsa ham) taxmin H0 = (73,8 ± 2,4) km/(s Mpc) hisoblanadi.
H0 ni baholash muammosi, koinotning kengayishi tufayli kosmologik tezliklardan tashqari, galaktikalarning ham o'ziga xos (o'ziga xos) tezligiga ega bo'lishi bilan murakkablashadi, ular bir necha yuz km/s (massiv galaktikalar klasterlari a'zolari uchun) bo'lishi mumkin. - 1000 km/s dan ortiq). Bu 10-15 million yorug'lik yilidan yaqinroq masofada joylashgan ob'ektlar uchun Xabbl qonunining yomon bajarilishiga yoki umuman qondirilmasligiga olib keladi. yillar, ya'ni masofalari qizil siljishsiz eng ishonchli tarzda aniqlangan galaktikalar uchun.
Xabbl qonuni z > 1 qiymatiga to'g'ri keladigan juda katta masofadagi (milliardlab yorug'lik yili) galaktikalar uchun ham yomon qondiriladi. Bunday katta qizil siljishli ob'ektlargacha bo'lgan masofalar bir ma'noli bo'lib qoladi, chunki ular koinotning qabul qilingan modeliga bog'liq va ular vaqt bilan bog'liq bo'lgan momentda. Bunday holda, odatda masofa o'lchovi sifatida faqat qizil siljish ishlatiladi.
Bizning davrimizda qorong'u energiya mavjudligi foydasiga olib borilgan kuzatuvlar, aftidan, chiziqli Hubble qonunidan og'ishlarni aniqladi (kuzatilgan qizil siljish va masofa o'rtasidagi bog'liqlik kabi). Bizning koinotimiz tez sur'atlar bilan kengayib borayotgani aniqlandi. Bu fakt Hubble qonunini bekor qilmaydi, agar u ma'lum bir vaqtning o'zida masofaga bog'liqlik deb tushunilsa, ya'ni biz o'tmishda uzoq ob'ektlarni kuzatganimizni hisobga olsak.
Hubble ofset galaktika geoidi
2. «Geoid» nima, uning xususiyatlari, shakli. Nima uchun Yer bu o'ziga xos shaklga ega?
Yerning fizik qiyofasi materiklar, dengizlar va okeanlar yuzasi bilan chegaralangan. Tadqiqot ob'ekti Yerning qattiq qobig'ining figurasi - quruqlik yuzasi, dengiz va okeanlarning tubi. Yerning fizik qiyofasi murakkab shaklga ega, shuning uchun uni o'rganish, shuningdek, geodeziyaning nazariy va amaliy muammolarini hal qilish uchun oddiyroq taqqoslash raqamlari kiritiladi, ular orasida geoid muhim o'rin tutadi.
Hamma joyda plumb chiziqlariga perpendikulyar bo'lgan sirt deyiladi. Yer o'z atrofida son-sanoqsiz tekis sirtlarni hosil qiladi.
Kosmosning bir nuqtasidan faqat bir darajali sirt o'tadi. Mexanika nuqtai nazaridan tekis yuza tortishish potentsiali teng bo'lgan sirt bo'lib, jozibador va markazdan qochma kuchlar ta'sirida hosil bo'lgan suyuq yoki yopishqoq aylanadigan jismning muvozanat figurasini ifodalaydi.
Ko'pgina tekis yuzalar orasida biri ajralib turadi - asosiysi, Listing (1871) taklifiga binoan, "yerga o'xshash" degan ma'noni anglatuvchi geoid deb nomlangan. Geoid yuzasi dengiz va okeanlarning sokin holatidagi yuzasiga to'g'ri keladi va ruhiy jihatdan qit'alar ostida davom etadi. U balandlik hisobining boshidan o'tadi va ba'zan mos yozuvlar yuzasi deb ataladi.
Geoidning sirtini o'rganish hali ham juda qiyin. U sferik funktsiyalardagi kengayish deb ataladigan cheksiz qatorlar bilan tavsiflanadi. Agar biz ketma-ket sonli terminlarni qoldirsak, u yoki bu geoidning aniq modelini olamiz. Geoidning eng oddiy modeli shar, keyin esa inqilobning ellipsoidi bo'lib, undan keyingi modellar oddiy geometrik talqinga mos kelmaydi; Shuning uchun geoidning ba'zi bir taqqoslash ko'rsatkichidan og'ishlari o'rganiladi, bu, qoida tariqasida, ikki o'qli ellipsoid bo'ladi;
Yer yuzasining haqiqiy shakli, uning tartibsizliklari va vaqt o'tishi bilan uzluksiz o'zgarishi bilan cheksiz murakkabdir. Vaqt o'tishi bilan har bir lahza uchun uni aniqlash deyarli mumkin emas va bu kerak emas. Geodistlar "geoid" tushunchasini kiritdilar - sayyoramizning haqiqiy yuzasini juda aniq aks ettiradigan va shu bilan birga amaliy o'rganish uchun ochiq bo'lgan xayoliy sirt.
So'zma-so'z "geoid" "yerga o'xshash" degan ma'noni anglatadi. Bu taxminan Jahon okeanining sokin yuzasiga va har bir nuqtada plumb chiziqlari bo'lgan perpendikulyarlarga to'g'ri keladigan sirt. Ushbu sirtni materiklar ostida davom ettirib, barcha nuqtalarda u tekis bo'lib qoladi, ya'ni plumb chizig'iga perpendikulyar bo'lib, biz geoidning to'liq yuzasini olamiz.
Geoid shaklini o'rganish oliy geodeziyaning asosiy vazifasi hisoblanadi. Bu vazifa ikki qismdan iborat: geoidga eng yaqin bo`lgan parametrik ellipsoidni va geoidning alohida nuqtalarining ellipsoidga nisbatan o`rnini aniqlash. Tabiiyki, bu muammolarni hal qilishda gravimetrlar ham ishtirok etadilar. To'g'ri, gravimetrik usullar geoidning o'lchamlarini emas, balki faqat shaklini aniqlashga imkon beradi. Shuning uchun ham Yer figurasini o'rganishda geodeziya va gravimetrik usullarning uyg'unligi mutlaqo zarurdir.
Nazariy jihatdan geoidning shaklini quyidagicha ifodalash mumkin. Yerning har bir nuqtasida tortishish potentsiali deb ataladigan narsa mavjud - bu kuchning intensivligini, "kuchlanish" ni tavsiflovchi miqdor. Gravitatsiya potentsialini matematik jihatdan cheksiz sonli atamalar yig'indisi sifatida ifodalash mumkin, ularning har biri garmonik deb ataladi. Qanchalik ko'p atamalar olsak, biz geoidning shaklini aniqlaydigan tortishish potentsialini aniqroq ifodalaymiz.
Ma'lumki, geologik jihatdan Yer faol sayyoradir. Yerni tashkil etuvchi qatlamlar har xil zichlikka ega bo‘lib, doimo geologik jarayonlarga, qatlamlarning tektonik harakati, materiklarning siljishi, inersiya markazining siljishi (minimal bo‘lsa ham), suv toshqini kabi hodisalar, gidrosfera va atmosferada sodir bo‘ladigan atmosfera hodisalari va erni tashkil qiladi. atmosfera - bu barcha hodisalar va ortiqcha inson aralashuvi er yuzasining ba'zi joylarida o'zgarishlarga olib keladi. Bu Yer geoidi shaklida doimiy o'zgarishlarga olib keladi.
