Как измеряются красные смещения .

ЭФФЕКТ ХАББЛА

Эдвин Хаббл за 2.5-метровым телескопом
На левой фотографии Э.Хаббл (1889-1953) ведет фотографические наблюдения на 2.5-м телескопе с ньютоновской системой в 1923 году. Правая фотография – его портрет. С помощью этого телескопа Хаббл измерял расстояния до и скорости галактик, что привело его к концепции расширяющейся Вселенной. Согласно этой идее, история Вселенной началась 10-12 миллиардов лет назад с Большого Взрыва.

Изображенный здесь телескоп является механическим шедевром. 20 июня 1981 года ему был присужден Знак Международного Исторического Механического Инженерного Искусства Американским Обществом Механических Инженеров.

 

 

 

Как измеряются красные смещения.

Космологическое красное смещение - это наблюдаемое смещение спектральных линий в сторону длинных волн от далекого космического источника (например, галактики или квазара) в расширяющейся Вселенной по сравнению с длиной волны тех же линий, измеренной от неподвижного источника. Оно выражается величиной «красного смещения» Z = (λ – λ₀) / λ₀, где λ₀ – длина волны излучаемая галактикой, λ – принятая, увеличившаяся, длина волны. Значение λ определяется, согласно эффекта Доплера, величиной λ = λ₀ (1- V/c), где c – скорость света, V – скорость удаления галактики. Зная красное смещение Z, можно определить скорость удаления галактики V. Если скорость галактики Vневелика по сравнению со скоростью света км/с, она выражается по простой формуле V=c Z Если измеренное по спектральным линиям , скорость связана с более сложным образом, но всегда остается меньше скорости света.

По красному смещению можно определить не только скорость удаления далекой галактики от наблюдателя, но и расстояние до нее, воспользовавшись законом Хаббла: , где - постоянная Хаббла.
Красное смещение также является мерой времени, протекшего с момента начала расширения Вселенной до момента испускания света в галактике. В рамках модели однородной и изотропной Вселенной со средней плотностью, равной критической плотности, это время выражается по формуле . Так, по современным астрономическим данным, самые первые галактики образовались в момент времени, соответствующий красному смещению 5, то есть спустя примерно 1/15 часть современного возраста Вселенной. Значит, свет от этих галактик шел до нас примерно 8.5 миллиардов лет.

ЭТАПЫ ВОЗНИКНОВЕНИЯ ВСЕЛЕННОЙ

1. Сингулярное состояние

2. Квантовый переход в конечномерное состояние

3. Инфляция – самопроизвольное «раздувание»

4. Смесь вещесва и и антивещества.

5. Аннигиляция вещества и антивещества и возникновение реликтового излучения

6. Образование ядер (в основном водорода и дейтерия)

7. Образование атомов водорода и дейтерия

8. Формирование галактик и звезд

9. Возникновение все новых звезд и их развитие вплоть до коллапса.

 

 

Раздувание Вселенной

<< Вчера

23.03.2006

Завтра >>

Авторы: Научно-исследовательская группа WMAP, НАСА

Перевод: Д.Ю.Цветков

Пояснение: В настоящее время Вселенная постепенно расширяется. Но ее начальное расширение было почти невозможно быстрым - вероятно, она выросла из флуктуаций квантовых масштабов за одну триллионную секунды. Этот космологический сценарий, известный как теория инфляции, теперь подтверждается результатами анализа данных, полученных за три года космическим аппаратом WMAP. Приборы на борту WMAP регистрируют космическое реликтовое излучение - послесвечение, дошедшее до нас из ранней Вселенной. Удивительные успехи WMAP в изучении первой триллионной доли секунды и выборе наиболее вероятного сценария инфляции обусловлены его способностью осуществлять беспрецедентно точные измерения свойств реликтового излучения. Эти едва уловимые свойства объясняются условиями в ранней Вселенной и связаны с первыми моментами ее существования. Показанная здесь диаграмма схематически изображает всю историю Вселенной, продолжавшуюся 13.7 миллиардов лет (плюс одна триллионная секунды...) от квантовых масштабов до формирования звезд, галактик, планет и самого аппарата WMAP.

 

БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ

 

первые мгновения вселенной. Что­бы воссоздать историю Вселенной, особенно в самые первые ее мгнове­ния, астрономы прибегли к физике эле­ментарных частиц. Эта область науки изучает основные составляющие материи, не только протоны, нейтроны и электроны, но и частицы с более «экзотическими» на­званиями, такие, как мезоны, бозоны, нейтрино и т. д., некоторые из них существуют лишь короткие мгновения внутри ускорителя частиц, в котором можно воссоздать, хотя бы ча­стично, условия, которые были в первоначальной Вселенной.

