В настоящее время по данным астрономических наблюдений установлено, что Вселенная в больших масштабах однородна, т.е. все ее области размером от 300 млн. световых лет и больше выглядят одинаково. В меньших масштабах во Вселенной есть области, где обнаруживаются скопления галактик и, наоборот, пустоты, где их мало.
Расстояния до небесных тел в астрономии определяются по-разному в зависимости от того близко или далеко от нашей планеты эти объекты находятся. В космическом пространстве принято использовать следующие единицы для измерения расстояний:
1 а.е.(астрономическая единица) = (149597870 + 2) км;
1 пк (парсек) = 206265 а.е. = 3,086 10 м;
1 с.г.(световой год) = 0,307 пк = 9,5 10 м. Световой год – путь, который свет проходит за год.
В настоящей работе предлагается метод определения расстояний до далеких галактик по «красному смещению», т.е. по увеличению длин волн в спектре наблюдаемого удаленного источника излучения по сравнению с соответствующими длинами волн линий в эталонных спектрах.
Под источником света понимают излучение далеких галактик (наиболее ярких звезд или газопылевых туманностей в них). Под «красным смещением » - сдвиг спектральных линий в спектрах химических элементов, из которых состоят эти объекты, в длинноволновую (красную) сторону, по сравнению с длинами волн в спектрах эталонных элементов на Земле. «Красное смещение» обусловлено эффектом Доплера.
Эффект Доплера состоит в том, что излучение, посланное источником, удаляющимся от неподвижного приемника, будет приниматься им как более длинноволновое, по сравнению с излучением от такого же неподвижного источника.
Если же источник приближается к приемнику, то длина волны регистрируемого сигнала, наоборот, будет уменьшаться.
В 1924 г советский физик Александр Фридман предсказал, что Вселенная расширяется. Имеющиеся в настоящее время данные показывают, что эволюция Вселенной началась с момента Большого Взрыва. Около 15 млрд. лет назад Вселенная представляла собой точку (ее называют точкой сингулярности), к которой из-за сильнейшей гравитации в ней, очень высокой температуры и плотности неприменимы известные законы физики. В соответствии с принятой сейчас моделью Вселенная начала раздуваться из точки сингулярности с нарастающим ускорением. В 1926 г. были получены экспериментальные доказательства расширения Вселенной. Американский астроном Э.Хаббл, при исследовании с помощью телескопа спектров далеких галактик, открыл красное смещение спектральных линий. Это означало, что галактики удаляются друг от друга, причем со скоростью, возрастающей с расстоянием. Хаббл построил линейную зависимость между расстоянием и скоростью, связанную с эффектом Доплера (закон Хаббла):
r = v/H = c Z/H (1), где
r – расстояние между галактиками;
v – скорость удаления галактик;
Н – постоянная Хаббла. Значение Н зависит от времени, прошедшего с начала расширения Вселенной до настоящего момента, и меняется в интервале от 50 до 100 км/с Мпк. В астрофизике, как правило, используют Н= 75 км/с Мпк. Точность определения постоянной Хаббла составляет 0,5 км/с Мпк;
с – скорость света в вакууме;
Z – красное смещение длины волны, т.н. космологический фактор.
Z =λ – λo/ λo (2), где
λ – длина волны принятого приемником излучения;
λо – длина волны излучения, испущенного объектом.
Таким образом, измеряя величину смещения линий, например, ионизированного водорода (Нδ) в видимой части спектра, можно для наблюдаемой с Земли галактики, определить по формуле (2) ее красное смещение Z и, пользуясь законом Хаббла (1), вычислить расстояние до нее или скорость ее удаления.
Порядок выполнения работы
1. Вызвать программу «Определение расстояний до галактик» на рабочем столе компьютера. На экране монитора появится область Вселенной с девятью разными галактиками, наблюдаемыми с поверхности Земли. В верхней части экрана появляется спектр видимого света и маркер длины волны Нδ ионизированного водорода.
2. Установите курсор на галактике, указанной преподавателем и щелкните клавишей.
3. Запишите в таблицу измерений длину волны λ и λ излучаемую этой галактикой при ее удалении.
4. Определите величину красного смещения для галактики по формуле (2) и затем рассчитайте либо ее скорость перемещения v, либо расстояние до нее r по формуле (1). Задание получите у преподавателя.
5. Выведите формулу погрешности Δv, либо Δr, считая, что это косвенное измерение и Вам известна погрешность Δλ или ΔН.
Контрольные вопросы
1. Чем занимается наука космология?
2. Что называется космологическим красным смещением?
3. В чем состоит эффект Доплера?
4. Сформулируйте закон Хаббла.
5. Какие опытные факты являются в настоящее время свидетельством расширения Вселенной?
Авторы программы и описания
доц. каф. физики С.П.Майбуров
доц. каф.физики И.Г.Румынская