Kuidas avastati galaktikate paisumise fenomen. Teadlased ei suuda seletada galaktikate kiiret laienemist Linnuteelt. Kui suur on vaadeldav universum

Järgmine samm mateeria organiseerimisel universumis on galaktikad. Tüüpiline näide on meie galaktika Linnutee. See sisaldab umbes 10 11 tähte ja on õhukese ketta kujuga, mille keskel on paksenemine.
Joonisel fig. 39 näitab skemaatiliselt meie Linnutee galaktika struktuuri ja näitab Päikese asukohta galaktika ühes spiraalharus.

Riis. 39. Linnutee galaktika ehitus.

Joonisel fig. 40 näitab meie galaktika 16 lähima naabri projektsiooni tasapinnale.

Riis. 40. Meie galaktika 16 lähimat naabrit lennukile projitseerituna. LMC ja MMO – suur ja väike Magellani pilv

Tähed galaktikates on jaotunud ebaühtlaselt.
Galaktikate suurused varieeruvad vahemikus 15 kuni 800 tuhat valgusaastat. Galaktikate mass varieerub vahemikus 10 7 kuni 10 12 Päikese massi. Enamik tähti ja külma gaasi on koondunud galaktikatesse. Galaktikate tähti hoiab koos galaktika ja tumeaine kogugravitatsiooniväli.
Meie Linnutee galaktika on tüüpiline spiraalsüsteem. Galaktika tähtedel on koos galaktikate üldise pöörlemisega ka galaktika suhtes oma kiirused. Päikese orbiidi kiirus meie galaktikas on 230 km/s. Päikese enda kiirus galaktika suhtes on
20 km/s.

Galaktikamaailma avastamine kuulub E. Hubble'ile. Aastatel 1923–1924 üksikutes udukogudes paiknevate tsefeidide heleduse muutusi jälgides näitas ta, et tema avastatud udukogud on galaktikad, mis asuvad väljaspool meie galaktikat, Linnuteed. Eelkõige avastas ta, et Andromeeda udukogu on teine ​​tähesüsteem – galaktika, mis ei kuulu meie Linnutee galaktikasse. Andromeeda udukogu on spiraalgalaktika, mis asub 520 kpc kaugusel. Andromeeda udukogu ristsuunaline suurus on 50 kpc.
Üksikute galaktikate radiaalkiirusi uurides tegi Hubble silmapaistva avastuse:

H = 73,8 ± 2,4 km s -1 megaparsek -1 on Hubble'i parameeter.

Riis. 41. Originaal Hubble'i graafik 1929. aasta paberist.

Riis. 42. Galaktikate eemaldamise kiirus sõltuvalt kaugusest Maast.

Joonisel fig. 42 koordinaatide alguspunktis näitab ruut galaktikate kiiruste piirkonda ja kaugusi nendeni, mille alusel E. Hubble tuletas seose (9).
Hubble'i avastusel oli eellugu. 1914. aastal näitas astronoom V. Slifer, et Andromeeda udukogu ja mitmed teised udukogud liiguvad Päikesesüsteemi suhtes kiirusega umbes 1000 km/h. E. Hubble, kes töötas Californias (USA) Mount Wilsoni observatooriumis maailma suurima 2,5 m läbimõõduga peapeegliga teleskoobi kallal, suutis esmakordselt lahendada Andromeeda udukogu üksikud tähed. Nende tähtede hulka kuulusid tsefeidi tähed, mille puhul on teada heleduse muutumise perioodi ja heleduse vaheline sõltuvus.
Teades tähe heledust ja tähe kiirust, sai E. Hubble Päikesesüsteemist tähtede eemaldumise kiiruse sõltuvuse kaugusest. Joonisel fig. 41 näitab graafikut E. Hubble'i originaaltööst.

Riis. 43. Hubble'i kosmoseteleskoop

Taevaobjektide – tähtede, galaktikate – radiaalne liikumiskiirus määratakse spektrijoonte sageduse muutuse mõõtmise teel. Kui kiirgusallikas vaatlejast eemaldub, nihkuvad lainepikkused pikemate lainepikkuste suunas (punanihe). Kui kiirgusallikas läheneb vaatlejale, nihkuvad lainepikkused lühemate lainepikkuste suunas (sinine nihe). Spektrijoone jaotuse laiust suurendades saab määrata kiirgava objekti temperatuuri.
Hubble jagas galaktikad nende välimuse järgi kolme suurde klassi:

elliptiline (E),

spiraal (S),

ebaregulaarne (Ir).

Riis. 44. Galaktikate tüübid (spiraalsed, elliptilised, ebakorrapärased).

Spiraalgalaktikate iseloomulik tunnus on spiraalharud, mis ulatuvad keskelt üle täheketta.
Elliptilised galaktikad on struktuurita elliptilised süsteemid.
Ebakorrapärased galaktikad eristuvad väliselt kaootilise, räbaldunud struktuuri poolest ja neil puudub kindel kuju.
Selline galaktikate klassifikatsioon ei peegelda mitte ainult nende väliseid vorme, vaid ka nende koostises olevate tähtede omadusi.
Elliptilised galaktikad koosnevad enamasti vanadest tähtedest. Ebaregulaarsetes galaktikates annavad kiirgusele peamise panuse Päikesest nooremad tähed. Spiraalgalaktikates on igas vanuses tähti. Seega määrab galaktikate välimuse erinevuse nende evolutsiooni iseloom. Elliptilistes galaktikates lakkas tähtede teke praktiliselt miljardeid aastaid tagasi. Spiraalgalaktikad jätkavad tähtede moodustamist. Ebaregulaarsetes galaktikates on tähtede teke sama intensiivne kui miljardeid aastaid tagasi. Peaaegu kõik tähed on koondunud laiale kettale, millest suurem osa on tähtedevaheline gaas.
Tabelis 19 on toodud nende kolme tüüpi galaktikate suhteline võrdlus ja nende omaduste võrdlus E. Hubble'i analüüsi põhjal.