Agar Yerning markazidan uning yuzasigacha bo'lgan masofa doimiy qiymat ekanligini hisobga olsak (eng yuqori cho'qqilarda yiliga 1-2 sm dan ko'proq pasayish yoki o'sish bo'lmaydi) va Yer ichidagi resurslar miqdori deyarli. o'zgarmaydi va boshqa ta'sirlarni e'tiborsiz qoldirib, siz Yer yuzasida tortishishning engil farqlarining asosiy sababi sirtdagi massaning o'zgarishi deb osongina bahslashishingiz mumkin. Muzning erishi ba'zi joylarda og'irlikni kamaytiradi va to'g'onlar boshqa joylarda og'irlikni oshiradi, bularning barchasi Yer yuzasida tortishishning farqlarida muhim rol o'ynaydi. Ushbu ma'lumotlarga asoslanib, olimlar massa qayerda va qanday o'zgarishini aniqlash uchun tortishish o'lchovlaridan foydalanishlari mumkin. Chunki massa joylashuvini o'zgartirganda, bu hudud tortishish kuchini o'zgartiradi.
Gravitatsion o'lchovlar yordamida hatto massalardagi eng kichik o'zgarishlarni aniqlash mumkin. Yer yuzasida bir jismning joylashuvining o'zgarishi bu sohada tortishishning o'zgarishini anglatadi. Xulosa qilib aytganda, tortishish o'lchovlari geoiddagi o'zgarishlarni tushunish va bundan tashqari, bu o'zgarishlarga qanday hodisalar sabab bo'lishini tushunish uchun foydalaniladigan ma'lumotlarning eng muhim manbai hisoblanadi. Yer yuzasida bir joydan ikkinchi joyga siljigan yoki boshqacha aytganda, Yerning qaysi qismida ogʻirlik ortgan yoki kamaygan massalar joylarini aniqlashda sunʼiy yoʻldoshlar yordamida tortishish kuchini oʻlchash usuli qoʻllaniladi. Og'irlikdagi o'zgarishlarni aniqlash va kuzatish uchun ishlatiladigan eng yangi sun'iy yo'ldosh texnologiyalari Evropa kosmik agentligining GOCE sun'iy yo'ldoshi va NASAning GRACE sun'iy yo'ldoshidir. GOCE oʻz orbitasi boʻylab parvoz qilayotgan Yerning tortishish maydonini aniq kuzatishi rejalashtirilgan. Yo'ldosh tortishish kuchi kuchli yoki zaif bo'lgan hududlar ustidan uchib o'tish orqali gradiometr asbobi tomonidan yuborilgan signallar yordamida tortishishdagi farqlarni aniqlaydi. GRACE sun'iy yo'ldoshlari esa bir xil orbitada bir-biridan 220 m masofada va Yerdan 500 km balandlikda joylashgan egizak sun'iy yo'ldoshlardir. Mikroto'lqinli signallar yordamida sun'iy yo'ldoshlar ular orasidagi masofani shunday aniqlik bilan o'lchaydilarki, ular inson sochi kengligining yuzdan bir qismidan kamroq o'zgarishlarni aniqlay oladi. Shu bilan birga, ular va Yer yuzasidagi nuqta orasidagi masofa bir xil darajada aniq o'lchanadi. Ushbu o'lchovlardan foydalanib, biz tortishish farqini hisoblashimiz mumkin. GRACE sun'iy yo'ldosh ma'lumotlari hozirgi tortishish kuchini aniqlash tizimlariga qaraganda 1000 baravar yuqori aniqlikni ta'minlaydi. Ushbu yangi sun'iy yo'ldoshlarning afzalliklaridan foydalanmoqchi bo'lgan olimlar juda ko'p ishlarni amalga oshirdilar va geoidda o'zgarishlarga olib keladigan ko'plab qiziqarli hodisalarni aniqlashga muvaffaq bo'lishdi va bu hodisalarning sabablarini aniqladilar.
2004 yilda Sumatra orolida sodir bo'lgan Rixter shkalasi bo'yicha 9,0 magnitudali zilzila natijasida dengiz yuzasida paydo bo'lgan ulkan to'lqinlar qirg'oqda taxminan 6 metr balandlikdagi tekis o'simta paydo bo'lishiga olib keldi. GOCE sunʼiy yoʻldoshi maʼlumotlariga koʻra, bu hududda Yer yuzasida inersiya markazining siljishi 18 mm ga geoid siljishiga sabab boʻlgan. Bu geoid o'zgarishi uchun juda yuqori qiymat hisoblanadi.
Qutb muzliklari massasining o'zgarishi ham geoiddagi o'zgarishlarga ta'sir qiladi. GRACE sun'iy yo'ldoshlaridan olingan ma'lumotlarga ko'ra, Grenlandiya va Antarktida muzlari kutilganidan ancha tez erishmoqda. Erigan muzlar har yili dunyo okeanlari darajasini 0,41 mm ga oshiradi va muzning erishi natijasida hosil bo'lgan suvning og'irligi Yer shaklining o'zgarishiga olib keladi.
GRACE sun'iy yo'ldoshining tortishish ma'lumotlaridan olingan qiziqarli ma'lumotlardan biri bu dunyodagi eng katta to'g'on, Xitoydagi Uch dara to'g'oni bo'lib, u Yer yuzasida tortishishning o'zgarishiga olib keldi. To'g'on uzunligi 600 km va eni 112 km bo'lgan suv omborini qurish uchun qurilmoqda. To‘g‘on tanasi qurilishi tugallangach, suv omborida 39,3 milliard m3 suv bo‘ladi, suv chuqurligi esa 175 metrga etadi. Suv sathi ko'tarilgach, 1,5 milliard odam o'z uyini tark etishga majbur bo'ladi. Aniqlanishicha, to‘g‘onning qurib bitkazilgan qismlarida to‘plangan ulkan suv yuki bu joydagi tortishish kuchini oshirgan. Shu sababli, Yerning shakli yoki geoidning tuzilishi o'sha joyga suv yuki tufayli o'zgargan.
Olimlar bunday inshootlarni qurish va boshqa aralashuvlar ta'sirida Yerning shakli tobora yumaloq bo'lib borayotganini aniqladilar. Buning sababi muzlik davrining tugashi bilan, ayniqsa qutblarda kuzatilgan er qobig'idagi muzliklar yukining zaiflashishi bo'lgan deb taxmin qilinadi. Skandinaviya va Kanadaning ba'zi hududlarida muzliklarning erishi tufayli Yer har yili 1 sm ga ko'tariladi. Shuningdek, yaxlitlanishning sababi o'z yo'nalishini o'zgartiradigan va tobora ekvator tomon yo'naltirilgan okean oqimlari bo'lishi mumkin deb taxmin qilinadi. Okean oqimlari erigan muzliklarning suvlarini ekvatorga ko'chiradi, bu esa ekvator mintaqasida yukning oshishiga olib keladi. Massa qutblarda kamayadi va ekvatorda ortadi, bu esa Yer shaklining o'zgarishiga yordam beradi.
