Методы изучения Вселенной

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

ФГБОУ ВПО «Уральский государственный экономический университет»

 

 

 

 

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

по дисциплине: «Концепции современного естествознания»

 

тема: «Методы изучения Вселенной»

 

 

 

Исполнитель: студент

Коробицына С.В.

Направление Бакалавр

Профиль

Группа УП – 13 КФ

Ф.И.О. Упоров С.А.

 

 

 

 

г. Красноуфимск

2014 г.

Содержание

 

Введение		3
	Наблюдения	5
	Метод тригонометрических параллаксов	7
	Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia Кривые блеска различных сверхновых	11
	Метод определения расстояния по гравитационным линзам	12
	Метод определения расстояния по гравитационным линзам	13
	Проблемы и современные дискуссии	15
	Изучение истории развития Вселенной и её крупномасштабной структуры	15
	Общие особенности и приемы	18
	Модель расширяющейся Вселенной	34
	Теоретическая судьба Вселенной	55

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

 

Во все времена люди хотели знать, откуда и каким образом произошел мир. Когда в культуре господствовали мифологические представления, происхождение мира объяснялось, как, скажем, в «Ведах» распадом первочеловека Пуруши. То, что это была общая мифологическая схема, подтверждается и русскими апокрифами, например, «Голубиной книгой». Победа христианства утвердила представления о сотворении Богом мира из ничего.

С появлением науки в ее современном понимании на смену мифологическим и религиозным приходят научные представления о происхождении Вселенной. Следует разделять три близких термина: бытие, универсум и Вселенная. Первый является философским и обозначает все существующее, бытующее. Второй употребляется и в философии, и в науке, не имея специфической философской нагрузки (в плане противопоставления бытия и сознания), и обозначает все как таковое.

Значение термина Вселенная более узкое и приобрело специфически научное звучание. Вселенная — место вселения человека, доступное эмпирическому наблюдению. Постепенное сужение научного значения термина Вселенная вполне понятно, так как естествознание, в отличие от философии, имеет дело только с тем, что эмпирически проверяемо современными научными методами.

Вселенную в целом изучает наука, называемая космологией, т. е. наукой о космосе. Слово это тоже не случайно. Хотя сейчас космосом называют все находящееся за пределами атмосферы Земли, не так было в Древней Греции. Космос тогда принимался как «порядок», «гармония», в противоположность «хаосу» — «беспорядку». Таким образом, космология, в основе своей, как и подобает науке, открывает упорядоченность нашего мира и нацелена на поиск законов его функционирования. Открытие этих законов и представляет собой цель изучения Вселенной как единого упорядоченного целого.

Это изучение зиждется на нескольких предпосылках. Во-первых, формулируемые физикой универсальные законы функционирования мира считаются действующими во всей Вселенной. Во-вторых, производимые астрономами наблюдения тоже признаются распространяемыми на всю Вселенную. И, в-третьих, истинными признаются только те выводы, которые не противоречат возможности существования самого наблюдателя, т. е. человека (так называемый антропный принцип).

Выводы космологии называются моделями происхождения и развития Вселенной. Почему моделями? Дело в том, что одним из основных принципов современного естествознания является представление о возможности проведения в любое время управляемого и воспроизводимого эксперимента над изучаемым объектом. Только если можно провести бесконечное, в принципе, количество экспериментов и все они приводят к одному результату, на основе этих экспериментов делают заключение о наличии закона, которому подчиняется функционирование данного объекта. Лишь в этом случае результат считается вполне достоверным с научной точки зрения.

К Вселенной это методологическое правило остается неприменимым. Наука формулирует универсальные законы, а Вселенная уникальна. Это противоречие, которое требует считать все заключения о происхождении и развитии Вселенной не законами, а лишь моделями, т. е. возможными вариантами объяснения. Строго говоря, все законы и научные теории являются моделями, поскольку они могут быть заменены в процессе развития науки другими концепциями, но модели Вселенной как бы в большей степени модели, чем многие иные научные утверждения.

 

 

 

Наблюдения

 

Конечно, любое наблюдение, будь то наблюдение ребёнка за кошкой, физика — за тем, как раскалывается ядро атома, или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой — всё это наблюдение за Вселенной, а если быть точным — за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных естественных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология. Именно эти аспекты знаний о Вселенной составляют предмет данной статьи.

На данный момент  основные усилия астрономов, работающих в этом направлении, устремлены, в основном, в две области:

• историю развития Вселенной: от ранних этапов и до наших дней;
• космологическую шкалу расстояний и связанное с ней явление расширения Вселенной.

Надо признать, что почти вся информация о Вселенной, известная на данный момент — косвенна. Как правило, сначала делаются некие предположения, а потом они проверяются.

Шкала расстояний и космологическое красное смещение

Основная статья: Шкала расстояний в астрономии

Масштаб окружающего нас мира стал пристальным объектом изучения астрономов, начиная с Галилея. До начала двадцатого века размеры нашего мира считались достаточно небольшими (галактическими). Только подтверждение внегалактического характера спиральных туманностей — открытие в них цефеид Эдвином Хабблом — со всей очевидностью доказало поистине гигантские размеры Вселенной. Одновременно с этим было установлено, что:

• все далёкие галактики от нас удаляются;
• с увеличением расстояния это происходит всё быстрее.