Tabel 19

Meie Linnutee galaktika suhtelises läheduses on astronoomid avastanud mitu väikest galaktikat, mis on sundinud neid mõtlema neile teadaolevatele gravitatsiooniseadustele. Need galaktikad moodustavad terve rõnga läbimõõduga 10 miljonit valgusaastat ja lendavad meist eemale nii suure kiirusega, et teadlased ei suuda nii kiirele paisumisele selget seletust leida.

Leides analoogiaid avastatud struktuuri ja Suure Paugu vahel, on teadlased kindlad, et see tekkis ja sai kiiruse tänu Linnutee ja Andromeeda galaktika lähenemisele kauges minevikus.

On ainult üks probleem: teadlased ei suuda mõista, miks need väikesed galaktikad sellise levikuga nii suure kiiruse saavutasid.

"Kui Einsteini gravitatsiooniteooria on õige, ei saaks meie galaktika kunagi Andromeedale piisavalt lähedale, et midagi sellise kiirusega välja paisata," selgitas Zhao Hongsheng St. Andrewsi ülikoolist (Šotimaa), ajakirjas avaldatud uuringu autor. MNRAS .

Zhao ja kolleegid uurivad selle väikeste galaktikate ringi liikumist, mis koos Linnutee ja Andromeeda galaktikaga on osa nn kohalikust rühmast, kuhu kuulub vähemalt 54 galaktikat. Meie spiraalgalaktikat Linnuteed ja naabruses asuvat Andromeeda galaktikat lahutab 2,5 miljonit valgusaastat, kuid erinevalt enamikust tuntud galaktikatest ei eemaldu meie naaber meist eemale, vaid lendab meie poole kiirusega üle 400 km/s.

Kasutades oma arvutustes standardset kosmoloogilist mudelit (nn ΛCDM mudel), väidavad teadlased, et 3,75 miljardi aasta pärast peaksid kaks galaktikat põrkuma ning mõne miljardi aasta pärast toob see kokkupõrge kaasa mõlema galaktika tugeva hävimise ja galaktikate tekke. uus. Aga kui need galaktikad lähenevad praegu, kas nad oleksid võinud läheneda minevikus?

2013. aastal Zhao meeskond soovitas et 7-11 miljardit aastat tagasi lendasid Linnutee ja Andromeeda teineteisest juba väga lähedalt mööda.

See tekitas neis "tsunami-laadsed" lained, tänu millele paiskusid välja väiksemad galaktikad, mida tänapäeval täheldatakse meist eemale lendamas.

Kahe galaktika sarnased lähenemised on astronoomidele teada (märkuse illustratsioonil - galaktikate NGC 5426 ja NGC 5427 lähenemine). Siiski lendavad nad liiga kiiresti laiali. "Mõne kohaliku rühma galaktikate galaktotsentrilised radiaalkiirused olid põhjustatud neile mõjuvatest jõududest, mida meie mudel ei võta arvesse," järeldasid nad dokumendis. Teadlased väidavad, et Linnutee, Andromeeda ja nende laienevate galaktikate ühises minevikus pole kahtlust, kasvõi seetõttu, et nad asuvad ligikaudu samal tasapinnal.

«Rõngakujuline jaotus on väga spetsiifiline. Need väikesed galaktikad näevad välja nagu vihmapiisad, mis lendavad pöörlevast vihmavarjust, ütles uuringu kaasautor Indranil Banik.

"Minu hinnangul on juhuslikult jaotunud galaktikate võimalus sel viisil rivistuda 1/640.

Jälgisin nende päritolu dünaamilisele sündmusele, mis juhtus siis, kui universum oli poole noorem."

ΛCDM-mudel - , mis võtab arvesse tavalise (barüonaine, tumeenergia, Einsteini võrrandites konstantse Λ kujul kirjeldatud) ja külma tumeaine olemasolu Universumis.

Väikeste galaktikate paisumise kirjeldatud stsenaariumi probleem ei seisne ainult ΛCDM mudeli hüpoteetilises rikkumises. Arvutused näitavad, et Linnutee ja Andromeeda nii tihe lähenemine minevikus oleks pidanud viima nende ühinemiseni, mida aga teatavasti ei juhtunud.

"Nii suur (galaktikate paisumise kiirus) nõuab 60 korda rohkem tähtede massi, kui me täna näeme Linnuteel ja Andromeedas. Kuid hõõrdumine, mis oleks tekkinud galaktikate keskmes asuva massiivse tumeaine halo ja nende tähtede vahel, oleks viinud nende ühinemiseni, mitte aga toimunud 2,5 miljoni valgusaasta pikkuse eraldumiseni,“ selgitas Banik.

"Teadus areneb läbi väljakutsete," ütles Irvine'i California ülikooli astrofüüsik Marcel Pawlowski. "See hiiglaslik sõrmus esitab standardsele paradigmale tõsise väljakutse."

Soovitame soojalt temaga tuttavaks saada. Sealt leiad palju uusi sõpru. See on ka kiireim ja tõhusaim viis projektiadministraatoritega ühenduse võtmiseks. Jaotis Viirusetõrjevärskendused jätkab tööd – alati ajakohased tasuta värskendused Dr Webi ja NOD jaoks. Kas teil ei olnud aega midagi lugeda? Tikeri täieliku sisu leiate sellelt lingilt.

Selles artiklis käsitletakse Päikese ja Galaktika kiirust võrreldes erinevate tugiraamistikega:

Päikese kiirus galaktikas lähimate tähtede, nähtavate tähtede ja Linnutee keskpunkti suhtes;

Galaktika kiirus kohaliku galaktikate rühma, kaugete täheparvede ja kosmilise taustkiirguse suhtes.

Linnutee galaktika lühikirjeldus.

Galaktika kirjeldus.

Enne Päikese ja Galaktika kiiruse uurimist universumis tutvume oma galaktikaga lähemalt.

Me elame justkui hiiglaslikus "tähelinnas". Õigemini, meie Päike "elab" selles. Selle "linna" elanikkond on mitmesugused tähed ja rohkem kui kakssada miljardit neist "elab" selles. Selles sünnib lugematu arv päikesi, kes läbivad oma nooruse, keskea ja vanaduse – nad läbivad pika ja raske, miljardeid aastaid kestva elutee.

Selle "tähelinna" - galaktika - mõõtmed on tohutud. Naabertähtede vaheline kaugus on keskmiselt tuhandeid miljardeid kilomeetreid (6*1013 km). Ja selliseid naabreid on rohkem kui 200 miljardit.

Kui kihutaksime Galaktika ühest otsast teise valguse kiirusega (300 000 km/sek), kuluks selleks umbes 100 000 aastat.

Kogu meie tähesüsteem pöörleb aeglaselt nagu hiiglaslik ratas, mis koosneb miljarditest päikestest.

Päikese orbiit

Galaktika keskel on ilmselt ülimassiivne must auk (Sagittarius A *) (umbes 4,3 miljonit päikesemassi), mille ümber pöörleb eeldatavasti 1000–10 000 päikesemassi keskmine must auk ja millel on tiirlemisperiood. umbes 100 aastat ja mitu tuhat suhteliselt väikest. Nende kombineeritud gravitatsiooniline toime naabertähtedele põhjustab viimaste liikumist mööda ebatavalisi trajektoore. On oletatud, et enamiku galaktikate tuumas on ülimassiivsed mustad augud.

Galaktika keskpiirkondi iseloomustab tugev tähtede kontsentratsioon: iga keskpunkti lähedal asuv kuupparsek sisaldab neid tuhandeid. Tähtede kaugused on kümneid ja sadu kordi väiksemad kui Päikese läheduses.

Galaktika tuum tõmbab suure jõuga ligi kõiki teisi tähti. Kuid kogu "tähelinnas" on asutatud tohutult palju staare. Ja nad tõmbavad üksteist ka eri suundades ja sellel on iga tähe liikumisele kompleksne mõju. Seetõttu liiguvad Päike ja miljardid teised tähed enamasti ringikujuliste radade või ellipsidega ümber Galaktika keskpunkti. Kuid see on lihtsalt "põhimõtteliselt" – kui me tähelepanelikult vaatame, näeksime neid liikumas keerukamatel kõveratel, looklevatel radadel ümbritsevate tähtede vahel.

Linnutee galaktika tunnusjoon:

Päikese asukoht galaktikas.

Kus galaktikas on Päike ja kas ta liigub (ja koos sellega Maa, sina ja mina)? Kas oleme "kesklinnas" või vähemalt kuskil selle lähedal? Uuringud on näidanud, et Päike ja Päikesesüsteem asuvad Galaktika keskpunktist suurel kaugusel, "linna äärealadele" lähemal (26 000 ± 1400 valgusaastat).

Päike asub meie galaktika tasapinnal ja eemaldub oma keskpunktist 8 kpc ja Galaktika tasapinnast umbes 25 pc (1 pc (parsek) = 3,2616 valgusaastat). Galaktika piirkonnas, kus Päike asub, on tähtede tihedus 0,12 tähte pc3 kohta.

meie galaktika mudel

Päikese kiirus galaktikas.

Päikese kiirust galaktikas peetakse tavaliselt erinevate võrdlusraamistike suhtes:

lähedal asuvate tähtede suhtes.

Võrreldes kõigi palja silmaga nähtavate heledate tähtedega.

Tähtedevahelise gaasi kohta.

Suhteliselt galaktika keskpunktiga.

1. Päikese kiirus Galaktikas lähimate tähtede suhtes.

Nii nagu lendava lennuki kiirust vaadeldakse Maa suhtes, mitte arvestada Maa enda lendu, nii saab määrata ka Päikese kiiruse talle lähimate tähtede suhtes. Nagu näiteks Siiriuse süsteemi tähed, Alfa Centauri jne.

See Päikese kiirus galaktikas on suhteliselt väike: ainult 20 km/s ehk 4 AU. (1 astronoomiline ühik võrdub Maa ja Päikese keskmise kaugusega - 149,6 miljonit km.)

Päike liigub lähimate tähtede suhtes punkti (tipu) poole, mis asub Heraklese ja Lüüra tähtkuju piiril, galaktika tasapinna suhtes ligikaudu 25° nurga all. Tipu ekvatoriaalsed koordinaadid = 270°, = 30°.

2. Päikese kiirus Galaktikas nähtavate tähtede suhtes.

Kui arvestada Päikese liikumist Linnutee galaktikas kõigi ilma teleskoobita nähtavate tähtede suhtes, siis on selle kiirus veelgi väiksem.

Päikese kiirus Galaktikas nähtavate tähtede suhtes on 15 km/s ehk 3 AU.

Päikese liikumise tipp asub sel juhul samuti Heraklese tähtkujus ja sellel on järgmised ekvatoriaalsed koordinaadid: = 265°, = 21°.

Päikese kiirus lähedalasuvate tähtede ja tähtedevahelise gaasi suhtes

3. Päikese kiirus Galaktikas tähtedevahelise gaasi suhtes.

Järgmine galaktika objekt, mille suhtes me Päikese kiirust arvestame, on tähtedevaheline gaas.

Universumi avarused pole kaugeltki nii mahajäetud, kui pikka aega arvati. Kuigi väikestes kogustes, on tähtedevaheline gaas kõikjal, täites kõik universumi nurgad. Universumi täitmata ruumi näilise tühjusega tähtedevaheline gaas moodustab peaaegu 99% kõigi kosmoseobjektide kogumassist. Tähtedevahelise gaasi tihedad ja külmad vormid, mis sisaldavad vesinikku, heeliumi ja minimaalses koguses raskeid elemente (raud, alumiinium, nikkel, titaan, kaltsium), on molekulaarses olekus, ühendudes suurteks pilveväljadeks. Tavaliselt jagunevad elemendid tähtedevahelise gaasi koostises järgmiselt: vesinik - 89%, heelium - 9%, süsinik, hapnik, lämmastik - umbes 0,2-0,3%.

Kullesetaoline tähtedevahelise gaasi- ja tolmupilv IRAS 20324+4057, mis peidab endas kasvavat tähte

Tähtedevahelise gaasi pilved ei saa mitte ainult korrapäraselt pöörlema ​​galaktikate keskuste ümber, vaid neil on ka ebastabiilne kiirendus. Mitmekümne miljoni aasta jooksul jõuavad nad üksteisele järele ja põrkuvad, moodustades tolmu ja gaasi komplekse.