Ko'pgina olimlarning fikricha, Yer shaklidagi ko'plab o'zgarishlar iqlim o'zgarishi bilan bog'liq. Afsuski, iqlim o‘zgarishi bo‘yicha hukumatlararo komissiyaning olti yillik faoliyati to‘g‘risidagi hisobotda global isishning 90 foiziga insonlar mas’ul ekanligi e’lon qilinganini ta’kidlash joiz. Ushbu hodisalar natijasida qarigan Yerning geoid tuzilishi kundan-kunga yumaloqlashib bormoqda. Yaxlitlash tufayli Yerning radiusi har yili 0,4-0,8 mm 11 ga oshadi. O'zgarishlarga ta'sir qilishi mumkin bo'lgan hodisalar olimlar tomonidan doimiy kuzatuv ostida. Olimlarning fikricha, Yer dinamikasida massa siljishi natijasida yuzaga keladigan geoiddagi o'zgarishlar muhim rol o'ynaydi. Shunday qilib, tortishish kuchining o'zgarishi bilan aniqlangan massalarning siljishi Yerning o'z o'qi atrofida aylanish tezligining sekinlashishiga sabab bo'ladi. Erning aylanish tezligining o'zgarishi kunduzi soat mintaqasining o'zgarishiga olib kelishi mumkin, deb ishoniladi. Bularning barchasidan kelib chiqib aytishimiz mumkinki, kelajakda 24 soatlik kun zonasi aylanishning sekinlashishi bilan parallel ravishda uzayishi mumkin.
Adabiyotlar ro'yxati
1. Guseyxanov M.K., Radzhabov O.R. Zamonaviy tabiatshunoslik tushunchalari. - M., 2004 yil.
2. Dubiishcheva T.Ya. Zamonaviy tabiatshunoslik tushunchalari. - M., 2003 yil.
3. Zamonaviy tabiatshunoslik tushunchalari. / Ed. V.N. Lavrienko, V.P. Ratnikova. M.: BIRLIK, 1997 yil.
4. Xoking S. Katta portlashdan qora tuynuklargacha. - M.: Mir, 1990 yil.
5. Shatkin G.A. Bizning sayyoramiz - Yer // Fan va hayot. -1999 yil. - Yo'q 5.
6. Vikipediya materiallari. Bepul ensiklopediya:
Shunga o'xshash hujjatlar
Olamning tuzilishi va uning kelib chiqishi haqidagi g'oyalar evolyutsiyasi. Koinotning kengayishi insoniyatga ma'lum bo'lgan eng katta tabiiy hodisadir. "Qizil siljish" atamasi va uning kosmologik va tortishish hodisalariga nisbatan qo'llanilishi.
referat, 26.01.2010 qo'shilgan
Olam va uning kosmologik modellarining qisqacha tavsifi. Buyuk Vibuhu modeli. Olbers fotometrik paradoksining mohiyati. Relikt tebranishning tabiati. Dunyoning inflyatsion modeli. Xabbl qonuni (galaktikalarning radikal tarqalishi qonuni), yogo zmíst.
kurs ishi, qo'shilgan 05/24/2016
Kosmologiya tushunchalari: A. Eynshteyn farazlari, A. Fridman nazariyalari, Xabblning empirik qonuni, G. Gamov gipotezalari, A. Penzis va R. Vilsonning relikt nazariyalari. Dunyo modeli: katta burma, davrdagi evolyutsiyaning subkob bosqichi; yogo tuzilishi.
referat, 23.08.2010 qo'shilgan
Rivojlanayotgan Koinot, unda sodir bo'layotgan jarayonlar va ularning xususiyatlari haqidagi zamonaviy g'oyalar. Galaktikalarni taqsimlashda keng ko'lamli bir xilliklarning "hujayraviy" xarakteri. Galaktikalargacha bo'lgan masofalarni ularni olib tashlash tezligi bilan solishtirish. Hubble doimiysi.
test, 2011-09-11 qo'shilgan
Somon yo'li, bizning galaktikamiz haqida umumiy ma'lumot. Mitti galaktikalar oilasining kashfiyoti, bu yulduz tizimlarining hayot yo'li. Quyosh tizimining galaktikadagi holati (uning egilishi). Yulduzli tizimlar, Hubble tasnifi. Katta Magellan buluti.
referat, 04.03.2011 yil qo'shilgan
Galaktika - bu yulduzlar, yulduzlararo gaz, chang, qorong'u materiya va energiyadan iborat katta tizim. E. Xabbl tomonidan galaktikalarning tasnifi. Elliptik, lentikulyar, spiral, kesishgan spiral galaktikalar. Noto'g'ri galaktikalar noto'g'ri turdagi galaktikalardir.
taqdimot, 12/13/2010 qo'shilgan
Yer osmonida Marsning fotosuratlari. Xabbl orbital teleskopi tomonidan olingan tasvir va eski eskizlar. Berilgan sayyoraning orbitasi va qarama-qarshiliklari diagrammasi. Marsning tabiati va sun'iy yo'ldoshlarining xususiyatlari. Kosmik kemalar yordamida sayyorani o'rganish.
taqdimot, 2011-yil 16-05-da qo'shilgan
Ukraina fanining kosmonavtika va koinot tadqiqotlari rivojlanishiga qo'shgan hissasi. Yechim amerikalik va yevropalik olimlarning Marsni aqldan ozgan tadqiqoti haqida. Missiya "Rosetti" va qo'nuvchi "Fili". Yerdan tashqarida hayot mavjudligining isboti. Hubble teleskopining butun dunyo ko'zlari.
taqdimot, 04/10/2016 qo'shilgan
Koinotning zamonaviy tasviri. Yulduzlararo gaz va chang. Elliptik galaktikalarning asosiy soddaligi. Galaktikalarning universal "tarqalishi" qonuni. Fridman gipotezasi. Kosmik yirtqich hayvonlar. Kvazarlar spektri. "Qora tuynuklar" tushunchasi. Kelajakda koinotni nima kutmoqda.
kurs ishi, 23.01.2009 qo'shilgan
15-17-asrlardagi eng yirik astronomik kashfiyotlar buyuk olimlarning mehnati edi. Kopernik, Tyxo Brahe, Keplerning sayyoralar harakati qonunlari va Galiley tadqiqotlarining ilmiy faoliyatining astronomiya uchun ahamiyati. Umumjahon tortishish qonunining I. Nyuton tomonidan kashf etilishi.
1929 yilda Xabbl fundamental qonunni kashf etganini e'lon qildi. U bir nechta eng yaqin galaktikalar bundan mustasno, barcha galaktikalarning spektral chiziqlari qizil siljishini aniqladi. Doppler hodisasi bilan izohlangan yulduz spektrlarining siljishida bo'lgani kabi, Dƛ to'lqin uzunligi o'zgarishining ƛ to'lqin uzunligining o'ziga nisbati berilgan galaktikaning barcha spektral chiziqlari uchun bir xil bo'ladi. Agar biz bu hodisani odatdagidek Doppler effekti bilan izohlasak, shunday xulosaga kelishimiz kerakki, barcha galaktikalar, bir nechta eng yaqinlaridan tashqari, bizdan uzoqlashmoqda va har bir galaktikaning y ni olib tashlash tezligi aniqlanadi. nisbatdan
y / c = Dƛ / ƛ (1)
Bu erda c - yorug'lik tezligi.
Ammo bu kashfiyotning oxiri emas edi. Ma'lum bo'lishicha, galaktika o'rtacha qanchalik zaif bo'lsa, uning spektrining chiziqlari qizil tomonga shunchalik ko'p siljiydi va galaktikaning zaif yorqinligi, umuman olganda, uning uzoqroq ekanligini ko'rsatadi, degan xulosaga kelishimiz mumkin. galaktika qanchalik kuchli bo'lsa, uning spektri qizil yo'nalishda siljishi qanchalik kuchli bo'lsa.