К несчастью, научные знания, которыми мы сегодня располагаем, не позволяют проник­нуть в то мгновение, когда произошел Большой взрыв, а также уловить ту долю секунды, которая была до «нуля». Законы физики не в состоянии обьяснить, что произошло в мо­мент между Большим взрывом и 10^-43 секунды (этот кратчайший период называется вре­менем Планка), как, впрочем, не в состоянии создать и теорию самого Большого взрыва. В мгновение 10^-43 с Вселенная была удивительно маленькой, горячей и плотной. В следу­ющую долю секунды она сильно переменилась: начала быстро расширяться из бесконеч­но малых размеров до размеров грейпфрута. Из-за столь быстрого расширения, извест­ного как «вздутие» (см. с. 1 88), Вселенная начала выделять в совокупности энергию и эле­ментарные частицы, такие, как кварки и антикварки.

До того момента, когда Вселенная прожила десятитысячную долю секунды, из кварков шел процесс образования протонов и нейтронов — частиц, из которых состоят ядра атомов.

ПОСЛЕ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА. Через секунду после Большого взрыва температура снизи­лась до 10 млрд. градусов; во Вселенной преобладали излучение и такие легкие частицы, как электроны и их античастицы, позитроны. Антиматерия похожа на обычную материю с той только разницей, что частицы антиматерии имеют противоположный частицам обыч­ной материи заряд, когда они встречаются, они тут же взаимоуничтожаются (это явление называется аннигиляцией), выделяя энергию. Это происходит и с парой электрон — пози­трон, которые аннигилируют, образуя два гамма-кванта. Тем не менее после этой фазы должен образоваться избыток материи по сравнению с антиматерией, потому что все, что мы сегодня наблюдаем во Вселенной, состоит из материи, а антиматерия отсутствует. Чуть больше, чем через минуту после Большого взрыва протоны и нейтроны начали со­единяться между собой, образуя ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтро­нов. Большая часть ядер гелия, существующих на сегодняшний день во Вселенной, обра­зовалась в первую четверть часа после первоначального взрыва.

В последующие 300 000 лет значительных изменений не происходило. Значительное из­менение произошло, когда Вселенная, расширившись, остыла до температуры 3300 °С. С этого момента электроны стали соединяться с ядрами водорода и гелия, образуя пер­вые атомы. То есть произошло своего рода рассредоточение космического облака, и впервые Вселенная стала прозрачна для света.

Остальное — «новейшая» история. В следующие миллионы лет материи стало прибав­ляться из-за силы притяжения, и приблизительно через миллиард лет после Большого взрыва начали образовываться первые звезды и первые галактики, которые сегодня, че­рез 12—14 млрд. лет после Большого взрыва, мы наблюдаем как эволюционирующие объекты.

ТЕОРИИ, АЛЬТЕРНАТИВНЫЕ ТЕОРИИ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА. Кроме теории Большого взрыва, развивались и другие космологические модели, объясняющие происхождение Вселенной. Наиболее известная из них — теория Стационарной Вселенной, предложенная в 1948 году Германом Бонди, Томасом Голдом и Фредом Хойлом, согласно которой галактики удаляются друг от друга по закону Хаббла, но пространство между двумя галактиками ос­тается в среднем таким же, так что в целом Вселенная неподвижна. Эта теория предпола­гает, что в искривленных пространствах, оставшихся от галактик, образуется такое бес­конечное количество новых, чтобы поддерживать в стационарном состоянии галактиче­скую популяцию. Согласно так называемому совершенному космологическому принципу Вселенная в среднем однородна как в пространстве, так и во времени и не развивалась из «нулевой» точки.

Такой процесс бесконечного образования материи несовместим с современными закона­ми физики, хотя ритм предположительного образования столь незначительный, что его тру­дно воссоздать в лабораторных условиях. На количественном уровне возникает вопрос по­явления из ничего атома водорода 8 каждом кубическом дециметре раз в миллиард лет. Наблюдая за Вселенной на микроволновом уровне, было открыто, что во все стороны идет достаточно однородное излучение, известное как радиационный космический фон. Космоло­ги объясняют его как эхо Большого взрыва, но для этого еще нужны основательные доказа­тельства.

