"Астрономия (базовый уровень)", Чаругин В.М.
Далёкие галактики и квазары помогают исследовать Вселенную на огромных расстояниях и заглядывать в её прошлое: свет от них летит до нас миллионы и миллиарды лет. По спектрам астрономы измеряют красное смещение, а по расстояниям и скоростям галактик проверяют закон Хаббла. Эти наблюдения показывают, как устроена крупномасштабная Вселенная и как она менялась.
Текст подготовлен нейронной сетью по теме параграфа и не заменяет учебник — важные факты и формулировки сверяйте с ним.
Галактика — гигантская гравитационно связанная система звёзд, газа, пыли и тёмного вещества. По форме галактики делят на спиральные, эллиптические и неправильные, а по размерам они могут сильно различаться. Это понятие помогает описывать основные «строительные блоки» Вселенной, а не отдельные звёзды.
Квазар — чрезвычайно яркое активное ядро далёкой галактики. Энергию излучения связывают с веществом, которое разогревается, двигаясь вокруг центральной сверхмассивной чёрной дыры. Благодаря высокой светимости квазар можно наблюдать с расстояний, на которых обычные звёзды и галактики видны очень слабо.
Космологическое красное смещение — увеличение длины волны излучения далёкого объекта вследствие расширения Вселенной. Его определяют не по оттенку изображения, а по смещению спектральных линий относительно известных значений. Красное смещение нужно, чтобы исследовать движение далёких галактик и историю расширения пространства.
Закон Хаббла описывает зависимость скорости удаления галактики от расстояния до неё: v = H₀r. Здесь v — скорость удаления, r — расстояние, а H₀ — постоянная Хаббла, то есть коэффициент пропорциональности. Её единицы — скорость на единицу расстояния, например км/(с·Мпк), поэтому она показывает, насколько быстро возрастает скорость удаления при увеличении расстояния.
Свет не достигает наблюдателя мгновенно: ему требуется время, чтобы пройти расстояние от источника до Земли. Поэтому телескоп принимает излучение, отправленное галактикой в прошлом, а не фотографирует её нынешнее состояние. Например, если свет шёл два миллиарда лет, мы узнаём, какой галактика была в момент его испускания; с тех пор она могла измениться.
На больших масштабах галактики не расположены случайно поодиночке: гравитация собирает их в группы и скопления. В скоплении могут находиться сотни и тысячи галактик, а их совместное движение позволяет изучать распределение вещества и действие притяжения. Сами скопления образуют более сложную картину крупномасштабной структуры, поэтому наблюдения большого участка неба раскрывают устройство Вселенной лучше, чем изучение одного объекта.
Чтобы определить красное смещение, астрономы получают спектр галактики — распределение её излучения по длинам волн. Атомы оставляют в спектре характерные линии, словно метки; сравнив их с линиями тех же элементов в лаборатории, можно измерить сдвиг. При расширении пространства волны растягиваются вместе с ним, и линии перемещаются к большим длинам волн; поэтому красное смещение связывают с расширением Вселенной.
Закон Хаббла означает, что в среднем более далёкие галактики удаляются быстрее. Причина не в том, что все они разлетаются из одной точки через неподвижное пространство: увеличиваются расстояния между далёкими областями самого пространства. Наблюдения подтверждают закономерность, когда астрономы сопоставляют оценки расстояний с величинами скоростей, определёнными по спектрам. На графике зависимости v от r эти данные в простом приближении располагаются вдоль прямой.
Квазары и очень далёкие галактики особенно полезны для изучения ранней Вселенной, потому что их свет шёл к нам чрезвычайно долго. Сравнивая объекты разных расстояний, учёные исследуют, как менялись галактики и их активные ядра. Однако слабость сигнала, ограниченная чувствительность приборов и трудность точного измерения расстояний мешают получить полную картину. Кроме того, наблюдаемое прошлое объекта не сообщает напрямую, каким он стал к настоящему времени.
Таблица показывает, какие характеристики астрономы измеряют у разных объектов и какие выводы из них делают. Например, спектр галактики помогает установить её состав и движение, а наблюдение целого скопления раскрывает распределение вещества. Особенности в последнем столбце напоминают, почему данные нужно интерпретировать с учётом расстояния и яркости источника.
| Объект | Что наблюдаем | Что узнаём | Особенность наблюдения |
|---|---|---|---|
| Галактика | Спектр, яркость, форма и движение | Состав, расстояние, скорость удаления и этап развития | Излучение складывается из света миллиардов звёзд |
| Квазар | Очень яркое точечное радио- и оптическое излучение | Сведения об активных ядрах галактик и ранней Вселенной | Большая светимость при огромном расстоянии |
| Скопление галактик | Совместное движение множества галактик | Распределение вещества и действие гравитации на космических масштабах | Может содержать сотни и тысячи галактик |
Задача 1. Свет от галактики шёл до Земли 2 млрд лет. Определите, какой была эта галактика для наблюдателя в момент испускания света. Здесь требуется связать время распространения излучения с тем, какое состояние объекта доступно наблюдению. Не нужно пытаться определить её нынешний вид: таких данных в условии нет.
Ответ. Мы видим галактику такой, какой она была 2 млрд лет назад, когда испустила дошедший до нас свет. За прошедшее время её свойства могли измениться. По этому наблюдению нельзя без дополнительных данных установить её нынешнее состояние.
Задача 2. Линия в спектре далёкой галактики сместилась с длины волны 500 нм до 550 нм. Найдите красное смещение и объясните его смысл. Сначала сравним изменение длины волны с исходным значением, а затем истолкуем знак и величину результата. Для спектральной линии используем z = (λнабл − λисх)/λисх.
Ответ. Красное смещение равно 0,1, или 10% от исходной длины волны. Оно показывает, что излучение растянулось по пути к нам, что согласуется с удалением галактики и расширением пространства. По одному значению z нельзя без уточнений получить расстояние для любого объекта.
Задача 3. Для галактики на расстоянии 150 Мпк примите H₀ = 70 км/(с·Мпк). Определите скорость её удаления и сравните её со скоростью галактики на расстоянии 300 Мпк. Закон Хаббла задаёт прямую пропорциональность, поэтому для обеих галактик применим одну и ту же постоянную. Умножение расстояния в Мпк на H₀ в км/(с·Мпк) даст скорость в км/с.
Ответ. Скорости равны 10 500 км/с и 21 000 км/с соответственно. В рамках закона Хаббла удвоение расстояния приводит к удвоению скорости удаления. Это пример пропорциональной зависимости, а не утверждение о движении из единого центра.
Ошибка — считать далёкую галактику такой, какой она существует сейчас. Обычно забывают, что свету требуется время, чтобы пройти расстояние, и воспринимают изображение как мгновенный снимок. Проверка проста: сопоставьте расстояние со временем распространения света и спросите, когда он был испущен.
Ошибка — путать красное смещение с обычным покраснением изображения. Цвет картинки может зависеть от обработки снимка и особенностей прибора, тогда как смещение определяют по спектральным линиям. Проверьте себя: названо ли исходное положение линии и сравнивается ли оно с наблюдаемой длиной волны?
Ошибка — представлять закон Хаббла как разлёт галактик из одной точки в пустом пространстве. Такой образ кажется естественным, если вообразить взрыв, но закон описывает расширение самого пространства на больших масштабах. Проверка: помните, что наблюдатели в других далёких галактиках тоже увидели бы расширение, и никакой особый центр для этого не требуется.
Ошибка — считать постоянную Хаббла расстоянием или скоростью. Это коэффициент, который связывает расстояние и скорость, поэтому в его единицах должны одновременно присутствовать единицы скорости и расстояния, например км/(с·Мпк). При проверке формулы v = H₀r убедитесь, что после умножения единицы расстояния сокращаются и остаются км/с.
Для понимания темы пригодятся знания об электромагнитном спектре, длине волны и спектральных линиях. Они помогают объяснить, как астрономы сравнивают излучение объектов с лабораторными данными. Связь скорости света со временем распространения нужна, чтобы понять, почему наблюдение удалённого объекта относится к прошлому.
Понадобятся также представления о силах тяготения и астрономических расстояниях. Сравнение масштабов Солнечной системы, Галактики и скоплений помогает оценить, насколько велики расстояния до далёких объектов. Гравитация объясняет, почему галактики образуют группы и скопления.
Закон Хаббла и красное смещение подготавливают изучение расширения Вселенной и космологических моделей. Наблюдения далёких галактик и квазаров дают материал для разговора о Большом взрыве и эволюции галактик. Так измерения света превращаются в способ исследовать историю Вселенной.
Почему, глядя на далёкие галактики, мы видим прошлое?
Свет распространяется с конечной скоростью, поэтому ему требуется время, чтобы добраться до Земли. Чем дальше галактика, тем раньше она испустила свет, который мы сейчас принимаем.
Чем квазар отличается от обычной звезды?
Квазар — не звезда, а чрезвычайно яркое активное ядро далёкой галактики. Его мощное излучение связано с процессами вокруг центральной сверхмассивной чёрной дыры.
Как по спектру определить, что галактика удаляется?
В спектре находят линии известных химических элементов и сравнивают их длины волн с лабораторными значениями. Если линии смещены к большим длинам волн, это красное смещение, указывающее на удаление галактики.
Означает ли расширение Вселенной, что Земля находится в её центре?
Нет. На больших масштабах расширяется само пространство, поэтому далёкие галактики удаляются друг от друга. Наблюдатель в другой галактике тоже увидел бы, что большинство далёких галактик удаляется от него.
Почему далёкие галактики часто наблюдаются слабее и краснее близких?
Их свет ослабевает по мере распространения и часто смешивается с излучением большого числа звёзд, которое трудно уловить. Расширение Вселенной растягивает световые волны, смещая спектр к красной части; кроме того, далёкий объект мы видим на раннем этапе его развития.
2. Далёкие глубины Вселенной