Masalani batafsil o‘rganib chiqib, Xabbl galaktika spektridan aniqlangan Dƛ / ƛ nisbati galaktikagacha bo‘lgan masofaga proportsional ekanligini, ya’ni galaktikalar spektrlarining qizil siljishi galaktikaga bo‘lgan masofaga mutanosib ekanligini aniqladi. galaktikalar.
Bu naqsh birinchi marta yorqin va shuning uchun nisbatan yaqin galaktikalar uchun yaratilgan. Ammo keyin 1936 va 1953 yillarda. Xabbl shuni ko'rsatdiki, u barcha galaktikalar, shu jumladan eng zaiflari uchun ham amal qiladi, buning natijasida kashf etilgan naqsh universal qonun xarakteriga ega bo'ldi. Galaktikalar spektrlarining qizil siljishi qonuni, ba'zan esa Xabbl qonuni deb ataladigan bu qonun olamning eng asosiy qonunlaridan biri, tabiatning asosiy qonunlaridan biridir.
Galaktikalar spektrlarining qizil siljishi qonunining o'ta muhimligini hisobga olib, biz Xabbl uni qanday o'rnatganini ko'rsatamiz, lekin biz 1956 yilda Humason tomonidan olingan 806 galaktikaning radial tezliklarining kengroq materialidan foydalanamiz. , Mayall va Sandage.
Faraz qilaylikki, galaktika spektrlarining qizil siljishi qonuni o'rinli va shuning uchun tenglik
s*(Dƛ / ƛ)= H*r (2)
Bu erda c - yorug'lik tezligi va H - ma'lum bir mutanosiblik koeffitsienti, u Xabbl sharafiga odatda uning familiyasining birinchi harfi bilan belgilanadi (Hubble). Keyin, taniqli tenglikni almashtirish
(2) dan r ifodasi o‘rniga, olamiz
m = 5lg(c* Dƛ / ƛ) + M – 5 – 5 lg * H (4)
Tenglamaning oxirgi ikki hadi doimiydir. Agar mutlaq M kattaligi barcha galaktikalar uchun bir xil bo'lgan bo'lsa, u holda eksa bo'yicha chizma tuziladi
abscissa log(c* Dƛ / ƛ) va galaktikalar kuzatuvlaridan topilgan m ordinatasida biz, agar Xabbl qonuni bajarilsa, (4) ga ko'ra, aniq bir to'g'ri chiziq bo'ylab joylashgan nuqtalarni olishimiz kerak edi. Aslida, galaktikalarning mutlaq kattaliklari bir-biridan farq qiladi va biz bilganimizdek, juda kuchli. Buning natijasida (agar Xabbl qonuni bajarilsa) nuqtalar to'g'ri chiziq bo'ylab qat'iy joylashmaydi, balki uning atrofida bir oz tarqalish bilan guruhlanadi.
Humason, Mayall va Sandage tomonidan tuzilgan grafik bizni Xabbl qonunining haqiqiyligiga ishontiradi. Bu erda nuqtalar tarqoq bo'lgan to'g'ri chiziqning qiyaligi (4) tenglamadagi logarifm oldidagi 5 koeffitsientiga ko'ra aynan qanday bo'lishi kerakligi ham muhimdir.
Yana ishonchli natijaga erishish, to'g'ri chiziq atrofidagi nuqtalarning tarqalishini kamaytirish uchun Humason, Mayall va Sandage quyidagi usuldan foydalanganlar. 18 ta galaktika klasterlarida ular birinchi, uchinchi, beshinchi va o'ninchi eng yorqin galaktikalar spektrlarining qizil siljishini o'lchadilar va ular uchun log (c* (Dƛ / ƛ)) va m ning o'rtacha qiymatlarini aniqladilar. Klasterlarning eng yorqin a'zolari mutlaq yulduz kattaligida klasterdan klasterga unchalik farq qilmaydi deb taxmin qilish mumkin. Bundan tashqari, bu erda o'rtacha qiymatlar olinadi. Shuning uchun, agar Xabbl qonuni to'g'ri bo'lsa, nuqtalarning tarqalishi juda kamayishi kerak.
Rasmda ko'rinib turibdiki, bu aslida sodir bo'lgan. Olingan nuqtalar juda kichik tarqalish bilan to'g'ri chiziq yaqinida yotadi. Xabbl qonuni aniq ifodalangan.
Demak, qonun tasdiqlandi: galaktikalar uchun (2) shart bajariladi.
Ammo galaktikalar spektrlarining qizil siljishi Doppler effektining oqibati, ya'ni galaktikalarning olib tashlanishi natijasida yuzaga kelgan deb aytish mumkinmi? Aynan shunday deb faraz qilsak, (1) va (2) tengliklardan shunday xulosa chiqadi
va biz astronomlar so'nggi 45 yil ichida o'rganib qolgan, lekin buni birinchi marta o'rgangan har bir kishining tasavvurini hayratda qoldiradigan xulosaga kelamiz: galaktikalar o'z masofalariga proportsional tezlikda uzoqlashmoqda! Agar ulardan biri boshqasidan yuz marta uzoqroqda joylashgan bo'lsa, u bizdan yuz barobar tezroq uzoqlashadi.
Xabbl galaktikalar spektrlarining qizil siljishini Doppler effekti bilan izohlagan, shuning uchun (5) qonun Xabbl qonuni deb ham ataladi. Ammo shuni tushunish kerakki, (2) qonun mutlaqo to'g'ri, u kuzatishlar bilan tasdiqlanadi va (5) qonun spektrlarning siljishi Doppler effekti tufayli yuzaga keladi, buni kuzatishlar bilan isbotlab bo'lmaydi. Ushbu bayonotning qanchalik ko'p yoki kichikroq ekanligini baholash mumkin.
Agar butun kuzatilishi mumkin bo'lgan dunyo ulkan portlash natijasida paydo bo'lgan bo'lsa va galaktikalar portlashdan tarqalib ketgan onadan hosil bo'lgan bo'lsa, portlash paytida yuqori tezlikka ega bo'lgan materiya qismlarida paydo bo'lganlar hozirgacha uzoqroqqa uchib ketishi kerak edi. , Hubble qonuniga to'liq mos keladi.
Galaktikalar ularning masofalariga mutanosib ijobiy tezliklarga ega ekanligini ko'rsatadigan (5) ko'rinishdagi Xabbl qonunini qabul qilish muqarrar ravishda o'tmishda hech qachon (qancha vaqt oldin H koeffitsientiga bog'liq) barcha galaktikalar yoki bo'laklar bo'lmagan degan xulosaga olib kelishi kerak. ular bir vaqtning o'zida hosil bo'lgan va uchib ketgan materiya, lekin har xil tezlikda, nisbatan kichik hajmdan.
Bu xulosa koinotning kelib chiqishi va tuzilishi haqidagi barcha g'oyalarimiz uchun shunchalik muhimki, uni qabul qilishdan oldin qizil siljishni tushuntirish uchun Doppler effektidan boshqa imkoniyatlar mavjudligini tekshirish kerak.
