Группа: А-210. Дисциплина: Физика. Урок: Космология и темная материя. Космология: открытия и загадки. Чем дальше, тем быстрее

Дата:22.05.2020

Группа: А-210

Дисциплина: Физика

Тема:175

Урок: Космология и темная материя

Космология: открытия и загадки

Космология – особая наука. Ее предмет – вся Вселенная, рассматриваемая как единое целое, как физическая система с особыми свойствами, которые не сводятся к сумме свойств населяющих ее астрономических тел и физических полей. Размеры наблюдаемой Вселенной приблизительно 10 миллиардов световых лет. Это самый большой по пространственному масштабу объект науки. К тому же он существует в единственном экземпляре. В этом отношении космология, очевидно, сильно отличается от других естественнонаучных дисциплин. Но, как и в любой науке, главное в космологии – надежно установленные факты, достоверные сведения о реальных объектах, процессах и явлениях. В статье известных российских астрофизиков рассказывается о четырех крупнейших открытиях в космологии и трудных загадках этой науки – как старых, так и совсем свежих, которые еще предстоит разрешить

Чем дальше, тем быстрее

Современная космология берет начало в первые десятилетия ХХ века. В 1915—1917 гг. американский астроном Весто Слайфер обнаружил, что галактики (которые тогда называли туманностями) не стоят на месте, а движутся в пространстве, причем большинство из них удаляются от нас. Этот вывод следовал из наблюдений спектров галактик: их движение проявляло себя в сдвиге спектральных линий к красному концу спектра.

Такого рода красное смещение, которое можно интерпретировать как давно известный в физике эффект Доплера, имеет, как впоследствии оказалось, всеобщий характер: оно наблюдается у всех галактик во Вселенной. Исключение составляют только самые близкие к нам звездные системы, например, знаменитая туманность Андромеды и другие (менее крупные) галактики, находящиеся на расстояниях, не превышающих примерно 1 мегапарсек (1 Мпк ≈ 3,26 млн световых лет). Если расстояния больше 1 Мпк, то галактики, по выражению Слайфера, «разбегаются в пространстве».

Вселенная – мир галактик. На этом снимке красивого скопления в созвездии Персея видно множество галактик разных размеров и форм, возраста и цвета. Некоторые из них выглядят мелкими расплывчатыми пятнами, но каждая представляет собой огромную звездную систему, которая содержит десятки и сотни миллиардов светил, похожих или не очень на нашу собственную звезду – Солнце. Самые маленькие и слабые пятнышки на фото – это наиболее далекие галактики, некоторые из которых находятся вблизи границ видимой Вселенной. Свет от них идет миллиарды лет, так что мы наблюдаем их такими, какими они были миллиарды лет назад. Фото Ж.-Ш. Куилландра, Д. Ансельми

В 1929 г. другой американский исследователь, Эдвин Хаббл, которого нередко называют величайшим астрономом ХХ в., определил, что движение разбегающихся галактик следует простому закону: скорость V удаления от нас галактики пропорциональна расстоянию R до нее: V = H R. Это соотношение между скоростью и расстоянием называют сейчас законом Хаббла, а коэффициент пропорциональности H – постоянной Хаббла. Величина H постоянна в том смысле, что она одинакова для всех галактик и не зависит ни от расстояния до галактики, ни от направления на нее на небе. По современным данным, значение постоянной Хаббла лежит в пределах от 60 до 75 км/с на мегапарсек.

Эдвин Хаббл (1889—1953), Астроном Обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии, Наблюдал галактики с помощью самого мощного в его время Телескопа Диаметром 2,5 м. В 1929 г. он установил количественную закономерность в Явлении Разбегания Галактик (Закон Хаббла)

Удаление галактик по закону Хаббла наблюдают сейчас вплоть до расстояний в несколько тысяч мегапарсек. Если галактика находится на расстоянии, скажем, 1000 Мпк, то она движется от нас прочь со скоростью 60—75 тыс. км/с. Это огромная скорость, которая лишь в 4—5 раз уступает скорости света. Всеобщее разбегание галактик — самый грандиозный феномен природы.

На рисунке вверху условно изображен оптический эффект Доплера. Это изменение длины волны света, испускаемого источником, который движется по отношению к наблюдателю. Для удаляющегося источника длина волны увеличивается, т. е. свет «краснеет». В астрономии относительное увеличение длины волны излучения z = Δλ/λ (как и само явление) называют красным смещением. Обнаруживают его по сдвигу спектральных линий (на рисунке справа). При малых красных смещениях (z << 1) справедлива приближенная формула V = c z. Здесь V – скорость источника, с – скорость света, равная 300 000 км/с

Открытия Слайфера и Хаббла, а также дальнейшие исследования заложили наблюдательную основу, на которой строится и развивается вся современная космология. Мы знаем теперь, что живем в огромном мире, который к тому же расширяется со временем. Расширение началось около 14 млрд лет назад; этот гигантский промежуток времени и считается возрастом мира. А событие, которое породило космологическое расширение, называют Большим Взрывом.

12.03.jpg

Но какова физическая природа Большого Взрыва? Откуда взялись у галактик огромные скорости разбегания? Что заставило их стремительно удаляться друг от друга? На эти вопросы не смогли ответить ни знаменитые астрономы-наблюдатели, основатели космологии, ни великие физики, начиная с Эйнштейна. Нет ответа на них и у космологов наших дней. Возможно, это самая трудная и самая не поддающаяся разрешению загадка из когда-либо возникавших в естественных науках. Мы не знаем, с чего, собственно, началось космологическое расширение, не имеем представления о физике, которая могла бы за этим стоять. Не известно даже, как нужно ставить задачу о причине космологического расширения. Тем более ничего нельзя сказать о том, что было до этого события, и даже не вполне понятно, что значит здесь «до»

И тем не менее сама возможность расширения мира была предсказана русским математиком Александром Фридманом, классиком мировой науки. Пользуясь теорией Эйнштейна, Фридман разработал в 1922—1924 гг. физико-математическую модель мира, который находится в состоянии общего расширения. Прямым следствием этой модели является закон пропорциональности скорости и расстояния, который и был открыт в наблюдениях Хаббла. Космологическая модель Фридмана – теоретическая база современной космологии. Эта модель в сочетании с данными астрономических наблюдений очень хорошо описывает динамику космологического расширения. Конечно, не с «самого начала», о котором ничего не известно. Но замечательно, что теория Фридмана справедлива сразу же после первой секунды космологического расширения. Кроме этой первой секунды, вся дальнейшая история мира нам известна; более того, эта теория говорит и о будущем Вселенной: она предсказывает, что космологическое расширение будет продолжаться неограниченно долго.

12 3 4 Следующая ⇒