Zacznijmy od małego eksperymentu, który da nam obraz.” ekspansja wszechświata Ten wszechświat będzie nadmuchiwanym balonem.
Zaznaczamy długopisem dowolny punkt na powierzchni i narysujemy wokół niego małe kółko, zaznaczając dwa punkty na kole. Balon jest stopniowo nadmuchiwany.
Wraz ze wzrostem okręgu zwiększa się odległość do środka, podobnie jak odległość między dwoma punktami na okręgu. Ma to zastosowanie niezależnie od wybranego punktu początkowego. Aby uzyskać obraz rozszerzającego się wszechświata, wystarczy uogólnić stan powierzchniowy na stan objętości. Każdy punkt „widzi” inne punkty oddalające się od niego, jakby był centrum ekspansji.
Rozwijaj się na dużą skalę, ale niekoniecznie lokalnie
Musimy teraz wyjaśnić, w jaki sposób naukowcy doszli do tego wniosku dotyczącego obserwowalnego wszechświata, a nie tylko nadmuchiwanego balonu.
W tym celu musimy obserwować wszechświat na dużą skalę. Żaden Księżyc Żaden słońce Nie dalej od Ziemi niż inne obiekty Układu Słonecznego. Gwiazdy naszej Drogi Mlecznej nie są daleko od nas. nawet Galaktyka Andromedyczyli ponad dwa miliony Rok świetlny (AL) Nie odchodź od nas. Wręcz przeciwnie, zbliża się do nas z prędkością 500 km na sekundę.
Czy wszechświat naprawdę się rozszerza? Tak, ale w skali dziesiątek, setek milionów i miliardów AL. wskaźnik, galaktyki Oddalają się od siebie, ale to nie przeszkadza niektórym zbliżyć się lokalnie, a nawet zderzyć.
O rozszerzaniu się Wszechświata wiemy od lat 20. XX wieku, kiedy astronomowie (w tym przypadku Amerykanie) zauważyli, że odległe ciała niebieskie oddalają się od nas, a szybkość ich usuwania jest tym większa, im bardziej się od siebie znajdowały. Aby to zrobić, musieliśmy być w stanie zmierzyć odległość między nami a każdym obiektem i jego prędkość.
Pomiar prędkości
Punkt zwrotny nastąpił, gdy fizycy przeanalizowali światło pochodzące od gwiazd, poczynając od Słońca. Niuton Zdał sobie sprawę, że białe światło składa się z kontinuum długości fal, ale dopiero na początku XIX wieku niemiecki fizyk Fraunhofer zauważył ciemne linie w widmie słonecznym.
Te „nieobecne” długości fal wynikają z ich pochłaniania przez pierwiastki na powierzchni gwiazdy, które z kolei rozpraszają te pierwiastki we wszystkich kierunkach, zaciemniając linię widzenia. Wyraźny zestaw ciemnych linii wskazuje na obecność pierwiastka chemicznego.
Sto lat później astronomowie zauważyli w widmach gwiazd należących do odległych galaktyk, że te grupy ciemnych linii, średnio, przesunęły się w kierunku dłuższych długości fal niż obserwujemy w laboratorium, tym samym obracając się „w kierunku” czerwieni.
Zinterpretowali te sprzeczności jako efekt Dopplera Luminous, zjawisko, które występuje, gdy fala (dźwiękowa lub świetlna) jest emitowana ze źródła poruszającego się względem odbiornika.
Postrzegana długość fali przesuwa się w kierunku fal krótkich, gdy źródło zbliża się do odbiornika, oraz w kierunku fal długich, gdy się od niego oddala. Efekt wzrasta wraz ze wzrostem prędkości źródła emisji. Zjawisko to możemy zaobserwować, gdy przed nami przejeżdża karetka, a syrena jest głośniejsza lub cichsza w zależności od tego, czy karetka się zbliża, czy oddala.
Te „czerwone” przesunięcia wskazują, że emitujące gwiazdy należą do galaktyk położonych dalej od naszej. Nadal konieczne jest ustalenie, czy kompensacje te są związane z odległościami źródeł emisji. Dopiero na początku XX wieku astronomowie mieli przyrząd do mierzenia tych odległości.
pomiar odległości
W przypadku gwiazd oddalonych o kilka lat świetlnych stosuje się metodę paralaksy orbitalnej. Jeśli spojrzymy na gwiazdę oddaloną od siebie o sześć miesięcy, zmienia się jej pozycja na tle nieba. Widok nazywamy kątem, pod którym widzimy odległość Ziemi od Słońca od gwiazdy. Kąt ten jest równy połowie zmiany linii widzenia gwiazdy w odstępach sześciomiesięcznych.
Ale ta metoda nie jest odpowiednia dla odległych gwiazd lub galaktyk, ponieważ paralaksa jest zbyt mała do zmierzenia, a odległość między Ziemią a Słońcem jest stosunkowo niewielka.
Rozwiązanie znaleziono w 1908 r. w Harvard, gdzie młoda astronom Henrietta Swan-Levitt zmierzyła jasność gwiazd należących do widocznej mgławicy na półkuli południowej, Małego Obłoku Magellana (M). Na początku wieku postępy w sprzęcie – teleskopy A Fotografia – Umożliwił stworzenie pierwszych dużych katalogów gwiazd.
Na Harvardzie zdjęcia wykonane przez astronomów (głównie mężczyzn) były analizowane przez zespół dwunastu kobiet, a Henrietta Levitt interesowała się gwiazdami zmiennymi, cefeidami, nazwanymi tak, ponieważ pierwsza z nich (w 1784 r.) została odkryta w gwiazdozbiorze Cefeusza. Są to gigantyczne gwiazdy, których jasność zmienia się z częstotliwością od rzędu dnia do kilku miesięcy.
Levitt odkrył związek między okresem gwiazdy a blaskiem. Im jest jaśniejsze, tym dłuższy okres. Ponieważ wszystkie należą do tej samej grupy gwiazd, wszystkie można uznać za znajdujące się w przybliżeniu w tej samej odległości od Ziemi, d (M), tak że różnice w jasności odzwierciedlają ich różnice w jasności wewnętrznej.
Wyobraź sobie, że odkryliśmy cefeidę w innej galaktyce. Mierzymy jego okres P i porównujemy z okresem cefeid Obłoku Magellana. Umożliwia to określenie jasności L (M), którą miałby, gdyby znajdował się w odległości d (M). Jednak pozorna jasność Lap zmniejsza się wraz z kwadratem odległości: Lap = L (M) 〖d (M) 〗 2 / d2. Znając odległość obłoku Magellana, wywnioskujemy odległość d od cefeidy.
Możemy również skalibrować związek między okresem a odległością, mierząc okres cefeid w naszej galaktyce, którego odległość znamy z paralaksy, i używając go do określenia odległości od Małego Obłoku Magellana.
W każdym razie było potrzebne narzędzie. Z pomiaru okresu cefeidy można wywnioskować odległość.
Wszechświat się rozszerza
Na początku XX wieku dyskutowano o tym, czy wszystkie widoczne ciała niebieskie należą do naszej galaktyki, czy też istnieją inne galaktyki oddzielone od naszej. To właśnie pomiar odległości opisanych powyżej rozstrzygnął kontrowersje, a Droga Mleczna stała się m.in. galaktyką.
Ale to też sposób, w jaki pozwoliła astronom Amerykański Edwin Hubble podkreśla ekspansję Wszechświat. Zauważył związek między prędkością, z jaką oddala się galaktyka, a jej odległością. Im dalej galaktyka jest, tym szybciej można ją usunąć.
To rozszerzenie charakteryzuje się „stałą Hubble’a H0”, która wskazuje wielkość wzrostu prędkości, gdy odległość wzrasta o milion parseków (Mpc), co jest odległością równą 3,2 miliona AL. W tej chwili, gdy oddalamy się od megaparseka, prędkość ciał niebieskich wzrasta o 74 km/s.
Natychmiastowy wynik: jeśli cofniemy się w czasie, wszechświat kurczy się, a jego gęstość wzrasta. W jakim stopniu? Dobre pytanie, ale to już inny temat, temat Wielkiego Wybuchu!
Ta analiza została napisana przez Jacques Trainer, fizyka teoretycznego z Paris City University.
Oryginalny artykuł został opublikowany w dniu Rozmowa.
„Miłośnik muzyki. Miłośnik mediów społecznościowych. Specjalista sieciowy. Analityk. Organizator. Pionier w podróżach.”
More Stories
Pochodzenie naszego wszechświata zostało wyjaśnione w prosty sposób
Czy banany są dobre dla jelit?
Voyager 1, najdalsza sonda od Ziemi, przesyła dane na Ziemię