Yana bir qancha tushuntirishlar taklif qilingan. Ulardan biri "kvant qarishi" gipotezasi deb ataladi, fotonlar, ya'ni yorug'lik zarralari kosmosda harakatlanayotganda, ulardagi energiyaning bir qismini yo'qotadi. Bu kosmosdagi foton harakati qonuni ekanligi ta'kidlanadi. Fotonning energiyasi chastotaga proportsional, ya'ni nurlanish to'lqin uzunligiga teskari proportsionaldir. Shuning uchun, foton kosmosda harakat qilganda, nurlanishning to'lqin uzunligi kattalashadi va uzoqdagi ob'ektning butun spektri qizil rangga siljiydi va siljishning kattaligi proportsional bo'ladi.
masofa. Kichik masofalarda va hatto katta (lekin unchalik katta bo'lmagan) masofalarda ham kvant qarishining ta'siri hali ham shunchalik ahamiyatsizki, uni kuzatishlar natijasida aniqlab bo'lmaydi, shuning uchun u faqat juda uzoqdagi jismlarning spektrlariga - boshqa galaktikalarga ta'sir qiladi.
Doppler effekti o'rniga taklif qilingan yana bir tushuntirish "kvant qarishi" sababini aniqlash edi. Fotonning energiyani yo'qotishi shunchaki uning harakat qonuni emas, balki metagalaktika bo'shlig'ini to'ldiradigan va barcha mumkin bo'lgan yo'nalishlarda harakatlanadigan nurlanishning boshqa fotonlari bilan o'zaro ta'sir qilish natijasida yuzaga keladi. Foton qancha ko‘p sayohat qilsa, u o‘rtacha shunchalik ko‘p o‘zaro ta’sirlarni boshdan kechiradi va galaktika spektrining qizil siljishi shunchalik katta bo‘ladi.
Yorug'lik kosmosda harakatlanayotganda "kvant qarishi" ga qadar qaynaydigan barcha gipotezalarning zaifligi shundaki, ular energiyani saqlash qonunidan voz kechishni talab qiladi. Agar "kvantning qarishi" shunchaki uning harakati qonuni bo'lsa, unda energiya hech narsaga o'tkazilmasdan yo'qoladi, ya'ni energiyaning saqlanish qonuni buziladi. Agar foton o'z energiyasining bir qismini yo'qotsa, uni biron bir muhitga, boshqa fotonlarga yoki umuman ba'zi zarrachalarga o'tkazsa, energiyaning har qanday uzatilishi fotonning parvoz yo'nalishini o'zgartirish imkoniyati bilan bog'liq bo'lishi kerak. Juda uzoq masofani bosib o'tgan fotonlar kosmosdagi harakat yo'nalishini sezilarli darajada o'zgartirishi kerak. Natijada, uzoq galaktikalarning tasvirlari loyqa bo'lishi kerak va galaktika qanchalik uzoqda bo'lsa, uning tasvirining loyqalanish darajasi shunchalik yuqori bo'ladi.
Ammo kuzatishlar shuni ko'rsatadiki, uzoq va juda uzoq galaktikalarning konturlari bizga eng yaqin yulduz tizimlariniki kabi aniq va ravshan.
Shu sababli, o'ttiz yil oldin jiddiy muhokama qilingan "kvant qarishi" gipotezasi hozirda deyarli hech qanday tarafdor topmayapti.
Faqat Doppler effekti galaktikalar spektrlarining kuchli qizil siljishiga olib kelishi va shu bilan birga fotografik plitalardagi galaktikalarning aniq tasvirlarini, masalan, amalda kuzatilgan tasvirlarni saqlab qolishi mumkin. Shunday qilib, buni qat'iy isbotlangan deb hisoblash mumkin bo'lmasa-da, ammo boshqa qoniqarli tushuntirishlar bo'lmasa ham, galaktikalar spektrlarining qizil siljishi haqiqatan ham ularning olib tashlanishi bilan bog'liq deb ishonish oqilona.
Bu shuni anglatadiki, biz ushbu xulosaning natijasini ham qabul qilishimiz kerak, ya'ni o'tmishda barcha galaktikalar yoki galaktikalar paydo bo'lgan materiya qismlari bir vaqtning o'zida kichik hajmdan bir xil yo'nalishda va har xil tezlikda chiqarilgan. bo'sh joy. Asrimizning 30-yillaridagi bu fundamental kosmogonik xulosa galaktikalarning paydo boʻlishiga sabab boʻlgan portlashni ilohiy harakat natijasida dunyoning yaratilishi deb hisoblaydigan farazlarni keltirib chiqardi.
Boshqa tomondan, butun kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning paydo bo'lishining dastlabki lahzasi haqidagi xulosa ko'plab astronomlarni xavotirga soldi va Xabbl qonuniga ishonmaslikka sabab bo'ldi. Ammo aniq kuzatishlar asosida qonunni mensimaslikka urinishlar hech qachon ilmiy taraqqiyotga olib kelmaydi. Hozirgi vaqtda galaktikalarning paydo bo'lishiga olib kelgan va ularga turli xil tezliklarni bergan portlovchi xarakterdagi qandaydir ulug'vor jarayonni taxmin qilish Olam haqidagi materialistik g'oyalarga to'liq mos keladigan kuzatuv haqiqati ekanligi butunlay ayon bo'ldi.
Turli miqyosdagi portlash jarayonlari koinotda juda keng tarqalgan bo'lib chiqdi. Yangi portlashlar, o'ta yangi yulduz portlashlari, NGC 3034 galaktikasi yadrosidagi katta portlash va biz quyida yozadigan boshqa hodisalar portlovchi xarakterdagi jarayonlar mavjudligini ko'rsatib, bu turdagi jarayonlar evolyutsiyada namuna ekanligini ko'rsatadi. Koinot. Barcha kuzatilishi mumkin bo'lgan galaktikalarning paydo bo'lishiga olib kelgan portlash jarayoni ushbu hodisalar zanjirida ularning eng ulug'vori sifatida ko'rib chiqilishi kerak.
Faraz qilaylik, bundan 1,5 million yil avval sodir bo‘lgan portlash natijasida NGC 3034 galaktikasining yadrosida yulduzlar paydo bo‘ldi. Ulardan birining atrofida sayyoralar tizimi shakllandi va aqlli hayot rivojlandi. Aqlli mavjudotlar tomonidan olib borilgan aniq ilmiy izlanishlar ularni ular yashaydigan sayyoralar tizimi va ular atrofidagi yulduzlar 1,5 million yil avval galaktika yadrosi ichidagi kichik bir hududdan bir vaqtning o'zida portlash va otilish natijasida hosil bo'lgan degan xulosaga olib keladi. Bunday xulosa ilmiy bo'ladimi? Albatta. Bu g'ayritabiiy ilohiy kuchni tan olishni talab qiladimi? Albatta yo'q. Biz kabi NGC 3034 galaktikasidagi aqlli mavjudotlar kuzatish ma'lumotlari hali o'rganilmagan portlovchi jarayonlarning mavjudligi va kosmogoniyadagi muhim rolini ko'rsatishini tan olishlari kerak. Ular ham biz kabi materiyaning bir holatdan ikkinchi holatga tez o‘tishi bilan bog‘liq bu jarayonlarni o‘rganishni ustuvor vazifa deb bilishlari kerak. Portlash jarayonlarining turli shakllarda namoyon bo'lishi va turli masshtablarga ega bo'lishi bu hodisalarning mohiyatini o'rganishga yordam berishi kerak.
Koinotning butun kuzatiladigan fazosi galaktikalar bilan to'ldirilganligi va Xabbl qonunidan chetga chiqadigan boshqa jismlar kuzatilmagani uchun bu qonunni Olamning kuzatiladigan hududining umumiy kengayishi, Metagalaktikaning kengayishi sifatida talqin qilish mumkin. Hatto bir xil va izotropik, ya'ni barcha nuqtalarda va barcha yo'nalishlarda bir xil bo'lgan fazoning kengayishi sodir bo'ladi, bu undagi jismlarning bir-biridan uzoqlashishiga olib keladi deb taxmin qilish mumkin.
Er yuzidagi kuzatuvchidan barcha yo'nalishdagi galaktikalarning olib tashlanishi umuman Yer yoki, yaxshisi, bizning Galaktikamiz Koinotda, Metagalaktikada markaziy o'rinni egallaydi degani emas. Qattiq kauchuk to'pni tasavvur qiling, biz qandaydir tarzda barcha yo'nalishlarda teng ravishda cho'zamiz. Kuzatuvchi ushbu to'pning qaysi nuqtasida bo'lishidan qat'i nazar, markaziy yoki boshqa nuqtada bo'lishidan qat'i nazar, unga to'pning boshqa barcha nuqtalari undan uzoqlashayotgan va ularning masofalariga proportsional tezlikda uzoqlashayotgandek tuyuladi. Qizig'i shundaki, agar galaktikalarni olib tashlash tezligi yo'nalishga bog'liq bo'lmasa, unda faqat tezlikning masofalarga mutanosiblik qonuni antropotsentrizmga olib kelmaydi - insonning koinotdagi markaziy pozitsiyasi haqidagi xulosa. Agar, masalan, masofasidan qat'i nazar, barcha galaktikalar Yerdan bir xil tezlikda uzoqlashayotgan bo'lsa, tasavvur qilish oson bo'lganidek, bizning galaktikamizning koinotdagi o'rni alohida bo'lar edi. Faqat shu nuqtadan qaralganda, kengayish barcha yo'nalishlarda sodir bo'ladi va barcha yo'nalishlarda kengayish tezligi bir xil bo'ladi. Kosmosdagi boshqa nuqtalarning har biri uchun kengayish bo'lmagan yo'nalish bo'ladi, boshqa yo'nalishlarda esa kengayish tezligi boshqacha bo'ladi.
Galaktikalarni olib tashlashni boshqa sababga ko'ra fazoning kengayishi deb hisoblash qulay. Xuddi shu galaktikalar klasterining a'zolari bo'lgan galaktikalar bizdan deyarli bir xil masofada joylashgan, chunki klaster hajmi odatda bunday masofalarga nisbatan kichikdir. Ayni paytda, bu galaktikalarning radial tezligi odatda bir-biridan sezilarli darajada farq qiladi. Agar ba'zi galaktikalar bizga eng yaqin klaster chegaralarida, boshqalari esa bizdan eng uzoq klaster chegaralarida joylashgan bo'lsa, farq Xabbl qonunidan kelib chiqadiganidan ancha katta; Bu hodisa shu bilan izohlanadiki, butun galaktikalar klasteri bizdan Xabbl qonuniga ko'ra bo'lishi kerak bo'lgan tezlikda uzoqlashadi, lekin klaster ichida har bir galaktika baribir qandaydir tarzda klasterning inersiya markaziga nisbatan harakat qiladi. . Shuning uchun, galaktikaning umumiy tezligi ikkita tezlikning yig'indisidir - Hubble qonuniga ko'ra ma'lum masofa uchun umumiy tezlik, ya'ni ma'lum bir klasterning joylashuvi va galaktika joylashgan klasterga nisbatan individual tezlik. joylashgan.
Faqat klaster a'zosi emas, balki har bir galaktika individual harakatga ega. Shuning uchun, galaktikalar harakatining umumiy rasmini quyidagicha tasavvur qilish yaxshidir: Metagalaktikaning butun fazosi izotropik ravishda kengayib boradi va u bilan birga unda joylashgan galaktikalar ham bor. yo'nalishi har qanday bo'lishi mumkin - bizdan ham, bizga ham, boshqa har qanday yo'nalishda.
Aynan individual harakatlar tufayli ba'zi eng yaqin galaktikalarning spektrlari qizil rangga emas, balki binafsha tomonga siljiydi, ya'ni bu galaktikalar bizga yaqinlashmoqda. Yaqin atrofdagi galaktikalarda kosmosning kengayishi natijasida yuzaga keladigan masofa masofaning qiyosiy kichikligi tufayli kichikdir va bu tezlik biz tomon yo'naltirilgan bo'lsa, individual tezlik bilan qoplanishi mumkin. Uzoq galaktikalarda kosmosning kengayishi natijasida yuzaga keladigan chekinish tezligi shunchalik kattaki, individual tezlikning ta'siri sezilmaydi.
Mahalliy galaktikalar tizimi ro'yxatida 7 ta galaktika salbiy radial tezlikka ega, ya'ni ular bizga yaqinlashmoqda. Ammo shuni hisobga olish kerakki, biz Quyosh tizimidan radial tezliklarni aniqlaymiz, uning o'zi bizning Galaktikamizda taxminan 220 km / s tezlikda harakat qiladi. Shuning uchun, boshqa galaktikalarning bizning Galaktikamizga nisbatan tezligini olish uchun va ko'rib chiqilayotgan masala aynan shu narsani qiziqtiradi, olingan radialga Galaktikadagi Quyosh tezligiga tuzatishlar kiritish kerak. tezliklar.
Agar bu bajarilsa, mahalliy tizimning barcha a'zolarining radial tezligi o'z belgisini saqlab qoladi. Xususan, Mahalliy tizimning olti a'zosi uchun radial tezlik salbiy bo'lib qoladi, garchi u mutlaq qiymatda kamayadi. Shunday qilib, Andromeda tumanligi (NGC 224) haqiqatan ham bizning Galaktikamizga 143 km/s tezlikda, NGC 185 esa 180 km/s tezlikda yaqinlashmoqda. Yaqin atrofdagi galaktikalarning radial tezligini o‘rganish shuni ko‘rsatdiki, klasterlardan tashqarida joylashgan galaktikalarning individual tezligi o‘rtacha 200-300 km/s, ba’zi zich klasterlarga kiruvchi galaktikalar uchun esa ular yuqoriroq va 400-600 km/s ga teng. .
Spektral qizil siljishlarning kattaligi zaif uzoq galaktikalarning juda yuqori tezligini ko'rsatadi. Masalan, bitta zaif galaktika uchun Palomar rasadxonasida Minkovskiy tomonidan o'lchangan Dƛ / ƛ qiymati 0,46 ga teng bo'ldi. Shuning uchun, agar (1) formulani qo'llasak, u holda galaktikaning retsessiya tezligi 0,46 s yoki 138 000 km / s ga teng bo'ladi. Biroq, bunday yuqori tezliklar uchun formula (1) noto'g'ri. U taxminan Doppler qonunini faqat c ga nisbatan y juda kichik bo'lgan holatda ifodalaydi. Doppler qonunining aniq formulasi nisbiylik nazariyasi tomonidan berilgan va shaklga ega
y / c = (((Dƛ / ƛ)+1) 2 -1)/(((Dƛ / ƛ)+1) 2 +1) (6)
Juda kichik Dƛ / ƛ bo'lsa, bu formula (1) tenglikka kamayadi va unchalik katta bo'lmagan Dƛ / ƛ uchun (1) va (6) formulalar orasidagi farq sezilarli bo'ladi. Agar, masalan, to'lqin uzunligining siljishi to'lqin uzunligining o'ziga teng bo'lib chiqsa (bu mumkin emas), u holda (1) formulaga muvofiq tabiatdagi maksimal tezlik y = s olinadi va to'g'ri formula bo'yicha. (6) y = (3/5) s. (6) formulaga ko'ra, spektrlarning siljishlari qanchalik katta bo'lmasin, olib tashlash tezligi yorug'lik tezligidan kamroq bo'ladi. Yuqorida qayd etilgan, spektral qizil siljishi Dƛ / ƛ = 0,46 bo'lgan galaktika uchun (6) formuladan foydalanib, biz to'g'ri qiymatni topamiz y = 0,36 s yoki 108000 km/s.
