Астрономическая Вселенная

Космос
Сергей Волынец 190(3)
Вселенная


Вселенная — фундаментальное понятие
астрономии, строго не определяемое.
Включает в себя весь окружающий мир. На практике
под Вселенной часто понимают часть материального
мира, доступную изучению естественнонаучными
методами.
Астрономическая Вселенная,
или Метагалактика




Астрономическая Вселенная, или Метагалактика — это часть
Вселенной, доступная наблюдениям в настоящее время или в
обозримом будущем.
Астрономические наблюдения Вселенной позволили установить
фундаментальный факт её расширения, причём в начале
расширения её состояние было очень плотным и горячим —
модель горячей Вселенной.
Время с начала расширения — «возраст» Вселенной, по
последним данным составляет 13,72 ± 0,12 миллиардов лет.
Экстраполяция состояния Вселенной в прошлое с
использованием современных общепринятых физических
теорий неизбежно приводит к Большому Взрыву —
гравитационной сингулярности, абсолютному началу
расширения, далее которого теряет применимость даже
математический аппарат.
Расчётная крупномасштабная
структура Вселенной

Расчётная крупномасштабная структура Вселенной
Самые крупные образования во
Вселенной

Самыми крупным известными образованиями во Вселенной
являются Великая стена Стоуна и Великая стена CfA2, а самым
далёким обнаруженным астрономическим объектом — гаммавсплеск GRB 090423, произошедший около 13 миллиардов лет
назад.
Словообразование

В русском языке др.-греч. οἰκουμένη, традиционно передавалось
как «Вселенная», «обитаемая Вселенная», хотя в
древнегреческом языке это слово означает «мир» или
населённую его часть. Самое общее определение для
«Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с
пифагорейцев, было «το παν» (Всё), включавшее в себя как всю
материю (το ολον.Русское слово Вселенная лишь созвучно
слову «всё», но не родственно ему, что наглядно показывается
древнерусским написанием.
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 (2009 год) 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 — косвенная. 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





Параллакс — это некий угол, возникающий благодаря проекции источника на
небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой.
Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус Земной
орбиты из центра масс звезды. Из законов евклидовой геометрии искомое
расстояние до звезды равно:
Однако на практике никто так не считает, так как параллакс — малый угол, а для
малых углов sinα,где угол α выражен в радианах. Значение параллакса
уменьшается с ростом расстояния до звезды, резко ограничивая область
применения метода.
Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое скопление имеет
заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые
направления движения его членов будут сходится в одной точке, называемой
радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных
движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта
Доплера. Тогда искомое расстояние находится из следующего соотношения:
4.738μr = Vrtg(λ),где μ и Vr — соответственно угловая и лучевая скорость звезды
скопления, λ — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а r —
расстояние, выраженное в парсеках. К сожалению, только Гиады имеют
заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким
способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов.
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.
Оба типа звёзд — переменные, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то
вторые — это звёзды, уже сошедшие 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 существуют 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.
Цефеида в галактике M100
Особенности наблюдений квазаров



Уникальное свойство квазаров — большие концентрации газа в области
излучения, по современным представлениям аккреция этого газа на чёрную
дыру и обеспечивает столь высокую светимость объектов. Высокая
концентрация вещества означает и высокую концентрацию тяжелых элементов,
а значит — и более заметные абсорбционные линии. Так, в спектре одного из
линзируемых квазаров были обнаружены линии воды.
Уникальным преимуществом является и высокая светимость в радиодиапазоне,
на её фоне поглощение части излучения холодным газом более заметно. При
этом газ может принадлежать как родной галактике квазара, так и случайному
облаку нейтрального водорода в межгалактической среде, или галактике,
случайно попавшей на луч зрения (при этом нередки случаи, когда такая
галактика не видна — она слишком тусклая для наших телескопов). Изучение
межзвёздного вещества в галактиках данным методом называется «изучением
на просвет», к примеру, подобным образом была обнаружена первая галактика
со сверхсолнечной металличностью.
Природа квазара
(Конец)Теория Большого Взрыва


Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала ли Вселенная
вечно или она появилась из чего-то? А если была рождена, то
как она развивалась в первые секунды своей жизни?»
Интерполяция наблюдаемого состояния Вселенной назад во
времени при условии верности общей теории относительности
приводит к неизбежному выводу, что за конечное время назад
всё пространство Вселенной сворачивается в точку,
космологическую сингулярность, называемую Большим
Взрывом.
Такое поведение, по-видимому, свидетельствует о
неприложимости ОТО к самым ранним моментам расширения
Вселенной, что приводит к многочисленным, но пока, увы,
только чисто умозрительным попыткам разработать более
общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту
проблему космологической сингулярности.