Закон разбегания — это закон Хаббла V=H0r, где H0 — постоянная, ныне называемая «постоянной Хаббла». Правда для z > 0,01 вернее говорить, что выполняется закон cz=H0r.

Общепринятая трактовка этого явления: мы наблюдаем расширение Вселенной. Это утверждение оспаривается теорией старения фотонов и так называемой БТР-теорией. Однако сторонников обоих подходов исчезающее малое количество, не в последнюю очередь из-за отсутствия весомых наблюдательных подтверждений.

Открытие Хаббла было бы невозможным, если бы не были созданы первые ступени лестницы расстояний. В основе этой лестницы лежит метод тригонометрических парралаксов — единственный прямой метод определения расстояния, доступный астрономам. Все остальные методы — либо косвенны, либо моделезависимы.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Метод тригонометрических параллаксов

 

ПАРАЛЛА́КС в астрономии (параллактическое смещение) — видимое изменение положения небесного светила вследствие перемещения наблюдателя; различают параллакс, обусловленный вращением Земли (суточный параллакс), обращением Земли вокруг Солнца (годичный параллакс), движением Солнечной системы в Галактике (вековой параллакс). По параллаксу небесных светил методами тригонометрии определяют расстояния до этих светил.

Суточный параллакс определяют как угол с вершиной в центре небесного светила и со сторонами, направленными к центру Земли и к точке наблюдения на земной поверхности. Величина суточного параллакса зависит от зенитного расстояния светила и меняется с суточным периодом. Параллакс светила, находящегося на горизонте места наблюдения, называется горизонтальным параллаксом, а если при этом место наблюдения лежит на экваторе,— горизонтальным экваториальным параллаксом, постоянным для светил, находящихся на неизменном расстоянии от Земли. В значениях горизонтального экваториального параллакса выражают расстояния до небесных тел в пределах Солнечной системы (Солнца, Луны). Для среднего расстояния Солнца принята величина 8,79", для среднего расстояния Луны 57'2,6". На положение звезд вследствие их большой удаленности суточный параллакс практически не влияет.

Годичный параллакс— малый угол (при светиле) в прямоугольном треугольнике, в котором гипотенуза есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет — большая полуось земной орбиты. Годичные параллаксы служат для определения расстояний до звезд; эти параллаксы вследствие их малости могут считаться обратно пропорциональными расстояниям до звезд (параллаксу 1" соответствует расстояние в 1 парсек). Параллакс ближайшей звезды — Проксимы Центавра составляет 0,76". Параллаксы, определенные путем непосредственных измерений видимых смещений звезд на фоне значительно более удаленных звезд, называются тригонометрическими. Тригонометрические параллаксы вследствие их малости возможно измерить лишь для ближайших звезд. Сопоставление параллаксов с абсолютными звездными величинами и особенностями спектров этих звезд позволило выявить зависимости, используемые для оценки расстояний до других, более удаленных звезд, для которых определить тригонометрический параллакс невозможно. Параллакс выявленный таким путем, называется спектральным параллаксом.

Вековой параллакс — угловое смещение звезды за год, обусловленное движением Солнечной системы и отнесенное к направлению, перпендикулярному этому движению. В отличие от суточного и годичного параллаксов, связанных с периодическими смещениями звезд на небесной сфере, вековой параллакс определяется по параллактическому смещению, непрерывно возрастающему с течением времени. Вследствие собственных движений звезд вековые параллаксы определяются только статистически по отношению к достаточно большой группе звезд. При этом предполагается, что пекулярные движения звезд в этой группе в среднем равны нулю. Вековые параллаксы используются в звездной астрономии, так как с их помощью можно оценивать расстояния, значительно большие, чем те, которые получают при измерениях годичных параллаксов. Соответствующие им расстояния верны лишь в среднем для всей охваченной измерениями группы звезд, для индивидуальных звезд они могут значительно отличаться от действительных.

Получаемое таким методом расстояние является геометрическим (угловым), а большинство остальных методов измеряет фотометрические расстояния, так как размеры более удалённых объектов либо слишком малы, либо неизвестны с достаточной точностью.

 

 

 

Метод определения расстояния по цефеидам и звёздам типа RR Лиры

 

На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования, и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.

Метод относится к классу фотометрических: если есть источник, светимость которого известна (так называемая стандартная свеча), то искомое расстояние вычисляется по формуле

 

 

где M — абсолютная звёздная величина, m — наблюдаемая звёздная величина, а d0 = 10 пк.

 

Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:

• Для цефеид существует хорошая зависимость «Период пульсации — Абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
• Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет [7].

Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:

1. Необходимо выделить отдельные звёзды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звёзды.
2. Необходимо учитывать поглощение света пылью и её неоднородность распределения в пространстве.

Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль пункта зависимости «Период пульсации — Светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит и менялось расстояние, измеряемое подобным способом. Светимость звезд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но все же зависит от концентрации тяжелых элементов.

 

Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia