Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Kosmologia  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Wiadomości ogólne
- Paradoksy kosmologiczne
- Rozszerzanie się Wszechświata
- Modele kosmologiczne
- Testy kosmologiczne
- Mikrofalowe promieniowanie tła
- Wielki Wybuch
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Rozszerzanie się Wszechświata

Jednakowy przez tysiące lat wygląd gwiazdozbiorów wytworzył głęboko zakorzenione przekonanie, że Wszechświat nie podlega systematycznym zmianom i jako całość zachowuje w czasie niezmienną formę. Gdy Albert Einstein stwierdził, że równania stworzonej przez niego ogólnej teorii względności (OTW) nie przewidują możliwości istnienia Wszechświata stacjonarnego, uzupełnił je o dodatkowy składnik "kosmologiczny", dzięki któremu wśród rozwiązań zmiennych w czasie pojawiło się również rozwiązanie stacjonarne. Wkrótce potem (1928/29) Edwin Hubble odkrył, że wszystkie galaktyki poza Układem Lokalnym oddalają się, (uciekają) od naszej Galaktyki z prędkościami tym większymi, im dalej się od nas znajdują. To odkrycie, znane obecnie jako prawo Hubble'a, zostało potwierdzone ogromnym materiałem obserwacyjnym i stanowi jeden z podstawowych faktów astronomii pozagalaktycznej. Dla niezbyt odległych obiektów prędkość ucieczki galaktyk, v, zależy od odległości, r, w sposób liniowy:

v = H × r,

gdzie H - stała Hubble'a jest współczynnikiem proporcjonalności. Ścisła proporcjonalność między v i r pozwala uniknąć konfliktu z zasadą kopernikańską . W przypadku innej zależności niż liniowa, z faktu radialnej ucieczki galaktyk we wszystkich kierunkach należałoby wyprowadzić wniosek, że Droga Mleczna znajduje się w szczególnym miejscu - "w środku" Wszechświata. Ponieważ mamy do czynienia z prostą proporcjonalnością, Wszechświat rozszerza się równomiernie, nie zmieniając stosunków odległości, a jedynie skalę rozmiarów. Okoliczne galaktyki oddalając się od naszej Galaktyki, w tej samej proporcji oddalają się wzajemnie od siebie. Obserwator umieszczony w dowolnej galaktyce stwierdzi dokładnie to samo, co my: wszystkie galaktyki oddalają się z prędkością proporcjonalną do odległości.

Prędkość ucieczki obiektów pozagalaktycznych mierzy się, wykorzystując zjawisko Dopplera. Dla prędkości niewielkich w porównaniu z prędkością światła c zmiana długości fali jest proporcjonalna do prędkości v:

z = / em = (obs - em) / em = v / c,

obs = em × (1 + z),

vobs = vem / (1 + z),

gdzie oznacza długość fali, wskaźniki "em" i "obs" - odpowiednio wielkości emitowane i obserwowane. Względna zmiana długości fali z nosi nazwę przesunięcia widma. W przypadku wzajemnego oddalania się źródła promieniowania od obserwatora, obs > em - widmo ulega przesunięciu w kierunku fal długich, co w dziedzinie widzialnej oznacza przesunięcie ku czerwieni.

W wyniku efektu Dopplera przesunięciu w jednakowym stosunku ulega całe widmo promieniowania elektromagnetycznego. Pomiar tego przesunięcia może być jednak utrudniony, jeżeli w widmie brak wyraźnych linii (emisyjnych lub absorpcyjnych). Dla celów astronomii pozagalaktycznej praktycznie jedynie w dziedzinie optycznej i nadfiolecie obserwuje się dostatecznie silne linie, które umożliwiają pomiar przesunięcia. Promieniowanie radiowe, rentgenowskie i gamma obiektów pozagalaktycznych ma z reguły charakter nietermiczny i pozbawione jest linii widmowych. (Istotny wyjątek stanowi promieniowanie rentgenowskie gromad galaktyk, ale ze względu na małą zdolność rozdzielczą detektorów rentgenowskich pomiary przesunięcia ku czerwieni gromad w tym zakresie widma nie są jeszcze możliwe).