Meie galaktikas on tähtedevahelise gaasi põhimaht koondunud spiraalharudesse, mille üks koridore asub päikesesüsteemi lähedal.

Päikese kiirus Galaktikas tähtedevahelise gaasi suhtes: 22-25 km/sek.

Tähtedevahelisel gaasil Päikese vahetus läheduses on lähimate tähtede suhtes märkimisväärne sisemine kiirus (20-25 km/s). Selle mõjul nihkub Päikese liikumise tipp Ophiuchuse tähtkuju poole (= 258°, = -17°). Liikumissuuna erinevus on umbes 45°.

4. Päikese kiirus Galaktikas galaktika keskpunkti suhtes.

Eespool käsitletud kolmes punktis räägime nn omapärasest, Päikese suhtelisest kiirusest. Teisisõnu, omapärane kiirus on kiirus kosmilise tugiraamistiku suhtes.

Kuid Päike, sellele kõige lähemal asuvad tähed ja kohalik tähtedevaheline pilv on kõik seotud suurema liikumisega – liikumisega ümber Galaktika keskpunkti.

Ja siin räägime täiesti erinevatest kiirustest.

Päikese kiirus galaktika keskpunkti ümber on maiste standardite järgi tohutu - 200–220 km / s (umbes 850 000 km / h) või rohkem kui 40 AU. / aasta.

Päikese täpset kiirust Galaktika keskpunkti ümber on võimatu määrata, sest Galaktika kese on meie eest peidus tihedate tähtedevahelise tolmupilvede taha. Üha enam uusi avastusi selles piirkonnas aga vähendavad meie päikese hinnangulist kiirust. Hiljuti räägiti kiirusest 230–240 km / s.

Päikesesüsteem galaktikas liigub Cygnuse tähtkuju poole.

Päikese liikumine galaktikas toimub galaktika keskpunkti suunaga risti. Siit ka tipu galaktikad koordinaadid: l = 90°, b = 0° või tuttavamatel ekvatoriaalkoordinaatidel - = 318°, = 48°. Kuna tegemist on tagurpidi liikumisega, nihkub tipp ja teeb täisringi "galaktilisel aastal", ligikaudu 250 miljoni aasta jooksul; selle nurkkiirus on ~5" / 1000 aastat, st tipu koordinaadid nihkuvad poolteist kraadi miljoni aasta kohta.

Meie Maa on umbes 30 sellist "galaktilist aastat" vana.

Päikese kiirus galaktikas galaktika keskpunkti suhtes

Muide, huvitav fakt Päikese kiiruse kohta galaktikas:

Päikese pöörlemiskiirus ümber Galaktika keskpunkti langeb peaaegu kokku spiraaliõla moodustava survelaine kiirusega. Selline olukord on galaktika kui terviku jaoks ebatüüpiline: spiraalharud pöörlevad konstantse nurkkiirusega nagu rataste kodarad ja tähtede liikumine toimub erineva mustriga, nii et peaaegu kogu ketta tähepopulatsioon satub ketta sisemusse. spiraalsed käed või kukub neist välja. Ainus koht, kus tähtede ja spiraalharude kiirused langevad kokku, on nn korotatsiooniring ja sellel asub Päike.

Maa jaoks on see asjaolu äärmiselt oluline, kuna spiraalharudes toimuvad ägedad protsessid, mis moodustavad võimsa kiirguse, mis on hävitav kõigile elusolenditele. Ja ükski atmosfäär ei suutnud teda selle eest kaitsta. Kuid meie planeet eksisteerib Galaktikas suhteliselt vaikses kohas ja neid kosmilisi kataklüsme pole sadu miljoneid (või isegi miljardeid) aastaid mõjutanud. Võib-olla sellepärast suutis elu Maal tekkida ja ellu jääda.

Galaktika liikumiskiirus universumis.

Galaktika liikumiskiirust universumis arvestatakse tavaliselt erinevate tugiraamistike suhtes:

Kohaliku galaktikate rühma suhtes (Andromeeda galaktikale lähenemise kiirus).

Suhteliselt kaugete galaktikate ja galaktikaparvede suhtes (Galaktika liikumise kiirus kohaliku galaktikate rühma osana Neitsi tähtkujuni).

Seoses reliktkiirgusega (kõigi galaktikate liikumiskiirus universumi selles osas, mis on meile kõige lähemal Suurele Atraktorile - tohutute supergalaktikate parv).

Vaatame iga punkti lähemalt.

1. Linnutee galaktika liikumise kiirus Andromeeda suunas.

Ka meie Linnutee galaktika ei seisa paigal, vaid on gravitatsiooniliselt tõmbunud ja läheneb Andromeeda galaktikale kiirusega 100-150 km/s. Galaktikate lähenemiskiiruse põhikomponent kuulub Linnuteele.

Liikumise külgmine komponent pole täpselt teada ja kokkupõrke pärast on ennatlik muretseda. Täiendava panuse sellesse liikumisse annab massiivne galaktika M33, mis asub Andromeeda galaktikaga ligikaudu samas suunas. Üldiselt on meie Galaktika kiirus kohaliku galaktikate rühma barütsentri suhtes ligikaudu 100 km/s Andromeeda/Sisaliku suunas (l = 100, b = -4, = 333, = 52), kuid need andmed on ikka väga ligikaudsed. See on väga tagasihoidlik suhteline kiirus: Galaktika nihkub oma diameetri võrra kahe-kolmesaja miljoni aastaga ehk väga jämedalt galaktilise aastaga.

2. Linnutee galaktika liikumise kiirus Neitsi parve suunas.

Galaktikate rühm, kuhu kuulub tervikuna meie Linnutee, liigub omakorda Neitsi suure parve suunas kiirusega 400 km/s. See liikumine on tingitud ka gravitatsioonijõududest ja toimub kaugete galaktikaparvede suhtes.

Linnutee galaktika kiirus Neitsi parve suunas

3. Galaktika liikumiskiirus universumis. Suurele ligitõmbajale!

Reliikvia kiirgus.

Suure Paugu teooria kohaselt oli varajane universum kuum plasma, mis koosnes elektronidest, barüonitest ja pidevalt kiirgavatest, neelduvatest ja uuesti kiirgavatest footonitest.

Universumi paisudes plasma jahtus ja teatud etapis said aeglustunud elektronid võimaluse ühineda aeglustunud prootonite (vesiniku tuumad) ja alfaosakestega (heeliumi tuumad), moodustades aatomeid (seda protsessi nimetatakse rekombinatsiooniks).

See juhtus umbes 3000 K plasmatemperatuuril ja universumi ligikaudsel vanusel 400 000 aastat. Osakeste vahel on rohkem vaba ruumi, vähem laetud osakesi, footonid ei haju enam nii sageli ja saavad nüüd ruumis vabalt liikuda, praktiliselt ainega suhtlemata.

Need footonid, mis tol ajal plasmast Maa tulevase asukoha suunas kiirgasid, jõuavad meie planeedile siiani läbi universumi paisumise jätkuva ruumi. Need footonid moodustavad reliktkiirguse, mis on soojuskiirgus, mis täidab ühtlaselt universumi.

Reliktkiirguse olemasolu ennustas teoreetiliselt G. Gamow Suure Paugu teooria raames. Selle olemasolu kinnitati eksperimentaalselt 1965. aastal.

Galaktika liikumise kiirus kosmilise taustkiirguse suhtes.

Hiljem hakati uurima galaktikate liikumiskiirust kosmilise taustkiirguse suhtes. See liikumine määratakse reliktkiirguse temperatuuri ebaühtluse mõõtmisega eri suundades.

Kiirgustemperatuuril on liikumissuunas maksimum ja vastassuunas miinimum. Temperatuurijaotuse hälbe isotroopsest (2,7 K) oleneb kiiruse suurusest. Vaatlusandmete analüüsist järeldub, et Päike liigub kosmilise mikrolaine fooni suhtes kiirusega 400 km/s suunas =11,6, =-12.

Sellised mõõtmised näitasid ka teist olulist asja: kõik galaktikad meile lähimas universumi osas, sealhulgas mitte ainult meie oma. kohalik rühm, aga ka Virgo klaster ja teised klastrid liiguvad kosmilise mikrolaine tausta tausta suhtes ootamatult suure kiirusega.

Kohaliku galaktikate rühma puhul on see kiirus 600–650 km/s, mille tipp asub Hydra tähtkujus (=166, =-27). Näib, et kusagil universumi sügavuses on tohutu hulk superparvesid, mis tõmbavad ligi meie universumiosa ainest. See klaster sai nimeks Suurepärane ligitõmbaja- ingliskeelsest sõnast "attract" - meelitama.

Kuna Suure Attraktori moodustavad galaktikad on varjatud Linnuteesse kuuluva tähtedevahelise tolmuga, on Attraktorit õnnestunud kaardistada viimastel aastatel vaid raadioteleskoopide abil.

Suur Attraktor asub mitme galaktikate superparve ristumiskohas. Aine keskmine tihedus selles piirkonnas ei ole palju suurem kui Universumi keskmine tihedus. Kuid selle hiiglasliku suuruse tõttu osutub selle mass nii suureks ja tõmbejõud nii tohutuks, et mitte ainult meie tähesüsteem, vaid ka teised galaktikad ja nende lähedal asuvad parved liiguvad Suure Attraktori suunas, moodustades tohutu galaktikate voog.

Galaktika liikumiskiirus universumis. Suurele ligitõmbajale!

Niisiis, teeme kokkuvõtte.

Päikese kiirus galaktikas ja galaktika universumis. Pivot tabel.

Liikumiste hierarhia, milles meie planeet osaleb:

Maa pöörlemine ümber Päikese;

Pöörlemine koos Päikesega ümber meie galaktika keskpunkti;

Liikumine kohaliku galaktikate rühma keskpunkti suhtes koos kogu galaktikaga Andromeeda tähtkuju gravitatsioonilise külgetõmbe mõjul (galaktika M31);

Liikumine galaktikate parve suunas Neitsi tähtkujus;

Liikumine Suurele ligitõmbajale.

Päikese kiirus galaktikas ja Linnutee galaktika kiirus universumis. Pivot tabel.

Raske on ette kujutada ja veel keerulisem arvutada, kui kaugele me iga sekundiga liigume. Need vahemaad on tohutud ja vead sellistes arvutustes on ikka päris suured. Siin on see, mida teadusel on tänaseni.

Kui keegi arvab, et sõnal "laiali" on puhtsportlik, äärmisel juhul "abieluvastane" iseloom, siis ta eksib. On palju huvitavamaid tõlgendusi. Näiteks Hubble'i kosmoloogiline seadus näitab, et... galaktikad jooksevad minema!

Kolme tüüpi udukogusid

Kujutage ette: mustas tohutus õhuvabas ruumis eemalduvad tähesüsteemid üksteisest vaikselt ja aeglaselt: "Hüvasti! Hüvasti! Hüvasti!". Võib-olla jätame "lüürilised kõrvalepõiked" kõrvale ja pöördume teadusliku teabe poole. 1929. aastal jõudis 20. sajandi mõjukaim astronoom, Ameerika teadlane Edwin Powell Hubble (1889-1953) järeldusele, et Universum paisub pidevalt.

Mees, kes pühendas kogu oma täiskasvanud elu kosmose struktuuri lahtiharutamisele, sündis Marshfieldis. Ta tundis varakult huvi astronoomia vastu, kuigi lõpuks sai temast diplomeeritud jurist. Pärast Cambridge'i ülikooli lõpetamist töötas Edwin Chicagos Yorki observatooriumis. Esimeses maailmasõjas (1914-1918) võitles. Eesliiniaastad lükkasid avastuse ainult ajas tagasi. Tänapäeval teab kogu teadusmaailm, mis on Hubble'i konstant.

Teel avastamisele

Rindelt naastes pööras teadlase tähelepanu kõrgete mägede observatooriumile Mount Wilson (California). Ta palgati sinna. Astronoomiasse armunud noormees veetis palju aega tohutute 60- ja 100-tolliste teleskoopide läätsedesse vaadates. Selle aja kohta - suurim, peaaegu fantastiline! Leiutajad on seadmete kallal töötanud peaaegu kümme aastat, saavutades võimalikult suure suurenduse ja pildi selguse.

Tuletage meelde, et universumi nähtavat piiri nimetatakse metagalaktikaks. See ulatub Suure Paugu aegsesse olekusse (kosmoloogiline singulaarsus). Kaasaegsed sätted ütlevad, et füüsikaliste konstantide väärtused on homogeensed (see tähendab valguse kiirust, elementaarlaengut jne). Arvatakse, et metagalaktikas on 80 miljardit galaktikat (hämmastav arv kõlab ikka nii: 10 sektiljonit ja 1 septillion tähte). Kuju, mass ja suurus – universumi jaoks on need täiesti erinevad mõisted kui Maal aktsepteeritud.

Salapärased tsefeidid

Universumi paisumist selgitava teooria põhjendamiseks oli vaja pikaajalist süvauuringut, keerulisi võrdlusi ja arvutusi. XX sajandi kahekümnendate alguses suutis eilne sõdur lõpuks klassifitseerida vaadeldud udukogud Linnuteest eraldi. Tema avastuse järgi on need spiraalsed, elliptilised ja ebakorrapärased (kolme liiki).

Andromeedas, meile kõige lähemal, kuid mitte kõige lähemal asuvas spiraaludus, nägi Edwin tsefeide (pulseerivate tähtede klass). Hubble'i seadus on oma lõplikule kujunemisele lähemal kui kunagi varem. Astronoom arvutas välja nende majakate kauguse ja suurima suuruse.Tema leidude järgi sisaldab Andromeeda umbes triljonit tähte (2,5-5 korda suurem kui Linnutee).

Püsiv

Mõned teadlased, selgitades tsefeidide olemust, võrdlevad neid täispuhutavate kummikuulidega. Need suurenevad, siis vähenevad, siis lähenevad, siis eemalduvad. Radiaalne kiirus sel juhul kõigub. Kokkusurumisel tõuseb "rändurite" temperatuur (kuigi pind väheneb). Pulseerivad tähed on ebatavaline pendel, mis varem või hiljem peatub.

Nagu ülejäänud udukogusid, iseloomustavad teadlased Andromeedat kui saareuniversumiruumi, mis meenutab meie galaktikat. 1929. aastal avastas Edwin, et galaktikate radiaalkiirused ja nende kaugused on omavahel seotud, lineaarselt sõltuvad. Määrati koefitsient, mida väljendati km/s megaparseki kohta, nn Hubble'i konstant. Universum paisub – pidev muutub. Kuid konkreetsel hetkel on see universumi süsteemi kõigis punktides sama. 2016. aastal - 66,93 ± 0,62 (km/s)/Mpc.

Ideed universumi süsteemi, evolutsiooni jätkumise, laienemise kohta said seejärel vaatlusaluse. Protsessi uuris astronoom aktiivselt kuni II maailmasõja alguseni. 1942. aastal juhtis ta Aberdeeni prooviväljakul (USA) välist ballistikadivisjoni. Kas üks maailma kõige salapärasema teaduse kaaslane unistas sellest? Ei, ta tahtis "dešifreerida" kaugete galaktikate peidetud nurkade seadusi! Mis puudutab poliitilisi vaateid, siis astronoom mõistis avalikult hukka Kolmanda Reichi juhi Adolf Hitleri. Oma elu lõpus oli Hubble tuntud kui võimas vastane massihävitusrelvade kasutamisele. Aga tagasi udukogude juurde.

Suurepärane Edwin

Aja jooksul korrigeeritakse paljusid astronoomilisi konstante, ilmuvad uued avastused. Kuid neid kõiki ei saa võrrelda universumi paisumise seadusega. 20. sajandi kuulus astronoom Hubble (alates Koperniku ajast pole ta olnud võrdne!) seatakse samale tasemele eksperimentaalfüüsika rajaja Galileo Galilei ja tähesüsteemide olemasolu käsitleva uuendusliku järelduse autoriga. , William Herschel.

Juba enne Hubble'i seaduse avastamist sai selle autorist Ameerika Ühendriikide Rahvusliku Teaduste Akadeemia liige, hiljem on eri riikide akadeemiatel palju auhindu. Paljud on ilmselt kuulnud tõsiasjast, et enam kui kümme aastat tagasi viidi Hubble'i kosmoseteleskoop orbiidile ja see töötab edukalt. See on ühe Marsi ja Jupiteri (asteroid) orbiitide vahel tiirleva väikeplaneedi nimi.

Poleks päris õiglane väita, et astronoom ainult unistas oma nime jäädvustamisest, kuid on kaudseid tõendeid, et Edwinile meeldis tähelepanu tõmmata. On fotosid, kus ta rõõmsalt filmistaaride kõrval poseerib. Allpool räägime tema katsetest "fikseerida" saavutus laureaadi tasemel ja siseneda seeläbi kosmoloogia ajalukku.

Henrietta Leavitti meetod

Kuulus Briti astrofüüsik kirjutas oma raamatus A Brief History of Time, et "avastus, et universum paisub, oli 20. sajandi suurim intellektuaalne revolutsioon". Hubble'il oli õnn olla õigel ajal õiges kohas. Mount Wilsoni observatoorium oli uue astrofüüsika (hiljem nimetati kosmoloogiaks) aluseks olnud vaatlustööde keskus. Maa võimsaim Hookeri teleskoop oli just kasutusele võtnud.

Kuid vaevalt õnnestus Hubble'i konstanti ainuüksi õnne tõttu avastada. Vaja oli kannatlikkust, visadust ja oskust võita teaduslikke rivaale. Nii pakkus Ameerika astronoom Harlow Shapley välja oma galaktika mudeli. Teda tunti juba teadlasena, kes määras Linnutee suuruse. Ta kasutas laialdaselt tsefeidide kauguste määramise meetodit, kasutades Henrietta Swan Leavitti 1908. aastal koostatud meetodit. Ta määras kauguse objektist heledate tähtede valguse standardsete variatsioonide põhjal (tsefeidi muutujad).

Mitte tolm ja gaas, vaid teised galaktikad

Harlow Shapley uskus, et galaktika laius on 300 000 valgusaastat (umbes kümme korda suurem kui lubatud väärtus). Shapley, nagu enamik tolleaegseid astronoome, oli aga kindel: Linnutee on kogu universum. Vaatamata soovitusele, mille William Herschel esmakordselt tegi 18. sajandil, jagas ta tavapärast veendumust, et kõik suhteliselt lähedal asuvate objektide udukogud on vaid tolmu- ja gaasilaigud taevas.

Kui palju kibedaid ja külmi öid veetis Hubble võimsa Hookeri teleskoobi ees istudes, enne kui suutis Shapley eksimise tõestada. 1923. aasta oktoobris märkas Edwin M31 udukogus (Andromeeda tähtkujus) "sähvatus" objekti ja pakkus, et see ei kuulu Linnuteele. Olles hoolikalt uurinud fotoplaate, mis jäädvustasid sama ala, mida varem uurisid teised astronoomid, sealhulgas Shapley, mõistis Edwin, et tegemist on tsefeidiga.

Kosmos avastatud

Hubble kasutas muutuva tähe kauguse mõõtmiseks Shapley meetodit. Selgus, et see on hinnanguliselt miljonite valgusaastate kaugusel Maast, mis asub Linnuteest kaugel. Galaktika ise sisaldab miljoneid tähti. Tuntud Universum laienes samal päeval dramaatiliselt ja – teatud mõttes – avastati Kosmos ise!

New York Times kirjutas: "Avastatud spiraalsed udukogud on tähesüsteemid. Dr Hubbel (sic) kinnitab seisukohta, et need on nagu meie omaga sarnased "saaruniversumid". Avastus oli astronoomilise maailma jaoks väga oluline, kuid Hubble'i suurim hetk oli alles ees.

Pole staatilist

Nagu me ütlesime, tuli Koperniku nr 2 võit aastal 1929, kui ta klassifitseeris kõik teadaolevad udukogud ja mõõtis nende kiirust kiiratud valguse spektrite järgi. Tema jahmatav avastus, et kõik galaktikad taanduvad meist kiirusega, mis kasvab võrdeliselt nende kaugusega Linnuteest, šokeeris maailma. Hubble'i seadus lükkas ümber traditsioonilise vaate staatilisest universumist ja näitas, et see ise on täis dünaamikat. Einstein ise langetas pea selliste hämmastavate vaatlusvõimete ees.

Relatiivsusteooria autor parandas enda võrrandeid, millega põhjendas Universumi paisumist. Nüüd on Hubble näidanud, et Einsteinil oli õigus. Hubble'i aeg on Hubble'i konstandi pöördväärtus (t H = 1/H). See on praegusel hetkel Universumi paisumise iseloomulik aeg.

Plahvatas ja hajus

Kui 2016. aasta konstant on 66,93 ± 0,62 (km/s)/Mpc, siis hetkel iseloomustavad paisumist järgmised numbrid: (4,61 ± 0,05) 10 17 s või (14,610 ± 0,016) 10 9 aastat vana. Ja jälle natuke huumorit. Optimistide sõnul on hea, et galaktikad "lahti jooksevad". Kui kujutate ette, et nad lähenevad, siis varem või hiljem toimub Suur Pauk. Kuid temaga sai alguse universumi sünd.

Galaktikad "tormasid" (hakkasid liikuma) korraga erinevatesse suundadesse. Kui eemaldamise kiirus ei olnud proportsionaalne kaugusega, on plahvatusteooria mõttetu. Teine tuletiskonstant on Hubble'i kaugus – aja ja valguse kiiruse korrutis: D H = ct H = c/H. Praegusel hetkel - (1,382 ± 0,015) 10 26 m või (14,610 ± 0,016) 10 9 valgusaastat.

Ja jälle täispuhutavast pallist. Arvatakse, et isegi astronoomid ei tõlgenda universumi paisumist alati õigesti. Mõned asjatundjad usuvad, et see paisub nagu kummipall, teadmata mingeid füüsilisi piiranguid. Samal ajal ei liigu galaktikad ise meist mitte ainult eemale, vaid ka suvaliselt "sagindavad" liikumatute parvede sees. Teised väidavad, et kauged galaktikad "ujuvad minema" Suure Paugu fragmentidena, kuid nad teevad seda rahulikult.

Võiks olla Nobeli preemia laureaat

Hubble püüdis võita Nobeli preemiat. 1940. aastate lõpus palkas ta juhtumit propageerima isegi reklaamiagendi (nüüd kutsutaks teda PR-juhiks). Kuid jõupingutused olid asjatud: astronoomide jaoks polnud kategooriat. Edwin suri 1953. aastal teadusliku uurimistöö käigus. Mitu ööd jälgis ta ekstragalaktilisi objekte.

Tema viimane ambitsioonikas unistus jäi täitumata. Kuid teadlasel oleks kindlasti hea meel, et kosmoseteleskoop sai tema nime. Ja vendade põlvkonnad jätkavad selle tohutu ja imelise ruumi avastamist. See sisaldab endiselt palju saladusi. Kui palju avastusi on ees! Ja Hubble'i tuletiskonstandid aitavad ühel noorel teadlasel kindlasti saada Kopernikuks nr 3.

Aristotelese väljakutse

Mis saab tõestatud või ümberlükatud, näiteks siis, kui lõpmatuse, igaviku ja Maad ümbritseva ruumi muutumatuse teooria, mida Aristoteles ise toetas, lendas kildudeks? Ta omistas universumile sümmeetria ja täiuslikkuse. Kosmoloogiline printsiip kinnitas: kõik voolab, kõik muutub.

Arvatakse, et miljardite aastate pärast on taevas tühi ja pime. Laienemine viib galaktikad kosmilise horisondi taha, kust valgus meieni ei pääse. Kas Hubble'i konstant on tühja universumi jaoks asjakohane? Mis saab kosmoloogiateadusest? Kas ta kaob? Kõik need on oletused.

Punane nihe

Vahepeal on Hubble'i teleskoop teinud pildi, mis näitab, et oleme universaalsest tühjusest veel kaugel. Professionaalses keskkonnas on arvamus, et Edwin Hubble'i avastus on väärtuslik, kuid mitte tema seadus. Kuid just teda tunnustati tolleaegsetes teadusringkondades peaaegu kohe. "Punase nihke" vaatlused ei võitnud mitte ainult eksisteerimisõigust, vaid on asjakohased ka XXI sajandil.

Ja tänapäeval toetuvad nad galaktikate kauguse määramisel teadlase superavastustele. Optimistid ütlevad, et isegi kui meie galaktika jääb ainsaks, ei hakka meil "igav". Seal on miljardeid kääbustähti ja planeete. See tähendab, et meie kõrval on endiselt "paralleelmaailmad", mida tuleb uurida.

Mineviku suured füüsikud I. Newton ja A. Einstein nägid Universumit staatilisena. Nõukogude füüsik A. Fridman tuli 1924. aastal välja "taanduvate" galaktikate teooriaga. Friedman ennustas universumi paisumist. See oli revolutsiooniline murrang meie maailma füüsilises esituses.

Ameerika astronoom Edwin Hubble uuris Andromeeda udukogu. Aastaks 1923 võis ta arvata, et selle äärealad on üksikute tähtede parved. Hubble arvutas välja kauguse udukoguni. Selgus, et see on 900 000 valgusaastat (tänapäeval on täpsemini arvutatud kaugus 2,3 miljonit valgusaastat). See tähendab, et udukogu asub kaugel Linnuteest – Meie galaktikast. Pärast selle ja teiste udukogude vaatlemist jõudis Hubble järeldusele universumi struktuuri kohta.

Universum koosneb tohutute täheparvede kogumist - galaktikad.

Just nemad paistavad meile taevas kaugete uduste "pilvedena", kuna me lihtsalt ei saa arvestada üksikute tähtedega nii suurel kaugusel.

E. Hubble märkas saadud andmetes olulist aspekti, mida astronoomid olid varemgi täheldanud, kuid mida oli raske tõlgendada. Nimelt on kaugete galaktikate aatomite poolt kiiratavate spektraallainete vaadeldav pikkus mõnevõrra pikem kui samade aatomite kiirgavate spektraallainete pikkus maapealsete laborite tingimustes. See tähendab, et naabergalaktikate emissioonispektris nihkub aatomi poolt elektronide hüppamisel orbiidilt orbiidile kiirgav valguskvant sageduselt spektri punase osa suunas võrreldes sama aatomi poolt kiiratava sarnase kvantiga. Maal. Hubble võttis enda ülesandeks tõlgendada seda tähelepanekut Doppleri efekti ilminguna.

Kõik vaadeldud naabergalaktikad eemalduvad Maast, kuna peaaegu kõigil väljaspool Linnuteed asuvatel galaktilistel objektidel on nende eemaldamise kiirusega võrdeline punane spektri nihe.

Kõige tähtsam on see, et Hubble suutis võrrelda naabergalaktikate kauguste mõõtmise tulemusi nende eemaldamiskiiruste mõõtmistega (punanihkega).

Matemaatiliselt on seadus sõnastatud väga lihtsalt:

kus v on meist eemalduva galaktika kiirus,

r on selle kaugus,

H on Hubble'i konstant.

Ja kuigi algselt jõudis Hubble selle seaduseni vaid mõne meile kõige lähemal asuva galaktikate vaatlemise tulemusena, ei kuku välja ükski paljudest sellest ajast alates avastatud nähtava universumi uutest galaktikatest, mis on Linnuteest üha kaugemal. sellest seadusest.

Niisiis, Hubble'i seaduse peamine tagajärg:

Universum paisub.

Maailmaruumi struktuur laieneb. Kõik vaatlejad (ja meie pole erand) peavad end universumi keskpunktiks.

4. Suure Paugu teooria

Galaktikate majanduslanguse eksperimentaalse fakti põhjal hinnati universumi vanust. See osutus võrdseks - umbes 15 miljardit aastat! Nii algas kaasaegse kosmoloogia ajastu.

Loomulikult tekib küsimus: mis juhtus alguses? Kokku kulus teadlastel umbes 20 aastat, et universumit puudutavad ideed taas täielikult ümber pöörata.

Vastuse pakkus väljapaistev füüsik G. Gamow (1904 - 1968) 40ndatel. Meie maailma ajalugu sai alguse Suurest Paugust. Täpselt nii arvab tänapäeval enamik astrofüüsikuid.

Suur Pauk on Universumi väga väikesesse ruumalasse koondunud aine algselt tohutu tiheduse, temperatuuri ja rõhu kiire langus. Kogu universumi aine oli kokku surutud tihedaks protoainekammiks, mis sisaldus universumi praeguse mastaabiga võrreldes väga väikeses mahus.

Universumi ideed, mis sündis ülitihedast ülikuuma aine trombist ning on sellest ajast alates laienenud ja jahtunud, nimetatakse Suure Paugu teooriaks.

Edukamat kosmoloogilist mudelit Universumi tekke ja evolutsiooni kohta tänapäeval pole.

Suure Paugu teooria kohaselt koosnes varane universum footonitest, elektronidest ja muudest osakestest. Footonid suhtlesid pidevalt teiste osakestega. Universumi laienedes see jahtus ja teatud etapis hakkasid elektronid ühinema vesiniku ja heeliumi tuumadega ning moodustama aatomeid. See juhtus umbes 3000 K temperatuuril ja universumi ligikaudne vanus on 400 000 aastat. Sellest hetkest alates said footonid ruumis vabalt liikuda, praktiliselt ilma ainega suhtlemata. Kuid meile on jäänud selle ajastu "tunnistajad" - need on reliikvia footonid. Arvatakse, et reliktkiirgus on säilinud Universumi eksisteerimise algfaasidest ja täidab seda ühtlaselt. Kiirguse edasise jahutamise tulemusena selle temperatuur langes ja on praegu umbes 3 K.

KMA olemasolu ennustati teoreetiliselt Suure Paugu teooria raames. Seda peetakse Suure Paugu teooria üheks peamiseks kinnituseks.