Сучасні уявлення про великомасштабну структуру Всесвіту

Размещено на http://www.allbest.ru

Размещено на http://www.allbest.ru

НАЦІОНАЛЬНИЙ ПЕДАГОГІЧНИЙ УНІВЕРСИТЕТ ІМЕНІ

М. П. ДРАГОМАНОВА

ФІЗИКО-МАТЕМАТИЧНИЙ ІНСТИТУТ

Кафедра експериментальної і теоретичної фізики та астрономії

Курсова робота

Сучасні уявлення про великомасштабну структуру Всесвіту

Виконала: студентка 52 АФІ групи

Дика Оксана Олександрівна Науковий керівник: старший викладач

Ващенко Олена Петрівна

Київ 2015



ВСТУП

Однією з найзагадковіших на сьогоднішній день наук є астрономія. У ній, як ні в якій іншій скільки питань, на які ми не можемо, але пробуємо знайти відповіді. Одним з таких глобальних питань - це питання про виникнення и розподілення різних форм матерії нашого Всесвіту. Коли з моменту Великого Вибуху протоматерія почала формуватися у зорі, галактики, які ми можемо спостерігати сьогодні?

Численні вісники світів приносять нам цінні відомості про Всесвіт. Але ця інформація була б просто набором різних фактів, якби людина не уміла аналізувати їх, знаходити можливі зв'язки між ними, розкривати закономірності, які ними управляють, якби людина не володіла можливістю мислити. Саме розум людини дозволив їй створити ті чудові прилади та інструменти, за допомогою яких отримуються та розшифровуються майже всі сигнали, вісті Всесвіту.

Мало того, далеко не всі явища в оточуючому нас світі можливо безпосередньо спостерігати. І далеко не кожна подія, яку ми спостерігаємо у Всесвіті, безпосередньо випливає з чогось іншого, відомого для нас. У такому випадку на допомогу досліднику приходить навчальна теорія. Вона дозволяє розкривати залежності між різними явищами та процесами, досліджувати такі здачі, які не можливо вирішити за допомогою самих спостережень та вимірів.

Мета роботи полягає у розробці методичних підходів при вивченні зоряної та позагалактичної астрономії у вищих навчальних закладах.

Об ? єкт дослідження: великомасштабна структура Всесвіту.

Предмет дослідження: вивчення космології в курсі астрономії.

Завдання роботи:

ввести поняття Всесвіту, розглянути його будову;

розглянути теорію Великого Вибуху;

розглянути, у чому полягає парадокс Ольберса, парадокс Зеєлігера;

закон Хаббла, стала Хаббла;

моделі Всесвіту: теорія де Сітера, Всесвіт Ламетра, Всесвіт Мілна, Всесвіт Фрідмана, Всесвіт Ейнштейна- де Сітера, модель «гарячого Всесвіту»

розробити практичне заняття з теми : «Великомасштабна структура Всесвіту»



РОЗДІЛ І. Сучасні уявлення про великомасштабну структуру Всесвіту

Короткий опис будови Всесвіту

За багато століть свого розвитку астрономія зібрала колосальний фактичний матеріал, який дозволяє скласти деякі уявлення про будову оточуючого нас світу. Спостереженням з Землі доступно велика кількість різних об? єктів. Займана ними область простору називається Метагалактикою. Близькі об?єкти - Сонце, Місяць, планети, як правило, виявляються і найяскравішими на нашому небі. Разом з роєм твердих малих частинок, розрідженим газом і потоками елементарних частинок вони утворюють нашу Сонячну систему. Сонце знаходиться в її центрі. Сила його тяжіння визначає рух всіх інших тіл по різним орбітам. Площини цих орбіт близькі до деякої спільної площини, а самі орбіти часто не дуже відрізняються від колових.

Сонце - головне джерело енергії в нашій планетній системі і тут же зосереджена майже вся її маса. Речовина у Всесвіті також сконцентрована у подібних до Сонця газових самосвітних тілах - зорях. У них постійно проходить один із найважливіших процесів природи - утворення різних хімічних елементів в результаті термоядерних реакцій. Ці реакції - важливе джерело енергії зір. В результаті, завдяки процесам на зорях наш світ володіє набором атомів усіх відомих хімічних елементів.

Зорі у Всесвіті володіють тенденцією утворювати системи різних масштабів. Важливою частиною цієї ієрархії є великі системи сотень мільярдів зір, які називаються галактиками. Частина речовини, можливо навіть, значна, відводиться на розріджену зону, яка заповнює простір між зорями і галактиками.

Майже всі об? єкти, які можна спостерігати неозброєним оком, належать нашій зоряній системі - Галактиці. Решта галактик доступні тільки телескопам. Вони, так як і зорі, утворюють більш обширі системи - скупчення галактик, які мають сотні і тисячі членів. Скупчення галактик - найбільші об? єкти у Всесвіті. У ще більшому масштабі помітна тенденція скупчення галактик розміщуватися вздовж границь великих комірок, подібних бджолиним сотам. В межах галактик речовина розподілена вкрай неоднорідним способом. Зорі - дуже компактні об? єкти, а середня відстань між ними в десятки мільйонів разів перевищують їхні розміри. У межах скупчення галактик, у яких відстань між окремими частинами спів розмірні з їхніми розмірами, речовина розподілена значно більш рівномірно. Ще більш рівномірно, ймовірно, розподілена речовина у масштабах всієї Метагалактики. В астрономії досліджується як це розподілення речовини впливає на спільні властивості простору - часу нашого світу.

Сучасні методи астрономії дозволяють вивчати Всесвіт на великих відстанях, масштаби яких важко навіть уявити. Від найбільш віддалених об? єктів світло, яке розповсюджується зі швидкістю 300 000 км/с, йде до нас десятки мільярдів років, що виявляється спів розмірним з віком більшості об? єктів у Всесвіті. Звідси випливає що спостерігаючи деякі галактики, ми можемо ніби заглянути в далеке минуле Всесвіту и скласти собі визначене представлення про її еволюцію. На рис.1 зображено порядок деяких об? єктів Всесвіту, масштаби яких утворюють геометричну прогресію: кожен наступний квадрат відповідає збільшенню лінійних розмірів об? єктів приблизно у 1000 разів.

Почнемо з масштабу в 500 тис. км. У «вікно» такого розміру можна побачити найбільш знайому систему двох тіл - Землю та її супутник Місяць. Змінивши масштаб у 10 разів, отримаємо відстань в мільйони кілометрів.

У таке «вікно» можна побачити Сонце та ряд цікавих утворень в його атмосфері. Ще у 10 разів більше «вікно» дозволить спостерігати Сонце разом з далеко розповсюдженою його короною (рис. 1а). Квадрат зі стороною у 100 млн км охвачує Сонце разом з найближчою до нього планетою - Меркурієм. Орбіта Венери трошки не поміщається в ньому. Квадрат зі стороною в мільярд кілометрів (рис. 1 б) охвачує орбіти всіх планет до Марса та багатьох малих планет - астероїдів.