ОТКРЫТИЯ. В 1948 году американский физик русского происхождения Джордж Гамов и его молодые коллеги Ральф Эльфер и Роберт Гер­ман выдвинули теорию, что Вселенная возник­ла 10—20 млрд. лет назад при очень высоких температуре и плотности, как и предполагает теория Большого взрыва, тогда расширение должно охладить излучение до 5 градусов выше абсолютного нуля (-273,15 °С), а его спектр будет выглядеть как спектр «черного тела», то есть аналогично излучению люоого тела, нахо­дящегося в полном термическом равновесии пои данной температуре. при данной температуре.

Любопытно, что это излучение было открыто совершенно случайно в 1964 году, о чем на следующий год сообщили Арно Пензиас и Роберт Вильсон, работавшие в американской «Белл телефон лабораторис». Ученые вели работу с помощью антенны, построенной для связи с телекоммуникационными спутниками «Эко», когда неожиданно обнаружили фо­новый электрический шум, который непрерывно испускался во всех направлениях. Пона­чалу они подумали, что это помехи, наведенные близко расположенным передатчиком. Но проверка окрестных территорий не обнаружила ни одного источника микроволново­го излучения. Исследователи пришли к заключению, что причина шума в излучении, ви­димо, равномерно поступающем из космоса, а точнее — из далеких недр Вселенной от источника с реальной температурой около 3,5 °К, а длина волны составляет 7 ел. Тем­пература была выше теоретически ожидаемой, и поэтому исследователи не торопились с обнародованием своего открытия.

За открытие фонового космического излучения Пензиас и Вильсон получили в 1978 го­ду Нобелевскую премию в области физики вместе с группой астрономов Принстонского университета — Диком, Пибблзом, Роллом и Уилкинсом, которые в том же 1964 году за­нимались радиоастрономическими исследованиями, как раз пытаясь обнаружить излуче­ние.

ПРОИСХОЖДЕНИЕ ФОНОВОГО КОСМИЧЕСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ. Согласно теории Большого взрыва, когда температура первородной Вселенной опускается примерно до

 

Длина волны испущенного из­лучения сдвигается к красному с расширением Вселенной, по­ка не достигает диапазона мик­роволн. Поэтому температура излучения черного тела, обрат­но пропорциональная длине волны, уменьшается по дости­жении примерно 3 °К. Слабая вспышка излучения, на­блюдаемая сегодня, — это ин­формация о давно прошедших событиях, потому что свет из галактики вышел очень давно, когда возраст Вселенной со­ставлял 300 или 500 тысяч лет, а плотность была 1000 атомов на см³.

ХАРАКТЕРИСТИКИ. Пензиас И Вильсон открыли, что интенсив­ность излучения одинакова во всех направлениях с погрешно­стью в 3%. Такая однородность была присуща и первородной Вселенной. Одна ко нам известно, что Вселенная неоднородна: есть галактики и скопления галактик, расположенные вокруг огромных пустых «сфер».

Неоднородность Вселенной, наступившая по прс ва, должна наложить отпечаток и на фоновое излучение.

Поэтому, чтобы обнаружить действительную деформацию, самое главное — с особой точ­ностью измерить спектр этого излучения. Что­бы избежать искажения приходящей на землю волны сантиметрового диапазона, вносимого поглощением и испусканием излучения моле­кулами земной атмосферы, 18 ноября 1989 года НАСА запустило спутник «Кобе» [Cosmic microwave Background Explorer). Уже через 9 мин после запуска были получе­ны прекрасный спектр черного тела, никогда раньше не наблюдавшегося в природе, и еще одно подтверждение теории Большого взры­ва, потому что только в столь особых услови­ях космическое излучение может «преданно» следовать закону излучения черного тела. По­лученная погрешность составила 0,005%. Еще более интересное открытие было сдела­но в 1 992 году, когда на «Кобе» был помещен детектор. Наблюдались небольшие колебания по отношению к среднему излучению, равные почти сотой доле, которые соответствуют бо­лее горящей зоне. Обнаруженные колебания температуры составили порядка 0,000030° при средней температуре 2,73 °К. Согласно утверждениям космологов, такие флуктуации возникают во Вселенной из-за неоднородно­сти, приводящей впоследствии к образованию галактик. Для ее изучения разрабатываются и реализуются различные

задачи для спутников.

 

 

На трех рисунках изображены интенсивности излучения различных длин волн в зависимости от направления. Результаты получены спутником «Кобе».

