Почему небо тёмное ночью?

Использование закона Хаббла.

Сегодня мы познакомимся со строением астрономической Вселенной и определим место нашей планеты Земля во Вселенной. Вселенная является предметом исследования космологии.

Вспомним, какие разделы астрономии знаем и сегодня остановимся на разделе космология.

Астрономия (от греческого ἀστρο «звезда» и νόμος «закон») - наука о Вселенной, изучающая расположение, движение, структуру, происхождение и развитие небесных тел и их систем.

Астрономия – парадоксальная наука, которую человечество создало словно назло самому себе. Она дает возможность нам с помощью наблюдений и вычислений буквально каждый день делать все новые и новые открытия, и именно они заставляют нас понимать, что мы не знаем ровным счетом ничего о Вселенной, о звездах и даже о ближайших к нам планетах Солнечной системы. Сегодня существуют различные разделы астрономии, среди которых основными являются следующие:

Ø галактическая астрономии,

Ø внегалактическая астрономии,

Ø физика звезд,

Ø астрофизика,

Ø экзобиология,

Ø астрохимия,

Ø космология,

Ø космогония.

Астрофизика - раздел астрономии, изучающих физические свойства астрономических объектов.

Космология – теоретическая астрофизика, изучающая строение и эволюцию Вселенной в целом (от греческого космос - мир, Вселенная и логос - учение). В компетенцию космологии входит и их движение (разбегание) объяснение наблюдаемого распределения галактик в пространстве.

Во времена Античности и Средневековья полагали, что Вселенная не изменяется. Копернику - Вселенная представлялась замкнутым пространством, которое ограничено особой сферой неподвижных звезд. Движения небесных тел всегда являются круговыми и равномерными. Звёзды застыли на своих местах, наблюдались только периодические движения в Солнечной системе. Большое значение имело открытие И. Ньютоном закона всемирного тяготения.

Согласно закону всемирного тяготения, что в конечной вселенной всё её вещество за ограниченный промежуток времени должно стянуться в единую тесную систему, тогда как в бесконечной Вселенной вещество под действием тяготения собирается в некоторых ограниченных объёмах - «островах», равномерно заполняет Вселенную.

Проблема получила название фотометрического парадокса.

Почему небо тёмное ночью?

Фотометрический парадокс, или парадокс темного ночного неба, заключающийся в том, что в бесконечной Вселенной существует нескончаемое количество звезд, сумма яркостей которых должна образовывать бесконечную яркость. Иными словами, ночное небо было бы полностью покрыто яркими звездами, а в реальности оно тёмное, так как количество звезд и галактик исчислимо.

С открытием общей теории относительности А. Эйнштейном, в которой обобщил теорию тяготения И. Ньютона для массивных тел и скоростей движения вещества, сравнимых со скоростями света. Согласно этой теории время не имеет абсолютного характера, а движение и распределение материи в пространстве нельзя рассматривать в отрыве от геометрических свойств пространства и времени. Гравитационное поле представляет собой искривление пространства – времени, создавая массивными телами.

Впервые космологическую модель Вселенной в рамках ОТО рассмотрел советский математик А. Фридман.

Вселенная Фридмана одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям ОТО, первая из нестационарных моделей Вселенной. Модель Фридмана в 1922г. описывает однородную изотропную в общем случае нестационарную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной. Эта работа учёного стала первым основным теоретическим развитием ОТО после работ Эйнштейна 1915—1917 гг.

При расширении Вселенной скорость разбегания галактик должна быть пропорционально расстояниям до них - вывод подтверждённый Э. Хабблом, открытием красного смещения в спектрах галактик.

Критическое значение плотности вещества, от которой зависит характер движения и геометрия Вселенной. Равна

G - гравитационная постоянная, а Н - постоянная Хаббла.

Помня, что 1 пк = 3,08 • 10¹³км и поэтому 1 Мпк = = 3,08 • 10¹⁹км, найдем Н = 2,4 • 10^-18с^-1. Тогда согласно формуле критическая плотность вещества:

или ρ_кр= 10^-29г/см³.

Если средняя плотность Вселенной больше критической (ρ>ρ_кр), то в будущем расширение Вселенной сменится сжатием, а при средней плотности, равной или меньшей критической (ρ≤ρ_кр), расширение не прекратится. Средняя плотность вещества, сосредоточенная в виде звезд в галактиках, равна приблизительно 2•10^-30кг/см³, что почти в 5 раз меньше критической. Мы не знаем средней плотности вещества во всей Вселенной. Но учёные могут подсчитать в доступной ее части – в метагалактики.

Делать окончательные выводы о бесконечном расширении Вселенной пока преждевременно, так как некоторые астрономы высказывают предположение о существовании в галактиках вещества, которое пока еще не обнаружено. Эта «скрытая масса» может изменить оценку принятой сейчас средней плотности вещества во Вселенной. Поэтому точного ответа на вопрос о будущем Вселенной в настоящее время не имеется.

Радиус Вселенной легко оценить с помощью закона Хаббла. Так как максимальная скорость не может превышать скорости света, то максимальное расстояние R, до которого мы можем наблюдать небесные тела, соответствует скорости разбегания галактик с =3•10⁵км/с, откуда

или R = 1,24 • 10²⁶м.

Наблюдение за возрастом Вселенной пока не позволяют нам с определенностью сказать о характере будущего расширения Вселенной, то время, когда в прошлом это расширение началось, можно с помощью закона Хаббла.

Действительно, если наблюдаемая нами галактика удаляется со скоростью v и сейчас после начала расширения находится на расстоянии r от Земли, то свое удаление она начала в момент

Эти рассуждения применимы для любой галактики. Таким образом, около 13 млрд. лет назад все вещество метагалактики было сосредоточено в небольшом объеме и плотность вещества была настолько высокой, что ни галактик, ни звезд не существовало.

Пока не ясны ни физические процессы, протекавшие до этого сверхплотного состояния вещества, ни причины вызвавшие расширение Вселенной. Ясно одно, что со временем расширение привело к значительному уменьшению плотности вещества и на определенном этапе расширения стали формироваться галактики и звезды.

Некоторые видят в наблюдаемом разбегании галактик аналогию с разлетом вещества во время взрыва, поэтому описанная теория расширения Вселенной получила название теории Большого взрыва, а время

Tв=1/Н=13 млрд. лет,

прошедшее с начала этого взрыва, называют возрастом Вселенной.

Расширение Вселенной и связанное с ним наблюдение разбегающихся галактик объясняет отсутствие фотометрического парадокса. Свет далёких галактик и звёзд испытывает красное смещение. Энергия световых квантов уменьшается, меньше света проходит от этих галактик. Этим объясняется, что небо ночью тёмное.