Рис.1. Просторові масштаби Всесвіту. Сторона квадрату а порядку млн. км, а кожного наступного - у 1 000 разів більше.

Змінивши масштаб ще у 10 разів, наблизимося до границь Сонячної системи і досягнемо орбіт Нептуна та системи Плутон - Харон. Відстані між зорями настільки великі, що тільки при масштабах в сотні трильйонів кілометрів ми зможемо охватити Сонце разом з найближчими до нього зорями, включаючи систему б Центавра. Далі не зручно користуватися кілометрами. Масштаб 1013 км майже відповідає світловому року, тобто шляху, який проходить світло за один рік, а приблизно три світлових роки утворюють важливу в астрономії одиницю довжини - парсек. Відстань до найближчої зорі в системі б Центавра складає 1,3 пк. Масштаб в один світловий рік спів розмірний з газовою туманністю, яка виникла навколо зорі (рис. 1 в), а відстань в сотні і тисячі світлових років відповідає скупченням зір і великим газопиловим туманностям, з яких ці зорі, як правило, виникають (рис. 1 г). Далі квадрат зі стороною в тисячі і мільйони парсеків, поступово переходимо до найважливіших структурних одиниць Всесвіту - галактикам (рис. 1 д), групам і скупченням галактик (рис. 1 е)

Місцева група галактик - сукупність галактик, до якої належить наша Галактика.

Розміри: радіус приблизно 3 млн. світлових років. Інші групи галактик віддаленні на відстані вдвоє чи втроє більші.

До неї належать:

туманнсть Андромеди (найбільша з групи), (відстань 2,3 млн. св. років), (ядро m=4m).

М33 (Спіраль в трикутнику) (спіральна галактика, третя за роміром, друга - Мол. шлях) (m=6m)

Молочний шляг

Велика Магеланова Хмара (поблизу нашої Галактики), (170 тис св років).

Мала Магеланова Хмара (210 тис. св. рокв)

Інші галактики (еліптичні і неправильні галактики, а також деяка кількість карликових сферичнихгалактик, що нагадують ізольовані шарові сукупчення). Ці карликові галактики такі малі, що на ві станнях, більших за відстань до Андромеди, виявити їх дуже складно. Тому загальна кількість їх невідома. Чотирі невеликих еліптичні галактики (NGC 221, 205, 185 і 147) є супутниками галактики М31, а Маггеланові хмари і різні карликові галактики - супутники нашої Галактики. Таким чином місцева група не має центрального згущення, а складається з двух підгруп, сконцентрованих навколо двох найбільш масивних її представників Андромеда і Молочний шлях.

Скупчення Галактик - група галактик, звязаних взаємним гравітаційним тяжінням. Просторовий розподіл галактик нерівномірний: вони мають тенденцію збиратися при відстанях порядку мільйонів світлових років. Скупчення галактик мають багато форм.

Сферичні, симетричні, неправильні, можуть мати декілька галактик, можуть мати тисячі галактик, можуть мати концентрацію до центра, а можуть і не мати, регулярні скупчення очевидно складаються тільки з еліптичних галактик, тоді як неправильні скупчення складаються з різних типів галактик, скупчення, що мають багато зір називають багатими (надскупчення).

Надскупчення галактик (рис 2)

Місцеве надскупчення галактик з центром в скупченні галактик в Діві, (50 -60 млн св років) яке містить: місцеву групу, розташовану на його периферії. Місцеве надскупчення галактик має розмір більше ста мільйонів світлових років. Вперше гіпотезу по існування запропонував Г де Вокулером в 1956 р.

Налічує понад 2000 галактик. Займає місце 120 квадратних градусів.



Космологічні моделі Всесвіту

Формування великомасштабної структури Всесвіту є центральною проблемою сучасної космології. До її елементів відносять галактики, скупчення та надскупчення галактик, порожнини в їх розподілі, хмари нейтрального водню в міжгалактичному середовищі, збурення густини, швидкості та метрики-простору часу в епоху космологічної рекомбінації, які зумовлюють флуктуації температури реліктового випромінювання. Характеристиками великомасштабної структури є просторові (дво- і триточкові) кореляційні функції галактик, їх пекулярні швидкості, функція мас та рентгенівської світності скупчень галактик, розподіли об'єктів за червоними зміщеннями. Їхні значення залежать від спектра потужності скалярних збурень густини речовини на лінійній стадії розвитку, який називають початковим спектром збурень. Його форма ( залежність амплітуди від масштабу) на великих масштабах (більших за масштаб горизонту частинки на момент рекомбінації) збігається з формою первісного спектра, який згенерований у ранню епоху внаслідок квантових флуктуацій метрики простру-часу. На менших масштабах - залежить від точних значень параметрів космологічної моделі та співвідношень густин компонентів речовини й енергії, які заповнюють Всесвіт.

Спостережувані властивості Всесвіту вказують на те, що на ранній стадії

(10-43 10-10 cек) він пройшов принаймні через одну короткочасну епоху експотенційного розширення - інфляційну стадію. Такі моделі називають інфляційними космологічними моделями.

Всесвіт Ламетра

Модель Всесвіту, яка починається з великого вибуху, потім статична фаза і наступне нескінченно довге розширення. Модель названа по імені Дж. Ламетра (1894-1966), який опублікував цю роботу в 1927 році. Він перший запропонував розглядати процес розширення Всесвіту від стану “первинного атома”, в той час, коли як Ейнштейн все ще був прибічником теорії статичного Всесвіту.

Модель Великого Вибуху

Гамов та його аспірант Ральф Алфер побудували нову, реалістичнішу версію цієї моделі. Всесвіт Леметра народилася з вибуху гіпотетичного «первинного атома», котрий вочевидь переходив рамки уявлень фізиків про природу мікросвіту. Відсотковий склад розподілу хімічних елементів у Всесвіті з урахуванням леметровскої моделі (вперше цю працю 1942 року виконав Чандрасекар) явно суперечив реальності.

У основі цієї теорії лежить припущення, що фізично Всесвіт утворилася внаслідок гігантського вибуху приблизно 15-20 мільярдів років тому, коли вся речовина і енергія сучасного Всесвіту була сконцентрована навколо одного згустку з щільністю понад 1025г/смЗ і температурою понад 1016 К. Модель Великого Вибуху було запропоновано в 1948г. нашим співвітчизником Г.А.Гамовим.