Endi biz Hubble qonunini tushunishda oxirgi va eng muhim qadamni qo'yishimiz kerak. (5) formulada galaktikalarni olib tashlash tezligini ularga bo'lgan masofalar bilan bog'laydigan H mutanosiblik koeffitsientining qiymatini aniqlash kerak. H koeffitsienti asosiy dunyo konstantalaridan biridir - u dunyo fazosining kengayish tezligini tavsiflaydi.
Ushbu koeffitsientni aniqlash tarixi quyidagi ikkita postda keltirilgan: va.
T.A. Agekyan "Yulduzlar, galaktikalar, metagalaktikalar" 1981 yil. Uchinchi nashr, qayta ko'rib chiqilgan va kengaytirilgan
Sizni ushbu nashrni bizning saytimizda muhokama qilishga taklif qilamiz.
U Janubiy Kaliforniyadagi Maunt Wilson baland astronomik rasadxonasiga ishga kirdi, u o'sha paytda dunyodagi eng yaxshi jihozlangan edi. Asosiy oyna diametri 2,5 m bo'lgan eng yangi aks ettiruvchi teleskopdan foydalanib, u bir qator qiziqarli o'lchovlarni amalga oshirdi, bu bizning koinot haqidagi tushunchamizni butunlay o'zgartirdi.
Aslida, Xabbl uzoq vaqtdan beri mavjud bo'lgan bitta astronomik muammoni - tumanliklarning tabiatini o'rganishni maqsad qilgan. 18-asrdan boshlab bu sirli narsalar olimlarni kelib chiqishi sirlari bilan xavotirga solgan. 20-asrga kelib, bu tumanliklarning ba'zilari yulduzlarni tug'di va eridi, lekin bulutlarning aksariyati tumanli bo'lib qoldi - va ayniqsa tabiatiga ko'ra. Bu erda olimlar o'zlariga savol berishdi: bu tumanli shakllanishlar aniq qayerda - bizning Galaktikada joylashgan? yoki ularning ba'zilari o'sha davrning murakkab tilidan foydalanish uchun boshqa "koinot orollari" ni ifodalaydimi? 1917 yilda Uilson tog'ida teleskop ishga tushirilgunga qadar bu savol faqat nazariy edi, chunki bu tumanliklarga masofani o'lchash uchun texnik vositalar yo'q edi.
Xabbl o'z tadqiqotini Andromeda tumanligidan boshladi, ehtimol, eng qadim zamonlardan beri mashhur bo'lgan. 1923 yilga kelib, u bu tumanlikning chekkalari alohida yulduzlar klasterlari ekanligini, ularning ba'zilari Sefeid o'zgaruvchilari sinfiga (astronomik tasnifga ko'ra) tegishli ekanligini ko'rishga muvaffaq bo'ldi. Sefeid o'zgaruvchisini ancha uzoq vaqt davomida kuzatgan holda, astronomlar uning yorqinligining o'zgarish davrini o'lchaydilar, so'ngra davr-yorqinlik munosabatlaridan foydalanib, u chiqaradigan yorug'lik miqdorini aniqlaydilar.
Keyingi qadam nima ekanligini yaxshiroq tushunish uchun keling, ushbu o'xshashlikni keltiramiz. Tasavvur qiling-a, siz qorong'u tunda turibsiz, keyin uzoqda kimdir elektr chiroqni yoqadi. Atrofingizda bu uzoq lampochkadan boshqa hech narsani ko'rmaganingiz uchun unga masofani aniqlash deyarli mumkin emas. Ehtimol, u juda yorqin va uzoqda porlashi mumkin yoki u xira va yaqin atrofda porlashi mumkin. Buni qanday aniqlash mumkin? Endi tasavvur qiling-a, siz qandaydir tarzda chiroqning kuchini bilib oldingiz - aytaylik, 60, 100 yoki 150 vatt. Vazifa darhol soddalashtiriladi, chunki ko'rinadigan yorug'likdan siz unga geometrik masofani taxminan taxmin qilishingiz mumkin. Shunday qilib: Sefeidning yorug'ligining o'zgarish davrini o'lchaganda, astronom siz bilan taxminan bir xil holatda bo'ladi, uzoq chiroqqa masofani hisoblab, uning yorqinligini (radiatsiya quvvati) biladi.
Xabbl birinchi qilgan ishi Andromeda tumanligining chekkasidagi Tsefeidlargacha bo'lgan masofani va shuning uchun tumanlikning o'ziga qadar bo'lgan masofani hisoblab chiqdi: 900 000 yorug'lik yili (hozirda Andromeda galaktikasigacha aniqroq hisoblangan masofa 2,3 mln. yorug'lik yillari - muallifning eslatmasi) - ya'ni tumanlik Somon yo'li - bizning galaktikamizdan ancha uzoqda joylashgan. Bu va boshqa tumanliklarni kuzatgach, Xabbl koinotning tuzilishi haqida asosiy xulosaga keldi: u ulkan yulduz klasterlari – galaktikalar to‘plamidan iborat. Aynan ular bizga osmonda uzoq tumanli "bulutlar" sifatida ko'rinadi, chunki biz alohida yulduzlarni juda katta masofada ko'ra olmaymiz. Aslida, bu kashfiyotning o'zi Xabblning ilm-fan sohasidagi xizmatlarini dunyo miqyosida tan olishi uchun etarli bo'lar edi.
Olim esa bu bilan to‘xtab qolmay, olingan ma’lumotlarda astronomlar avvalroq kuzatgan, biroq izohlashda qiynalgan yana bir muhim jihatga e’tibor qaratdi. Ya'ni: uzoq galaktikalar atomlari chiqaradigan spektral yorug'lik to'lqinlarining kuzatilgan uzunligi er usti laboratoriyalarida bir xil atomlar chiqaradigan spektral to'lqinlarning uzunligidan bir oz pastroqdir. Ya'ni, qo'shni galaktikalarning radiatsiya spektrida elektron orbitadan orbitaga sakrab o'tganda atom chiqaradigan yorug'lik kvanti Yerdagi xuddi shu atom chiqaradigan shunga o'xshash kvantga nisbatan chastotasi spektrning qizil qismiga siljiydi. . Xabbl ushbu kuzatishni Doppler effektining namoyon bo'lishi sifatida talqin qilish erkinligini oldi, ya'ni barcha kuzatilgan qo'shni galaktikalar Yerdan uzoqlashmoqda, chunki Somon yo'lidan tashqaridagi deyarli barcha galaktika ob'ektlari ularning tezligiga mutanosib ravishda spektral qizil siljishni ko'rsatadi. olib tashlash.
Eng muhimi, Xabbl qo'shni galaktikalargacha bo'lgan masofani o'lchash natijalarini (Sefeid o'zgaruvchilari kuzatuvlari asosida) ularning tanazzul sur'atlarini (qizil siljish asosida) o'lchovlari bilan solishtirishga muvaffaq bo'ldi. Va Xabbl shuni aniqladiki, galaktika bizdan qanchalik uzoq bo'lsa, u shunchalik tez uzoqlashadi. Mahalliy kuzatuv nuqtasidan uzoqlashgani sari ortib borayotgan tezlik bilan ko'rinadigan koinotning markazga yo'naltirilgan "tarqalishi" hodisasi Xabbl qonuni deb ataladi. Matematik jihatdan u juda sodda tarzda tuzilgan:
v = Hr
Bu erda v - galaktikaning bizdan uzoqlashayotgan tezligi, r - unga bo'lgan masofa va H - Xabbl doimiysi. Ikkinchisi eksperimental tarzda aniqlanadi va hozirda taxminan 70 km/(s Mpc) (megaparsek uchun sekundiga kilometr; 1 Mpc taxminan 3,3 million yorug'lik yiliga teng) deb baholanmoqda. Bu bizdan 10 megaparsek masofada joylashgan galaktika bizdan 700 km/s tezlikda, 100 Mpc masofada 7000 km/s tezlikda va hokazolar bilan qochib ketishini anglatadi. Va, garchi dastlab Xabbl kelgan bo'lsa ham. bu qonunga faqat bizga eng yaqin bo'lgan bir nechta galaktikalarni kuzatish natijasida Somon yo'lidan tobora uzoqlashib borayotgan ko'rinadigan koinotning ko'plab yangi galaktikalaridan birortasi ham ushbu qonun doirasidan chiqmaydi;
Shunday qilib, Xabbl qonunining asosiy va aql bovar qilmaydigan natijasi: Olam kengaymoqda! Bu tasvir menga eng aniq ko'rinadi: galaktikalar tez ko'tarilgan xamirturush xamiridagi mayizdir. O'zingizni mayizlardan birida mikroskopik mavjudot sifatida tasavvur qiling, buning uchun xamir shaffof ko'rinadi: nimani ko'rasiz? Xamir ko'tarilganda, boshqa barcha mayizlar sizdan uzoqlashadi va mayiz qanchalik uzoq bo'lsa, u sizdan shunchalik tez uzoqlashadi (chunki siz bilan uzoqdagi mayiz o'rtangizdagidan ko'ra ko'proq kengaygan xamir bor). Shu bilan birga, siz kengayib borayotgan universal sinovning markazida turganingizdek tuyuladi va bu erda g'alati narsa yo'q - agar siz boshqa mayizda bo'lganingizda, hamma narsa sizga xuddi shunday tuyuladi. Shunday qilib, galaktikalar bitta oddiy sababga ko'ra tarqalmoqda: dunyo fazosining to'qimasi kengaymoqda. Barcha kuzatuvchilar (siz ham, men ham bundan mustasno emasmiz) o'zlarini koinotning markazida deb hisoblaydilar. Buni 15-asr mutafakkiri Nikolay Kuza tomonidan eng yaxshi ifodalagan: "Har qanday nuqta cheksiz olamning markazidir".
Biroq, Xabbl qonuni bizga koinotning tabiati haqida yana bir narsani aytadi - va bu "narsa" shunchaki g'ayrioddiy. Koinotning o'z vaqtida boshlanishi bor edi. Va bu juda oddiy xulosa: biz kuzatayotgan koinotning kengayishi haqidagi an'anaviy kinofilmni olish va aqliy ravishda "orqaga qaytarish" kifoya - va biz koinotning barcha materiyalari zichlikka siqilgan paytga erishamiz. Koinotning hozirgi miqyosi bilan solishtirganda juda kichik hajmda o'ralgan proto-materiya bo'lagi. O'ta issiq materiyaning o'ta zich to'plamidan tug'ilgan va o'sha paytdan beri kengayib, sovib borayotgan koinot g'oyasi Katta portlash nazariyasi deb ataladi va bugungi kunda uning kelib chiqishi va evolyutsiyasining muvaffaqiyatli kosmologik modeli yo'q. Koinot. Aytgancha, Xabbl qonuni koinotning yoshini aniqlashga yordam beradi (albatta, juda soddalashtirilgan va taxminan). Faraz qilaylik, barcha galaktikalar boshidanoq bizdan bir xil v tezlikda uzoqlashayotgan edi. Ularning parvozi boshlanganidan beri o'tgan vaqt t bo'lsin. Bu koinotning yoshi bo'ladi va u munosabatlar bilan belgilanadi:
v x t = r, yoki t = r/V
Ammo Xabbl qonunidan shunday xulosa chiqadi
r/v = 1/H
Bu erda H - Xabbl doimiysi. Bu shuni anglatadiki, tashqi galaktikalarning chekinish tezligini o'lchash va H ni eksperimental aniqlash orqali biz galaktikalar tarqaladigan vaqtni taxmin qilamiz. Bu koinotning taxminiy umri. Eslab ko'ring: eng so'nggi hisob-kitoblarga ko'ra, bizning koinotimiz yoshi taxminan 15 milliard yilni tashkil qiladi, bir necha milliard yil beradi yoki oladi. (Taqqoslash uchun, Yerning yoshi 4,5 milliard yil deb baholanadi va unda hayot taxminan 4 milliard yil oldin boshlangan.)
| Izohlar: 0 |
Dmitriy Vibe
Yulduzlar bilan qoplangan tungi osmonni ko'rish azaldan inson qalbida hayrat va zavq uyg'otdi. Shu sababli, fanga umumiy qiziqish biroz pasayib ketgan taqdirda ham, ba'zida astronomik yangiliklar ommaviy axborot vositalariga tarqalib, o'quvchi (yoki tinglovchi) tasavvurini uyg'otadi, koinotning eng chekkasidagi sirli kvazar, portlagan quzar haqidagi xabar. yulduz yoki uzoq galaktikaning tubida yashiringan qora tuynuk haqida. Ertami-kechmi qiziqqan odamda haqli savol tug'ilishi tabiiy: "Kelinglar, ular meni burnimdan yetaklamayaptimi?" Darhaqiqat, astronomiya bo‘yicha ko‘plab kitoblar yozilgan, ilmiy-ommabop filmlar suratga olinmoqda, anjumanlar o‘tkazilmoqda, professional astronomik jurnallarning tiraji va hajmi muttasil oshib bormoqda va bularning barchasi shunchaki osmonga qarash mahsulidir?
Fil Pleyt
Koinot biz o'ylagandan biroz kattaroqdir. Bundan tashqari, uning tarkibiy qismlarining tarkibi biz kutganimizdan biroz farq qiladi. Bundan tashqari, ularni aralashtirish usuli ham bizning tushunchamizdan biroz farq qiladi. Bundan tashqari, u erda biz ilgari hech narsa bilmagan yana bir narsa borligi haqida maslahatlar, mish-mishlar va shivirlar mavjud.
National Geographic
Ontariolik uch nazariyotchi fizik Scientific American jurnalida bizning dunyomiz to'rt o'lchovli qora tuynuk yuzasi bo'lishi mumkinligini tushuntirgan maqola chop etdi. Tegishli tushuntirishlarni e'lon qilishni zarur deb hisobladik.