 

 

Расширение Вселенной

На сегодняшний день теория Большого взрыва многие проблемы оставляет без ответа. Похоже, что первородная Вселенная могла «передать» информацию относительно интен­сивности фонового космического излучения, достигнув своего рода равновесия в каждой своей части. Время передачи такой информации в каждый уголок Вселенной, переносясь со скоростью сеета (максимально возможная в природе скорость), превышает возраст самой Вселенной. Здесь имеется явное противоречие.

А вот второй вопрос относится к средней плотности материи во Вселенной. И действи­тельно, по общей теории относительности предполагается, что, если плот­ность оказывается ниже определенного критического значения, Вселенная обречена но расширение, даже если процесс будет сдерживаться гравитационной силой, она только замедлит процесс увеличения ее размеров. Если плотность окажется выше критического значения, Вселенная подойдет к Большому сжатию гигантскому финальному коллапсу. Имеются данные, говорящие о том, что плотность современной Вселенной очень близка к критическому значению. Но существует ряд теорий, утверждающих, что небольшое начальное отклонение от этого значения впоследствии увеличивается, и сего­дня его легко наблюдать. Для подтверждения полученных на сегодняшний день сведений следует предположить, что изначальная плотность отклоняется от критической на 1 О"⁶⁰, то есть крайне незначительно.

«ВЗДУТИЕ». Чтобы объяснить эту непоследовательность, физик-теоретик Алан Гут в начале 1980-х годов предложил так называемую теорию расширения Вселенной «вздутием*(inflation). Ha ее основе бы­ло выдвинута гипотеза, что у Вселенной вскоре после ро­ждения был кратчайший пе­риод, в который расширение в отличие от сегодняшнего темпа шло гораздо быстрее: размеры Вселенной увеличи­вались экспоненциально. Процесс «вздутия», согласно Гуту, начался приблизитель­но на 10~³⁴ секунде после Большого взрыва и продол­жался до 10"³⁷ секунды, удва­ивая размеры Вселенной ка­ждые 10~³⁴ с. В этот кратчай­ший отрезок времени Все­ленная увеличила свои раз­меры примерно в 10³⁰ раз. Это быстрое расширение привело к мгновенному «растягиванию» и неодно­родности структуры ново­рожденной Вселенной. Поэ­тому возможно, что до фа­зы «вздутия» фотоны пере­секали Вселенную из конца в конец, поддерживая ее однородность. Это могло бы объяснить, почему фоно­вое космическое излучение оказывается столь однород­ным. В результате «вздутия» плотность Вселенной могла бы достичь критического значения.

 

СХЕМА РАЗВИТИЯ ВСЕЛЕННОЙ

 

СТОЛКНОВЕНИЯ ЭЛЕМЕНТАРНЫХ ЧАСТИЦ ИМИТИРУЮТ ПОВЕДЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ НА ЭТАПЕ СОСУЩЕСТВОВАНИЯ МАТЕРИИ И АНТИМАТЕРИИ

 

 

 

 

Эволюция Вселенной

<< Вчера

5.09.1999

Завтра >>

Авторы: А. Кудлики (Астрономический центр им. Н. Коперника),
Ж. Еврард (Мичиганский университет) и др.,
Консорциум Вирго

Перевод: Козырева А.В.

Пояснение: Прокрутите картинку вправо (можно сделать это и дома). Вы увидите, как эволюционирует Вселенная. На сегодняшней картинке изображена эволюция целой Вселенной (!!!), смоделированная с помощью компьютера. Далеко слева показано, как выглядела Вселенная вскоре после Большого Взрыва, спустя 10 миллиардов лет. Время на картинке течет слева направо, и видно, как Вселенная из первоначально однородной превращается во все более клочковатую. Вершина далеко справа - момент, в который мы живем. Самую большую часть Вселенной, которую мы можем наблюдать, показана справа от этой вершины. Эта искусственная Вселенная, которую ученые называют Хаббловским объемом, была смоделирована специально, чтобы показать, что человечество может увидеть, если будет использовать для наблюдений очень мощные телескопы. Сравнивая различные компьютерные расчеты с реальными наблюдениями, мы можем более точно судить о том, в какой Вселенной мы живем.

НАША ВСЕЛЕННАЯ В ПРОШЛОМ:

Свет от первых звезд

<< Вчера

2.01.2007

Завтра >>

Авторы: НАСА/Лаборатория реактивного движения - Калтех/А. Кашлински (Центр космических полетов им. Годдарда) и др.

Перевод: Д.Ю.Цветков

Пояснение: Какими были самые первые звезды? Никто пока не знает точного ответа. Наше Солнце - это не звезда первого поколения. Она не принадлежит даже к второму поколению. Первые звезды во Вселенной возникли и погасли около 13 миллиардов лет назад. Однако глубокие наблюдения с помощью космического телескопа Спитцера в инфракрасном диапазоне позволили обнаружить диффузное свечение, возможно, от звезд первого поколения с массой, более чем в сто раз превосходящей массу нашего Солнца. На этом изображении показано свечение инфракрасного фона. Яркие пятна, вероятно, возникли в скоплениях этих первых объектов. Области, окрашенные в серый цвет - это места, где находятся близкие звезды нашей Галактики Млечный Путь, которые были удалены при цифровой обработке.

 

 

Авторы: Проект Бумеранг

Перевод: А.В. Козырева

Пояснение: Проплывая сквозь стратосферу над Антарктидой в конце 1998 года, баллонный телескоп Бумеранг взглянул в Космос в свете миллиметровых волн. Были зарегистрированы пятнистые структуры, которые показаны на сегодняшней картинке. Это самое четкое изображение ранней Вселенной, когда ей было наверное всего лишь 300 тысяч лет. На изображении обнаруживаются едва заметные флуктуации температуры горячей плазмы, которая заполняла Вселенную, до того, как она из-за расширения успела остыть, и в ней сформировались знакомые нам звезды и галактики. Удивительно, но размер флуктуаций, обнаруженных Бумерангом, заставил космологов убедиться в том, что Вселенная содержит столько вещества и энергии, сколько хватит, чтобы она была плоской. Это сильное предсказание общепринятой теории инфляционной Вселенной, которая описывает самые ранние моменты после Большого Взрыва. Плоская Вселенная будет расширяться нескончаемо. Два световых луча, выпущенные одновременно в разные стороны, не рассеются и не пересекутся. Однако, не все еще решено! И результаты Бумеранга не смогут подтвердить известное на сегодня количество темной материи и величину космологической постоянной.

 

 

Авторы: Марк Ньюболд

Перевод: Козырева А.В.

Пояснение:

ЭФФЕКТ ХАББЛА

Эдвин Хаббл за 2.5-метровым телескопом
На левой фотографии Э.Хаббл (1889-1953) ведет фотографические наблюдения на 2.5-м телескопе с ньютоновской системой в 1923 году. Правая фотография – его портрет. С помощью этого телескопа Хаббл измерял расстояния до и скорости галактик, что привело его к концепции расширяющейся Вселенной. Согласно этой идее, история Вселенной началась 10-12 миллиардов лет назад с Большого Взрыва.

Изображенный здесь телескоп является механическим шедевром. 20 июня 1981 года ему был присужден Знак Международного Исторического Механического Инженерного Искусства Американским Обществом Механических Инженеров.

 

 

 

Как измеряются красные смещения.

Космологическое красное смещение - это наблюдаемое смещение спектральных линий в сторону длинных волн от далекого космического источника (например, галактики или квазара) в расширяющейся Вселенной по сравнению с длиной волны тех же линий, измеренной от неподвижного источника. Оно выражается величиной «красного смещения» Z = (λ – λ₀) / λ₀, где λ₀ – длина волны излучаемая галактикой, λ – принятая, увеличившаяся, длина волны. Значение λ определяется, согласно эффекта Доплера, величиной λ = λ₀ (1- V/c), где c – скорость света, V – скорость удаления галактики. Зная красное смещение Z, можно определить скорость удаления галактики V. Если скорость галактики Vневелика по сравнению со скоростью света км/с, она выражается по простой формуле V=c Z Если измеренное по спектральным линиям , скорость связана с более сложным образом, но всегда остается меньше скорости света.

По красному смещению можно определить не только скорость удаления далекой галактики от наблюдателя, но и расстояние до нее, воспользовавшись законом Хаббла: , где - постоянная Хаббла.
Красное смещение также является мерой времени, протекшего с момента начала расширения Вселенной до момента испускания света в галактике. В рамках модели однородной и изотропной Вселенной со средней плотностью, равной критической плотности, это время выражается по формуле . Так, по современным астрономическим данным, самые первые галактики образовались в момент времени, соответствующий красному смещению 5, то есть спустя примерно 1/15 часть современного возраста Вселенной. Значит, свет от этих галактик шел до нас примерно 8.5 миллиардов лет.