Znajomość przesunięcia widma pozwala określić odległość obiektu, jeżeli znana jest wartość stałej Hubble'a. Dla jej wyznaczenia wykorzystuje się zależność Hubble'a w stosunku do obiektów o znanej odległości: H = v / r. Mimo że sam pomiar prędkości v obarczony jest z reguły zaniedbywalnie małymi błędami, obserwowana prędkość na ogół nie jest równa dokładnie prędkości wynikającej z ogólnej ekspansji Wszechświata. Galaktyki oprócz prędkości ucieczki są bowiem obdarzone tzw. prędkościami swoistymi, wynikającymi z oddziaływań grawitacyjnych z innymi galaktykami. Na wypadkową prędkość galaktyki mają wpływ zarówno sąsiednie galaktyki, jak i masywne układy galaktyk (gromady i supergromady) znajdujące się w odpowiednio większych odległościach. Lokalne ruchy galaktyk nałożone na wielkoskalowe odchylenia od jednorodnej ekspansji (tzw. przepływu Hubble'a) tworzą złożone pole prędkości. Wielkości tych odchyleń są obecnie intensywnie badane w obszarze rozciągającym się do odległości kilkudziesięciu megaparseków (Mpc). Stwierdzono na przykład, że po odjęciu prędkości wynikających z ekspansji Hubble'a, Układ Lokalny porusza się w kierunku gromady Virgo z prędkością rzędu 200 km/s, a cała Supergromada Lokalna z prędkością przekraczająca 600 km/s w kierunku układu, zwanego Wielkim Atraktorem, w obszarze Hydry i Centaura. Jeszcze większymi prędkościami swoistymi są obdarzone galaktyki w bogatych gromadach galaktyk; typowe prędkości sięgają tam 1000 km/s. Tempo ekspansji wewnątrz układu obiektów może zostać spowolnione lub całkiem zatrzymane wskutek przyciągania grawitacyjnego między elementami układu. Uniwersalna ekspansja nie dotyczy układów związanych grawitacyjnie, takich jak poszczególne galaktyki i ich elementy składowe.

Zasadnicze trudności wyznaczania stałej Hubble'a wiążą się z pomiarem odległości galaktyk r. Wyznaczenia odległości nawet najbliższych sąsiadów Drogi Mlecznej są wciąż obarczone błędami rzędu 10%, a niepewności dla obiektów dalszych sięgają 20-30%. Pierwsze oszacowania stałej H na ponad 500 km/s/Mpc, dokonane jeszcze przez samego Hubble'a, opierały się na zaniżonych dziesięciokrotnie ocenach odległości wewnątrz Galaktyki. Nadal jednak wartość H znana jest z dokładnością niewiele lepszą niż czynnik 2. Obecnie przyjmuje się, że H mieści się w przedziale 50-100 km/s/Mpc, przy czym ostatnie pomiary faworyzują wartości 65-75 km/s/Mpc.

Błąd wyznaczenia stałej Hubble'a nie pozwala na dokładne określenie bezwzględnych odległości galaktyk. Jednakże związek między odległością a prędkością ucieczki określa względne położenia obiektów. Dzięki prawu Hubble'a można badać rozmieszczenie galaktyk w przestrzeni, konstruować "mapy Wszechświata" w jednej, wspólnej - choć niedokładnie znanej - skali.

Zależność liniowa między prędkością ucieczki a odległością podana przez Hubble'a przestaje obowiązywać, gdy prędkości stają się porównywalne z prędkością światła. Również samo pojęcie odległości wymaga doprecyzowania. Z jednej strony, należy ją zdefiniować w zakrzywionej przestrzeni, z drugiej - w wyniku oddalania się obiektów - odległość galaktyk o dużych prędkościach zmienia się znacząco w czasie zużytym przez promień światła na przebycie drogi od źródła do obserwatora. Dzięki jednorodnej ekspansji Wszechświata istnieje jednak skomplikowana, ale wzajemnie jednoznaczna zależność między odległością a prędkością oddalania. Dla obiektów poza Supergromadą Lokalną często jedyną informacją o odległości jest właśnie przesunięcie widma ku czerwieni z wynikające z prędkości ucieczki. W astronomii pozagalaktycznej ta miara odległości jest na ogół utożsamiana z samą odległością. Dla obiektów bardzo odległych podaje się wyłącznie wartość przesunięcia ku czerwieni, np. z = 4,90 dla jednego z bardziej oddalonych kwazarów w gwiazdozbiorze Psów Gończych.

...powiększenie  >>>
Zależność przesunięcia widma ku czerwieni z od prędkości ucieczki galaktyki v i czasu, jaki potrzebowało światło wysłane przez oddalający się obiekt na dotarcie do Ziemi. Dla małych prędkości związek między z i v jest w przybliżeniu liniowy.

Zmiana długości fali (energii) fotonu może powstać nie tylko w wyniku zjawiska Dopplera. W kontekście astrofizycznym istotną rolę odgrywa tzw. przesunięcie grawitacyjne. Foton wyemitowany z obszaru o wysokim ujemnym potencjale grawitacyjnym (np. z powierzchni zwartego masywnego obiektu - białego karła lub gwiazdy neutronowej) część swej energii zużywa na pokonanie bariery potencjału. Przesunięcie grawitacyjne w tym wypadku - podobnie do efektu Dopplera, spowodowanego ucieczką galaktyk - następuje w stronę długich fal. Istnieją konkurencyjne teorie wiążące przesunięcie widma obiektów pozagalaktycznych ku czerwieni w całości lub częściowo z innymi zjawiskami fizycznymi niż prawo Hubble'a. Teorie te zakładają istnienie niekosmologicznych przesunięć ku czerwieni dla pewnych klas obiektów, najczęściej niektórych aktywnych jąder galaktyk . Istnienie przesunięć niekosmologicznych mogłyby potwierdzić obserwacje powiązanych ze sobą fizycznie obiektów, posiadających wyraźnie różne przesunięcia. Mimo ogromnego wysiłku wielu obserwatorów nie ma w tej chwili przekonujących dowodów, że takie obiekty istnieją.

Andrzej M. Sołtan

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach