Лабораторная работа № 1

Определение расстояний до галактик по «красному смещению»

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 районы, где обнаруживаются скопления галактик и, наоборот, пустоты, где их мало.

Галактикой называется система звезд имеющих общее происхождение и связанных силами притяжения. Галактика, в которой находится наше Солнце – Млечный путь

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· м;

1 с.г. (световой год) = 0,307 пк = 9,5· 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). «Красное смещение» - 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):

, (1.1)

где r – расстояние между галактиками;

v – скорость удаления галактик;

с – скорость света в вакууме;

Н – постоянная Хаббла;

Z – красное смещение длины волны, т.е. космологический фактор.

Значение постоянной Хаббла 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.

Красное смещение длины волны Z определяется по формуле:

, (1.2)

где – длина волны принятого приемником излучения;

– длина волны излучения, испущенного объектом.

Таким образом, измеряя величину смещения линий, например, ионизированного водорода (Н+) в видимой части спектра, можно для наблюдаемой с Земли галактики, определить по формуле (1.2) ее красное смещение Z и, пользуясь законом Хаббла (1.1), вычислить расстояние до нее или скорость ее удаления:

и . (1.3)

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 ионизированного водорода H+.

2. Установите курсор на галактике, указанной преподавателем и щелкните клавишей.

3. Запишите в таблицу измерений длину волны и λ, излучаемую этой галактикой при ее удалении.

4. Определите величину красного смещения для галактики по формуле (1.2) и затем рассчитайте либо ее скорость перемещения v, либо расстояние до нее r по формулам (1.3). Задание получите у преподавателя.

5. По формулам (1.4) и (1.5) рассчитайте погрешности Δv и Δr :

; (1.4)

. (1.5)

Приняв и .

6. Запишите окончательный результат лабораторной работы в виде:

r = (r ± Δr) Мпк;

v = (v ± Δv) м/с.

Таблица 1.1.

, нм	λ, нм	Z	v, м/с	r, Мпк	Δv, м/с	Δr, Мпк

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?