Величезний радіаційний тиск всередині згустку призвів до надзвичайно швидкого його розширенню - до Великого Вибуху. Складові частини цього згустку тепер утворюють далекі галактики. Ми бачимо їх нині такими, якими вони були приблизно 10-14 млрд. років тому назад. Отже, розширення Всесвіту виявляється природним наслідком теорії Великого Вибуху.

Дуже важливим є становлення структурної організації Всесвіту впродовж трьох хвилин, коли температура знижувалася до 109 К. Саме тоді відбувався процес первинного нуклеосинтезу - освіту ядер водню і гелію з низькою добавкою ядер дейтерію і літію. Тоді сформувалася дуже щільна плазма, що складалася з ядер водню, гелію (з добавкою ядер дейтерію і літію), електронів і фотонів. Позитивно заряджені частки (ядра водню, гелію та інших.) і негативно заряджені (електрон) обмінювалися між собою фотонами, яким у щільній плазмі було неможливо пролетіти досить далеко, тому вони були поглиненими чи відхиленими зарядженими частинками. Пробіг фотона від одного акта розсіювання до іншого був дуже незначним; тобто можна говорити про стан термодинамічної рівноваги первинної плазми і первинного випромінювання. У цей час Всесвіт являв собою гарячу швидко дедалі ширшу (отже, поступово охолоджену) непрозорий «вогневу кулю».

Принаймні охолодження цієї вогняної кулі до температури близько 4000К (коли вік Всесвіту становив близько 400 тис. років, а розмір в 1000 разів менша сучасного) електрони сповільнилися до швидкості, що дозволило ядрам водню і гелію захоплювати їх й утворити електрично нейтральні атоми. Цей процес називається рекомбинацією протонів і нейтронів. Плазма з іонізованої перетворилася на суміш нейтральних атомів водню і гелію. У ній зникли перепони на шляху руху фотонів, які перестали взаємодіяти з речовиною й одержали можливість вільного пересування у Всесвіті. Коли вік Всесвіту був 1 млн. років, випромінювання відокремилося від плазми. Всесвіт став цілком прозорим для випромінювання.

З теорії Гамова слід було уявити, що це фотони, які звільнилися після рекомбінації протонів і нейтронів, куди зникли й збереглися донині. Але в міру розширення Всесвіту їх температура знижувалася назад пропорційно розмірам Всесвіту. На цей час вона має становити близько 3К. Ці фотони повинні рівномірно заповнювати весь простір і створювати особливий космічний фон електромагнітного випромінювання. Їх кількість в одиниці об'єму висока: приблизно 400-500 фотонів в м3. Адже це випромінювання не генерується космічними тілами сучасного Всесвіту, а збереглося.

Реліктове випромінювання

У 1965 році А. Пензіас і Р. Вілсон (США) зареєстрували космічне випромінювання, інтенсивність якого не залежала від напрямку і яке не можна було приписати відомим радіоджерелам. Це зареєстроване реліктове випромінювання є доказом того, що Всесвіт був гарячим. Температура реліктового випромінювання становить 2,7 К.

Згідно з теорією гарячого Всесвіту, просторово-часові властивості останнього надзвичайно точно описує одна із трьох моделей Фрідмана -- відкрита, замкнута або плоска. За будь-якої умови Всесвіт повинен був народитися в сингулярному стані з нескінченно великими густиною і температурою на момент Великого Вибуху. Коли відбувалося подальше розширення, температура Всесвіту знижувалася й поступово досягла сучасного значення 2,7 К.

Маючи ряд незаперечних достоїнств, теорія гарячого Всесвіту, проте, з деяких поглядів є недостатньо задовільною. Так, зокрема, вона не дає відповіді на питання: чому доступна для спостережень частина Всесвіту однорідна; звідки в цьому однорідному світі з'явилися первинні неоднорідності, необхідні для утворення галактик; чому різні ділянки Всесвіту, що сформувалися незалежно одна від однієї, у наш час мають практично однаковий вигляд.

Нині особливої популярності набули теорія Калуци-Клейна і теорія суперструктур, згідно з якими простір-час Всесвіту спочатку мав розмірність d > 4, але в деяких напрямках простір нібито стиснувся в тонку трубку. Тому макроскопічні тіла не можуть рухатися в цих напрямках і простір-час видається чотиривимірним. Від того, скількох змін зазнало стиснення і як саме воно відбулося, залежить і ефективна розмірність простору Всесвіту та властивості елементарних частинок у ньому.

Фотометричний парадокс Ольберса

Перший прорив у цій спокійній класичній космології було зроблено у XVIII столітті. У 1744 році астроном Р. Шезо висловив сумнів у просторовій нескінченності Всесвіту. Якщо припустити, стверджував Р. Шезо, що в нескінченному Всесвіті існує безліч зірок і вони розподілені в просторі рівномірно, то тоді в будь-якому напрямку погляд земного спостерігача неодмінно натикався б на яку-небудь зірку. Легко підрахувати, що небосхил, суцільно всіяний зірками, мав би таку яскравість, що навіть Сонце на його тлі виглядало 6, як чорна пляма! Незалежно від Шезо в 1823 році до таких же висновків прийшов німецький астроном Ф. Ольберс. Це парадоксальне твердження дістало в астрономії назву фотометричного парадоксу Шезо-Ольберса.

В 1826 році німецький астроном Генріх Ольберс (1758 - 1840) звернув увагу на той факт, що при нескінченному віці Всесвіту, більш-менш однорідно заповненої зорями, небо повинно бути залите світлом, тому що кожен промінь зору від спостерігача, в кінцевому рахунку, натикається на зорю. Парадокс в тому, що не дивлячись на це небо вночі темне.

Ольберс пояснив це явище поглинанням світла у міжзоряному просторі в силу того що простір частково заповнений речовиною, яка поглинає світло, наприклад міжзоряними пиловими хмарами. Але з появою першого закону термодинаміки це пояснення стало неправильним, тому що поглинаючи світло, міжзоряна речовина безперервно нагрівалася б, і сама почала би випромінювати світло.

Остаточно парадокс Ольберса вдалося вирішити у ХХ ст. тепер відомо, що Всесвіт має свій вік. Якщо, як вважається, Великий Вибух стався близько 15 мільярдів років тому, то астрономи можуть спостерігати об'єкти на відстані не більшій ніж 15 мільярдів світлових років. Тому число зір на нічному небі хоча і велике, але не по кожному напрямі ми бачимо зорю. Крім того, ми знаємо що зорі з часом «помирають» і перестають випромінювати світло.

Парадокс Зеєлігера

Наприкінці XIX століття німецький астроном К. Зеєлігер звернув увагу і на інший парадокс, що неминуче випливає з уявлень про нескінченний Всесвіт із рівномірно розподіленими в ньому небесними тілами: сила тяжіння, що діє з боку всіх тіл Всесвіту на дане тіло, є нескінченно великою. При цьому відносні швидкості небесних тіл теж могли бути нескінченно великими. Так як нічого подібного не спостерігається, то К. Зеєлігер зробив висновок, що кількість небесних тіл обмежена, а Всесвіт не є нескінченним.

Парадокси Зеєлігера й Ш підірвали впевненість у нескінченності Всесвіту. Ці космічні парадокси залишалися без відповіді до двадцятих років ХХ століття, коли на зміну класичній космології прийшла гіпотеза про скінченний Всесвіт, який розширюється. Цю гіпотезу в 1917 році висунув Альберт Ейнштейн.

Закон Хаббла. Стала Хаббла

всесвіт парадокс ольберс закон хаббл

Космологічний закон, який характеризує розширення Всесвіту, відомий саме як закон Хаббла. Він допомагає під час оцінки часу обчислення Всесвіту. Обрахунки проводяться з урахуванням коефіцієнта пропорційності, який називається сталою Хаббла. За допомогою залежності «період- світність», Хаббл виміряв відстань до деяких цефеїди. Ще він помітив червоні зміщення їх галактик, що дозволило знайти радіальні швидкості. Ці експерименти бул провелені у 1929 році.

Величина коефіцієнта пропорційності, якого він вивів, складала приблизно 500 км/сек на 1 Мпк. Цей недолік пояснюється тим, що Хаббл не врахував пправки на поглинання, яка в його час ще не була відкрита. Плюс до цього, не були прийняті до уваги власні швидкості галактик, разом зі швидкістю, яка спільна для загальної групи галактик. Також варто враховувати що під «розширенням Всесвіту» розуміється не простий розліт галактик у просторі.

Ця величина, що входить до складу закону Хаббла, яка показує значення відстані до об'єкта, який знаходиться за межами нашої галактики та швидкості, та і віддалення. Використовуючи сталу Хаббла можна визначити, що галактика, відстань до якої 10 Мпк, віддаляється зі швидкістю 700 км/с.

Перше, що зробив Хаббл, -- розрахував відстань до цефеїд околицях туманності Андромеди, отже, й аж до туманності: 900 000 світлових років (точніше інтерв'ю, розраховане сьогодні відстань до галактики Андромеди (а її тепер називають) становить 2,3 мільйона світлових років. -- прим. автора) -- тобто туманність перебуває далеко поза Чумацького Шляху -- нашої галактики. Проспостерігавши цю та інші туманності, Хаббл дійшов базовому висновку про структуру Всесвіту: вона з набору величезних зоряних скупчень -- галактик. Саме які й видаються в небі далекими туманними «хмарами», оскільки окремих зірок настільки величезному видаленні ми розглянути просто ні можемо. Одного цього відкриття, взагалі-то, вистачило б Хабблу для всесвітнього визнання його заслуг перед наукою.

Вчений, проте, цим обмежився, і підгледів одне важливе аспект у даних, який астрономи стежили і колись, але інтерпретувати важко було. Як-от: що спостерігається довжина спектральних світлових хвиль, випромінюваних атомами віддалених галактик, трохи нижче довжини спектральних хвиль, випромінюваних тими самими атомами за умов земних лабораторій. Тобто спектрі випромінювання сусідніх галактик квант світла, випромінюваний атомом при стрибку електрона з орбіти на орбіту, зміщений за частотою у бік червоною частини спектра проти аналогічним квантом зіпсований настільки ж атомом Землі. Хаббл взяв він сміливість інтерпретувати це спостереження як вияв ефекту Доплера, що СРСР розвалився, що це спостережувані сусідні галактики видаляються від Землі, тому що в практично всіх галактичних об'єктів поза Чумацького Шляху спостерігається саме червоне спектральне усунення, пропорційне швидкості їх видалення.

Найголовніше, Хабблу вдалося зіставити результати своїх вимірів відстаней до сусідніх галактик (за спостереженнями змінних цефеїд) з вимірами швидкостей їх видалення (по червоному зміщення). Хаббл з'ясував, що далі ми перебуває галактика, то з більшою швидкістю вона видаляється. Цю саму явище центронапрямленого «розбігання» видимої Всесвіту з наростаючою швидкістю у міру віддалення від локальної точки спостереження та одержало назву закону Хаббла. Математиго він формулюється досить легко:

де v -- швидкість видалення галактики ми,r -- відстань досяжна, а H -- так звана стала Хаббла. Остання визначається експериментально, і сьогодні оцінюється як рівна приблизно 70км/(с·Мпк) (кілометрів на секунду на мегапарсек; 1Мпк приблизно дорівнює 3,3 мільйонам світлових років). І це означає, що галактика, віддалена ми на відстань 10мегапарсек, втікає ми зі швидкістю 700 км/с, галактика, віддалена на 100Мпк, -- зі швидкістю 7000 км/с, тощо. буд. І, хоча спочаткуХаббл прийшов до цього закону по результатом спостереження всього кілька найближчих до нас галактик, жодна з багатьох відкритих відтоді нових, дедалі більше віддалених від Чумацького Шляху галактик видимої Всесвіту з-під дії цього закону не випадає.

Отже, головне і -- начебто -- неймовірний висновок закону Хаббла: Всесвіт розширюється! Мені цей спосіб найнаочніше представляється так:, Галактики розбігаються за однією простої причини: розширюється сама тканину світового простору. Усі спостерігачі (і ми із Вами не виняток) вважають для себе які у центрі Всесвіту. Найліпше це сформулював мислитель 15 століття Микола Кузанский: «Будь-яка точка є центр безмежної Всесвіту».

Проте закон Хаббла підказує нас і ще щось про природу Всесвіту -- і це «щось» є просто-таки екстраординарної. У Всесвіту був початок у часі. І це дуже нескладне умовивід: досить взяти й подумки «прокрутити тому» умовну кінокартину спостережуваного нами розширення Всесвіту -- і ми дійдемо до точки, коли все речовина світобудови стискалося в щільний клубо кротоматерии, укладений у зовсім невеличкому у порівнянні з теперішніми масштабами Всесвіту обсязі. Ставлення до Всесвіту, яка зверх плотного згустку надгарячої речовини і відтоді розширення іостивающей, одержало назву теорії Великого Вибуху, і більше вдалою космологічної моделі походження і еволюції Всесвіту сьогодні немає. Закон Хаббла, до речі, допомагає також оцінити вік Всесвіту (звісно, дуже спрощено і близько). Припустимо, що це галактики від початку віддалялися ми з тією ж швидкістю v, яку ми бачимо сьогодні. Нехай -- час, що минув від почала їх розльоту. Це буде вік Всесвіту, й він співвідношеннями:

де H -- стала Хаббла. Отже, вимірявши швидкості видалення зовнішніх галактик і експериментально визначивши М, ми цим отримуємо й оцінку часу, протягом якого галактики розбігаються. Це і передбачене час існування Всесвіту. Постарайтеся запам'ятати: із найбільш останніми оцінками, вік нашого Всесвіту становить близько 15 мільярдів років, плюс-мінус кілька мільярдів років. (Порівняйте: вік Землі становить 4,5 мільярдів років, а життя в ній зародилася близько чотирьох мільярдів років тому )



Теорія де Сітера

Ця нереалістична гіпотеза мала, тим щонайменше, історично важливого значення, що у ній вперше висувалася ідея про розширення, а чи не статичної Всесвіту. [6]

Відсутність речовини було, звісно, слабким місцем моделі де Ситтера. Але була в неї родовищ і одне істотне гідність. Відповідно до теорії деСиттера, що далі погляд земного спостерігача проникав у простір, то повільніша мали йому здаватися що відбуваються там процеси. Варто було ж здійснити подорож «у ці віддалені області ліні і неквапливості» на космічний корабель, як у міру нашого наближення ми побачили б поступове пожвавлення часоплину. І моменту нашого прибуття життя вирувало там у звичайному темпі. Це можна було витлумачити, як пророцтво майбутнього червоного усунення. На жаль, у роки цього хто б звернув увагу.

В Всесвіті не існує ні речовини ні випромінення. Ця нереалістична гіпотеза мала важливе значення, оскільки в ній вперше висувалась теорія Всесвіту, що розширюється.

Всесвіт Мілна

Модель розширення Всесвіту без використання загальної теорії відносності, запропонована в 1948 році Едвардом Мілном. Всесвіт розширюється, ізотропний і однорідний, не містить речовини. Має негативну кривизну і не замкнутий.

Всесвіт Фрідмана

Модель Всесвіту, яка може колапсувати всередину себе. У 1922 р. радянський математик А.А. Фрідман, аналізуючи рівняння загальної теорії відносності Ейнштейна, дійшов висновку, що Всесвіт неспроможний перебувати у стаціонарному стані -- він повинен переважно або розширюватися, або пульсувати. Спочатку цю роботу (1922 і 1924 рр.) повністю проігноровано, але згодом неї звернули увагу у зв'язку з моделлю Всесвіту Леметра. Всесвіт Фрідмана можливо замкнутий, якщо щільність речовини у ньому досить велика, щоб зупинити розширення. Це призвело до пошуку так званої маси, які бракує. Надалі висновки Фрідмана отримали підтвердження у астрономічних спостереженнях, які виявили в спектрах галактик так зване червоний зсув спектральних ліній, що відповідає взаємному видалення цих зоряних систем.

Всесвіт Ейнштейна - де Сітера

Найпростіша із сучасних космологічних моделей, у якій Всесвіт має нульовий тиск, нульову кривизну (тобто. пласку геометрію) і безмежну протяжність, та її розширення необмежена у просторі та у часі. Запропонована в 1932 р., ця модель є приватною випадком (за нульової кривизні) більш загальній всесвіту Фрідмана

Сама простіша з існуючих теорій розвитку Всесвіту. В ній Всесвіт має нульовий тиск, нульову кривизну (евклідова геометрія). Запрпонована в 1932 році.

Всесвіт ієрархічний

Модель, в якій аналогічні процеси обєднання ідуть на всіх рівнях: зорі утворюють галактики, галактики утворюють скупчення ті в свою чергу утворюють надскупчення. Сучасні дані говорять про те, що обєднання галактик реалізуються в масштабі порядку 150 млн св років. В більшому масштабі Всесвіт е більш-менш однорідний..

Всесвіт, що роздувається

Клас моделей Великого вибуху, у яких на ранній стадії еволюції є період прискореного розширення Всесвіту. При таких умовах вивільнилось би велика кількість енергії, що містилась до цього в вакуумі простору-часу. На протязі деякого часу горизонт Всесвіту розширювався б зі швидкістю, що набагато перевищує швидкість світла. Ця теорія здатна пояснити існування Всесвіту, який розширюється і його однорідність.

Модель “гарячого всесвіту”

Існує проблема прихованої маси, яка в свою чергу може бути або холодною або гарячою. За допомогою компютерного моделювання встановлено, що холодна темна матерія не могла утворити існуючу кількість неоднорідностей (зорі, галактики, скупчення, надскупчення). Якщо припустити що на ранніх стадіях розвитку всесвіту (до настання рівноваги між випроміненням і речовиною) мала місце темна гаряча матерія, то кількість неоднорідностей повинна була би бути набагато більша. Отже жодне з припущень (гарячої і холодної темної матерії) не має логічного підтвердження.

Інфляційна модель Всесвіту

У сучасній космології поряд з гіпотезою Великого вибуху обґрунтовується інфляційна модель Всесвіту, в якій розглядається ідея творіння Всесвіту. Ця ідея має складне обґрунтування і пов'язана з квантовою космологією. У даній моделі описується еволюція Всесвіту, починаючи з моменту 10 с після початку розширення.

Відповідно до інфляційної гіпотезою космічна еволюція в ранньому Всесвіті проходить ряд етапів.

Початок Всесвіту визначається як стан квантової супергравітації з радіусом Всесвіту в 10 см (розмір атома 10) Основні події в ранньому Всесвіті розігрувалися за нікчемно малий проміжок часу від 10 с до 10 с.

У стадії інфляції створювалося сам простір і час Всесвіту. Весь цей початковий період у Всесвіті не було ні речовини, ні випромінювання. Потім стан помилкового вакууму розпалося, вивільнити енергію пішла на народження важких частинок і античастинок, які, проанігілірували, дали потужний спалах випромінювання (світла), освітившись космос. Так відбувся перехід від інфляційної стадії до фотонів.

Етап відділення речовини від випромінювання: що залишився після анігіляції речовина стала прозорим для випромінювання, контакт між речовиною і випромінюванням пропав.

В подальшому розвиток Всесвіту йшло в напрямку від максимально простого однорідного стану до створення дедалі більш складних структур - атомів, галактик, зірок, планет, синтезу важких елементів в надрах зірок, в тому числі і необхідних для створення життя, виникнення життя і людини.



РОЗДІЛ ІІ. Методичні розробки до викладання теми: «Сучасні уявлення про великомасштабну структуру Всесвіту»

Практичне заняття

Великомасштабна структура Всесвіту

Мета: навчитися використовувати спостереження червоних зміщень разом з їхніми координатами на небі для отримання тривимірної карти

найближчої області неба. Зрозуміти як матерія розташована у Всесвіті на великих масштабах. Оцінити деякі специфічні труднощі, що виникають при побудові та інтерпретації великомасштабної просторової карти Всесвіту.

Завдання

Знайти галактики в окремій області неба згідно списка, складеного попередниками.

Отримати спектри цих галактик, використовуючи модельні телескопи та спектрометри.

Виділити головні риси спектрів галактики.

Виміряти довжини хвиль головних спектральних ліній спектра галактики.

Обчислити червоні зміщення z та радіальні швидкості галактик.

Нанести радіальні швидкості і положення на клиновидній діаграмі для створення тривимірної карти околиць нашої Галактики.

Інтерпретувати розподіл галактик, який відображено на діаграмі, як прояв великомасштабної структури.

Знайти та оцінити типові розміри великомасштабних структур - надскупчень та пустот.

Деякі терміни, знання яких обов?язкове

Ангстрем

Абсолютна величина

Видима величина

Галактика

Довжина хвилі

Доплерівський зсув

Еліптичні галактики

Клиновидна діаграма

Класифікацфя галактик

Лінії поглинання

Місцева група

Мегапарсек

Модуль відстані

Неправильні галактики

Парсек

Радіальна швидкість

Спектр

Спектрометр

Скупчення Coma

Скупчення галактик

Співвідношення Хаббла

Спіральна галактика

Стала Хаббла

Суперскупчення

Схилення

Пряме піднесення

Фотон

Цефеїди

Червоне зміщення, Z

Ca ІІ K, Ca ІІ H

Великомасштабний розподіл матерії

Побудова карти Всесвіту нелегка задача, але зрозуміти, чому це важко, насправді досить просто. Досить важко визначити форму та протяжність лісу, якщо ви стоїте всередині нього. Дерева навколо, куди не глянь, але наскільки довго вони тягнуться? Де межа лісу, якщо вона взагалі є? І що за ліс? Чи він виглядає посадженим випадково та рівномірно, чи може в ньому зустрічаються галявини та зарослі? Наземний спостерігач може знайти відповіді на ці питання, мандруючи лісом, озброївшись компасом та GPS приймачем, і наносячи на карту все, що зустрінеться по дорозі на листок масштабного паперу. Але уявімо собі значно складнішу задачу: спостерігач прив”язаний до дерева і не може відійти від свого місця. З такою ж проблемою стикається наземний спостерігач коли мова йде про огляд Всесвіту. Ми мусимо робити огляд (галактик, звичайно, а не дерев), з окремої точки, - нашої Сонячної системи, - розташованої десь на 2/3 шляху від центра Галактики до її краю.

Дві з трьох необхідних для цього координат справді дуже легко отримати. Це кутові небесні координати, пряме піднесення та схилення, що зразу показують нам у якому місці небесної сфери розташована галактика. На протязі років, вивчаючи астрофотографії, астрономи склали великі каталоги, що містять координати сотень тисяч галактик. Вони також знайшли, що в межах, доступних для наших телескопів, можна знайти сотні мільярдів галактик.

Однак, цього мало. Дві небесні координати вказують нам лише напрям на галактику. Третя координата, - відстань, - так необхідна для складання надійної просторової карти, на жаль знаходиться дуже непросто. Малі, слабкі галактики, розташовані близько, виглядають так само, як великі і яскраві, але далекі. За винятком найближчих галактик, ми не розрізняємо в галактиках окремих зірок, які можна було б використати для знаходження відстаней. Як же надійно знаходити відстані до галактик?

Розв”язок цієї проблеми полягає в використанні розширення Всесвіту щоб отримати відстань. Під розширенням Всесвіту ми розуміємо, що з часом відстані між окремими галактиками зростають. Будь-який спостерігач на будь-якій галактиці буде бачити теж: всі галактики розбігаються, і чим далі вони, тим швидше втікають.

Зростання швидкості розбігання галактик з відстанню вперше було помічено астрономом Едвіном Хабблом в 1920 році, який виміряв відстані до найближчих галактик виходячи з яскравості цефеїд, які він знайшов у них. Він знайшов швидкості (радіальні швидкості), вимірявши довжини хвиль ліній поглинання у спектрах цефеїд. Завдяки ефекту Доплера, довжини ліній поглинання виявляються тим більшими (зміщеними у червону ділянку спектра), чим швидше рухається галактика.

Співвідношення Хаббла дає нам ключ до визначення третьої координати. Оскільки відстань до галактики пропорційна зміщенню хвиль у напрямку червоного кінця спектра, ми можемо просто отримати спектр, знайти зсув лінії і використати його як міру відстані. Таким чином можна будувати трьохвимірні графіки у координатах: пряме піднесення, схилення, відстань. Будемо сподіватися, що такий графік покаже всі основні великомасштабні структури Всесвіту.

Звичайно, тільки отримавши спектри великої кількості галактик, можна побудувати контури світу. Спочатку, звичайно, це був дуже тривалий процес. Хаббл деколи експонував пластинку на протязі кількох годин тільки щоб отримати спектр однієї галактики. Але уже в 80-х роках методи спектроскопії зробили можливим отримання спектрів не за години, а за хвилини і кілька груп астрономів почали створення оглядів галактик. Одною з найважливіших серед цих піонерських робіт була робота Дж.Хукри та М.Геллер з Гарвардського центру астрофізичних досліджень у Кембріджі. Цей спектральний огляд містить інформацію про всі яскраві галактики в обмеженій області простору в напрямі сузір”я Волосся Вероніки.

Карти, які можна отримати на основі оглядів галактик, показують, що галактики розміщені у просторі далеко не рівномірно, навпаки, вони концентруються в великих листах, скупченнях, розділених пустотами в яких галактик мало, або немає зовсім. Один з таких величезних листів, “Велика стіна”, очевидно, проходить через весь огляд.

Навіть сучасні методи, що дозволяють працювати з тисячами галактик, вимагають для цього досить багато часу і тому робота ще дуже далека від завершення. Тільки невелика частина, (близько 10-4) всього видимого Всесвіту уже картографована. Описання великомасштабної структури Всесвіту за такою малесенькою вибіркою нагадує спробу описати нашу планету за картою одного острова. Однак, деякі основні висновки вже можна зробити. В нашій роботі ви аналізуватимете ту ж ділянку неба, що покривається Гарвардським оглядом. Кількість галактик в каталозі, однак, зменшена, а управління інструментом спрощене, але головні процеси такі ж, якими користуються зараз при детальному дослідженні тонкої структури Всесвіту.



Загальна методика

Програма для лабораторної роботи надає вам можливість управління одним з трьох оптичних телескопів, кожен з яких обладнаний телекамерою (щоб бачити область неба, на яку направлено телескоп), та електронним спектрометром для отримання спектра світла, зібраного телескопом. З цим обладнанням ви повинні провести огляд галактик в обмеженій області неба. Ви повинні отримати спектри усіх галактик цієї області, виміряти довжини хвиль визначних ліній їх спектрів, використати ці дані для отримання червоних зміщень та радіальних швидкостей усіх галактик. Маючи ці дані, ви повинні побудувати карту розподілу всіх галактик області неба. На карті повинні проявитися деякі з головних крупномасштабних утворень Всесвіту, після чого ви повинні визначити характерні форми та розміри цих утворень шляхом повного вивчення та вичерпного аналізу.

Шматок неба, який ви повинні вивчити, займає 60 градусів з сходу на захід (пряме піднесення від 12 до 16 годин) та 5 градусів з півночі на південь (схилення від +27 до +32). Цей район вибраний в першу чергу для зручності: він високо в небі північної півкулі, його випромінювання не поглинається газом та пилом нашої Галактики. Більше того, в цьому напрямку розташовані деякі з найбагатших груп галактик, що належать до скупчення Волосся Вероніки. Список галактик, які підлягають вивченню, наведений у Додатку 4.

У списку понад 200 галактик. Для нашої роботи будемо вважати, що це всі галактики, які можна побачити у телескоп. Фактично, їх значно більше, але ми викинули зі списка більшість з них, щоб робота не була такою монотонною та довготривалою. Такий підхід теж досить реалістичний, оскільки навіть при найкращих умовах, астрономічні каталоги галактик не можуть включати всі галактики виділеного об”єму простору. Слабкі галактики, широко представлені у просторі, важко побачити і порахувати. Однак, наш список містить досить галактик, щоб показати великомасштабні утвори видимого Всесвіту у вибраному напрямку.

Спостереження двохсот галактик вимагають досить довгого часу для однієї аудиторної роботи. Як ця робота буде виконуватися, залежить від вашого викладача. Можна, наприклад організувати роботу так, щоб кожна лабораторна група проспостерігала, скажімо, 20 галактик зі списка. Далі групи об”єднують свої результати, щоб отримати єдиний ряд спостережень, з якого отримують спільну карту великомасштабної структури. Таке об”єднання зусиль характерне для всієї сучасної астрономії, вчені часто об”єднують зусилля, розділяючи великі “важкопідйомні” проекти на менші частини, розділяючі ці частини між різними групами вчених, в тому числі і на основі міждержавних договорів. Ви можете виконувати роботу на протязі кількох занять, або виділивши для роботи додатковий час.

Область неба, що підлягає вивченню, нагадує сектор, або шматок торта. Товщина його визначається різницею схиленнь, кут при вершині - різницею прямих піднесень, а його радіус - відстаню до найдальшої галактики вибірки.

Деталі методики

Телескоп можна направити у вказаному напрямку або кнопками N, S, E, W, або набравши значення координат у відповідних текстових полях та задавши команду установки на об”єкт. Ви маєте список всіх галактик з їх координатими в нашій області, тому ви можете просто набрати координати, вибравши їх зі списка. Телекамера, приєднана до телескопа, дозволить побачити галактику, на яку ми направили інструмент, і за допомогою кнопок тонкого наведення ми можемо встановити телескоп так, щоб світло галактики проходило у щілину приєднаного до телескопа спектрометра. Після цього вмикаємо спектрометр, який починає процес збору фотонів від галактики і на екрані потроху з”являється спектр - графік залежності інтенсивності світла від довжини хвилі. Збирається все більше та більше фотонів і ви отримуєте можливість вирізнити спектральні лінії галактики (Н та К лінії кальцію) і вимірювати їх довжини хвиль, встановлюючи на них курсор миші. Довжини хвиль будуть більші, ніж лабораторні довжини ціх ліній, (3970 і 3933 ангстрем відповідно), так як галактики віддаляються. Спектрометр також дає видиму зоряну величину галактики, знаходячи її з інтенсивності потоку фотонів, що приходять від галактики. Отже, для кожної галактики ви отримуєте довжини Н та К ліній кальцію та зоряну величину.

Оце і всі необхідні вам дані. З них ви можете обчислити червоне зміщення, z, радіальну швидкість, v, (за формулами ефекту Доплера), відстань, (за формулами закону Хаббла). Щоб зекономити трохи часу, можна не обчислювати відстані для всіх галактик. Оскільки відстані пропорційні до червоного зміщення або швидкості, ми може-мо наносити для кожної галактики z або v, при цьому ми отримаємо досить добру картину розташування галактик у просторі. Свою карту покажемо як двовимірну клиновидну діаграму. На ній бачимо сектор простору, так, як ми його побачили зовні. Відстані нанесені по радіусу від вершини сектора, пряме піднесення - проти годинникової стрілки. Поступово наносячи свої дані та дані своїх товаришів, будемо отримувати все детальнішу картину загальної форми скупчень та пустот.

Отримання спектрів за допомогою модельних приладів

Програма моделює роботу сучасного цифрового телескопа і спектрометра. Отримаємо спектр галактики і виміряємо її червоне зміщення. Доступними пунктами меню головного вікна програми є пункти Run та Quit. Виберемо Run та почнемо роботу. На екрані комп”ютера з”явиться панель управління і вікно зображення, яке імітує монітор керування реальним телескопом. Зверніть увагу, що купол телескопа (dome) закритий, а годинниковий механізм (tracking) вимкнений. Відкрийте купол (dome). Тепер ви маєте змогу спостерігати об”єкти. Купол відчинено і на екрані зображення неба, яке дає гід телескопа. Оскільки поле зору гіда значно більше, ніж поле зору основного телескопа, він, як правило, використовується для початкової установки на об”єкт. У його полі зору встановлена ПЗЗ-камера, зображення з неї передається на дисплей. (Астроному зовсім не потрібно шукати об”єкт, заглядаючи у окуляр гіда). Знайдіть кнопку View на панелі управління та зверніть увагу на її стан: на ній вістановлено поле зору гіда (Finder у текстовому полі трохи нижче, ніж кнопка).

Детально управління спектрометром було описано у попередній роботі, тому повторювати її тут ми не будемо. Щоб не загубити об”єкт, ввімкніть годинниковий механізм.

Обчислення результатів

Занотуйте важливу інформацію

лабораторна довжина хвилі К лінії кальцію лк =3933,67 Е

лабораторна довжина хвилі Н лінії кальцію лн =3968,85 Е

Обчисліть абсолютне червоне зміщення

,

Обчисліть відносне червоне зміщення

Обчисліть радіальну швидкість віддалення галактики по кожній з ліній за формулою Доплера

=czн

Знайдіть середнє значення швидкості віддалення галактики як середнє арифметичне значень, отриманих по кожній з ліній.

Обчислення для однієї галактики закінчені. Для нанесення на клиновидну діаграму нам досить однієї з кутових координат галактики, а саме пряме піднесення, та її швид-кість. Це пов”язано з тим, що сектор простору, який ми аналізуємо дуже тонкий (5 граду-сів) по схиленню, і тому ми будемо вважати, що всі галактики лежать у одній площині.

Запис даних у комп”ютер

Тепер ви можете занести дані у комп”ютер щоб потім можна було їх надрукувати. Вибирайте Record Meas. в меню спектрометра. Відкривається вікно, призначене для занесення результатів, рис.12 (Див.дискету, файл Figs\Pic12.gif). Занесемо виміри довжин хвиль Н та К ліній і обчислені швидкості. У цьому вікні комп”ютер перевірить правильність внесених значень швидкостей, обчислить середню швидкість. Для цього треба натиснути Verify/Average а якщо все правильно - Ok.

Тепер можна спостерігати інші галактики. Вибирайте пункт меню Return. Якщо ви не занесли дані, комп”ютер перепитає вас, чи не забули ви занести дані для даної галактики. Ви можете повернутися у вікно запису результатів, або залишити його і перейти у вікно спектрометра, але при цьому вся інформація, зібрана, та не записана, буде втрачена. Дані, які вже записано у комп”ютер, можна переглядати і редагувати. Це можна зробити з вікна управління телескопом вибравши з меню File можливість Data, а далі Review. З”являється вікно з уже введеними даними, рис.13, (див.дискету, файл Figs\Pic13.gif). Тут назва об”єкта, його видима величина, пряме піднесення та схилення, - ці позиції заповнюються комп”ютером автоматично, коли ви заносите інформацію. Крім того, приводиться введене вами значення швидкості галактики. Останні три стовпчики містять зірочки, які послідовно означають, (1) що ви ввели виміряні значення довжин хвиль хоча б для трьох ліній, (2) що ви ввели реальне значення швидкості галактики, (3) що дані для цієї галактики записані вами для відображення на клиновидній діаграмі. Ця остання зірочка означає, що вводити дані для цієї галактики вже більше не треба. (Це для того, щоб випадково не виявилось двох значень для однієї галактики).

Якщо ви хочете видалити деяку інформацію з цього списка, клацніть на рядочку, він виділиться і після цього натісніть кнопку Delete внизу вікна. Якщо ж ви хочете редагувати дані, натисніть кнопку Edit, яка відкриє дла вас вікно редагування.

Клиновидна діаграма

Після того, як спостереження проведені, дані зібрані та занесені у комп”ютер ви можете проаналізувати, переглянути та відредагувати зібрану інформацію (кнопка Edit), надрукувати її у вигляді паперової копії (Print), чи зберегти дані для подальшого нанесення на клиновидну діаграму (Save results to Plot). В останньому випадку ви отримаєте попередження, якщо не всі дані зібрані.

У роботі передбачається два можливих шляхи отримання клиновидної діаграми.

По-перше, це можна зробити вручну. Надрукуйте поданий у додатку 5 листок з заготовкою діаграми. Радіальні лінії відповідають різним значенням прямого піднесення, дуги - швидкості. Для кожної з 218 виміряних галактик нанесіть на діаграму одну точку. На малюнку показано галактику, для якої б = 13h15m, а швидкість віддалення - 7000 км/с. Як тільки ви все нанесете, розподіл галактик у просторі буде добре видимий. Звичайно, можна виготовити діаграму і самостійно: циркуль, лінійка, трохи здорового глузду і рис.10 для довідок.

По-друге, можна скористатися спеціальною програмою для малювання таких діаграм, яка входить у програмне забезпечення. Ця програма називається Wedge Plot і викликається з меню головного вікна роботи. З”являється відповідне вікно, рис.14, (див.дискету, файл Figs\pic14.gif). Найцікавіші для нас можливості програми Wedge Plot можна коротко перерахувати так. Завантаження файлу даних (File->Open), друкування даних з вашого файла (File->Print), відображення його на діаграмі (Plot->Plot data file), додати точку на діаграму у ручному режимі (Plot->Manual data entry), друкування діаграми (Plot->Print the plot). Пункт меню Options призначений для зміни стилю вашої діаграми, а саме в ньому можна вибрати колір, розмір та вигляд точок діаграми.

Аналіз отриманих результатів

Уважно проаналізуйте отриману діаграму. Хоча на ній всього близько 200 галактик, основні риси навколишнього Всесвіту можна розрізнити. Виходячи з діаграми дайте відповідь на питання: чи можна говорити про рівномірний розподіл матерії у Всесвіті? Найгустіша частина діаграми, яка чимось нагадує фігуру худої людини, це центр скупчення галактик у сузір”ї Волосся Вероніки. Які координати центра скупчення?

За співвідношенням Хаббла (згадайте) знайдіть відстані до кількох об”єктів на діаграмі. Для сталої Хаббла прийміть значення 75 км/с/Мпс. Обчисліть відстань до скупчення.

Яка відстань до найдальшої галактики, нанесеної на діаграму? Скільки ще до границь відомого Всесвіту? (4.6?109 пс).

Розгляньте проблему повноти нашої вибірки. Порівняйте нашу вибірку з фотографічним каталогом галактик. Які об”єкти можуть бути відсутні у нашій вибірці? Як покращити повноту?

За скупченням Волосся Вероніки через всю діаграму тягнеться утворення, відоме як Велика стіна. Знайдіть відстань до Великої стіни. Знайдіть довжину великої стіни. Якими спостереженнями можна підтвердити, що це справді стіна, а не окреме волокно?

Зберіть всі записи та приготуйте роботу до здачі.

Заключні зауваження

Хоча у цьому огляді представлена мініатюрна частина Всесвіту, астрономи вважають, що така великомасштабна структура пронизує весь Всесвіт. Щоб це підтвердити, вони розширюють свої огляди все далі і далі, включають в них все слабкіші та більш віддалені галактики. Зараз є автоматизовані телескопи, що дозволяють отримувати спектри багатьох об”єктів в полі зору телескопа одночасно (“Медуза”). Але чим більше галактик наноситься на карти, тим краще видно, що порожнини та скупчення зустрічаються повсюди. Однією з найбільших загадок сучасної космології є пояснення того, як великомасштабна структура Всесвіту утворилася з майже однорідного розподілу густини первинної матерії.



Висновки

Всесвіт у широкому сенсі - це середовище нашого існування. Тому важливе значення для практичної діяльності людини має та обставина, що у Всесвіті панують незворотні фізичні процеси, що вона змінюється з часом, знаходиться в постійному розвитку. Людина приступив до освоєння космосу, вийшла у відкритий космічний простір. Наші звершення набувають все більшого розмаху, глобальні і навіть космічні масштаби. І для того, щоб врахувати їхні близькі та віддалені наслідки, ті зміни, які вони можуть внести в стан середовища нашого існування, в тому числі і космічної, ми повинні вивчати не тільки земні явища і процеси, але й закономірності космічного масштабу.