Строение и эволюция вселенной. Эволюция вселенной
 Скачать 15.25 Kb.
|
|
ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ Звёзды во Вселенной объединены в гигант ские звёздные системы, называемые галак тиками. Звёздная система, в составе которой находится наше Солнце, называется Галак микой (или Млечным Путём, поскольку слово галактикос» в переводе с греческого о3 начает «млечный, молочный»). Число звёзд в Галактике по рядка 1012. Светлая серебристия полоса звезд. Опоясывающая все небо, которую мы называем Млечным Путём, представляет собой основную часть нашей Галактики, по форме напоми нающую линзу или чечевицу (рис. 215). Диаметр Галактики приблизительно равен 30000 к или почти 100 000 световых лет Галактика не имеет чётких границ-по кра ям звёздная плотность постепенно сходит на нет. В центре Галактики расположено ядро диаметром 1000-2000 пк-гигантское уплот нённое скопление звезд. Масса Галактики при близительно равна 2. 1011 масс Солнца. Помимо звёзд, планет и малых тел, имею щихся в некоторых звёздных системах, в со став Галактики входит ещё рассеянная мате рия межзвёздный газ, пыль, излучаемые звёздами заряженные частицы. Масса пассе 1 янной материи составляет часть массы 1000 Галактики. По классификации, проведенной американским астрономом Эдви ном Хабблом, существует три вида галактик: эллиптические, спираль ные и неправильные. Наша Галакти ка является спиральной (рис. 216). Солнечная система расположена между двумя спиральными ветвями, где количество звёзд сравнительно невелико. Большинство галактик сосредоточено в ско пленнях. Вся система скоплений галактик (на которых нам пока известна только их часть) называется Метагалактикой. Для выяснен прошлого и будущего на блюдаемой Вселенной важное значение имеет создание теоретических моделей изучаемого объекта. Первые научно обоснованные модели Вселенной были созданы российским физиком Александром Александровичем Фридма ном. Для ответа на важные космологические вопросы, например о стационарности или не стационарности Вселенной, о её форме, радиу се кривизны и многие другие, он воспользовал ся созданной Эйнштейном в 1916 г. Общей тео рией относительности (теорией всемирного тяготения). В 1922 г. Фридман проанализировал систе му из десяти сложнейших уравнений теории относительности и пришел к фундаментально му выводу о том, что ни при каких условиях их решение не может быть единственным. Это оз начает, что общая теория относительности не даёт одного определённого ответа на поставлен ные вопросы. Тем не менее Фридман понял, как можно получить ответ (хоть и неоднознач ный) на вопрос, что может представлять собой Вселенная с точки зрения общей теории относи тельности. Он нашёл новые, вполне опреде лённые решения уравнений общей теории от носительности в виде трёх возможных моделей нестационарной Вселенной. Две из них опи сывали монотонно расширяющуюся Вселенную (с монотонно растущим радиусом кривизны), а третья – пе риодическую Вселенную (радиус кри визны ее пространства сначала воз растал от нуля до некоторой величи АЛЕКСАНДРОВИЧ Тематик, физик датель первых анных моделей ны, после чего уменьшался до нуля). «дсказал расши Из этих моделей следует вывод о том, что Вселенная не может оста ваться постоянной, она должна расшириться или сжиматься под действием гравитацион ных сил. Во времена фрижени галактик ничего не было известно. Но в 1929 г. Хаббл, на блюдая спектры далеких галактик с помощью телескопа с большим разрешением, обнаружил, что спектральные линии смещены в длинновол новую область, т. е. в сторону красных линий. В соответствии с эффектом Доплера это озна чало, что расстояние между наблюдателем с Земли и галактиками увеличивалось, а частота исследуемого излучения уменьшалась. Более того, сопоставив расстояния до галактик и ве личину смещения в их спектрах, Хаббл открыл следующий закон (названный впоследствии его именем): скорости удаления галактик пропор циональны расстоянию до них. v=HR, где с-скорость движения галактики относи тельно наблюдателя, R - расстояние до нее. H=72 км/(с. Мик) - постоянная Хаббла. По смещению спектральных линий можно определять не только скорости галактик, но и расстояния до них. Данный закон следовал из моделей Фридма на, описывающих расширяющуюся Вселен ную. Поэтому можно сказать, что возможность расширения Вселенной была теоретически предсказана до открытия закона Хаббла. По современным представлениям, наблюдае мая Вселенная возникла около 14 млрд лет назад в результате Большого взрыва и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. |