Этот курс посвящен ключевым проблемам современной астрофизики: рождению, эволюции и финальной стадии жизни звезд. Некоторые из них, например, нейтронные звезды отличаются сверхвысокой плотностью вещества и сверхсильными магнитными полями — такие условия пока недостижимы для современных лабораторий. Как же ученые исследуют эти объекты? В курсе вы познакомитесь с работой специалистов астрофизики высоких энергий и нейтринной астрономии и разберетесь, зачем люди изучают вспышки сверхновых, ускорение заряженных частиц на космических ударных волнах и высокоэнергитичные нейтрино. А главы, посвященные теоретической и наблюдательной космологии, объяснят, как эта наука отвечает на вопросы о рождении Вселенной, динамике ее расширения и о формах материи ее заполняющих.
3.1 Общие представления о наблюдательной космологии. Сверхновые типа Ia
Loading...
Del curso dictado por Peter the Great St. Petersburg Polytechnic University
Астрофизика: от звезд до границ Вселенной
43 calificaciones
Peter the Great St. Petersburg Polytechnic University
43 calificaciones
De la lección
Наблюдательная космология
Раздел состоит из 5 лекций. Из этих лекций вы можете узнать о современных методах исследования структуры Вселенной. Что такое Крупномасштабная структура Вселенной, реликтовое излучение, квазары – одни из самых энергичных объектов во Вселенной, которые наблюдаемы сегодня и в то же время находятся от нас на гигантских космологических расстояниях, вплоть то 10 млрд. световых лет.
Conoce a los instructores
Варшалович Дмитрий АлександровичФизик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий.
Заведующий кафедрой "Космические исследования" Санкт-Петербургского политехнического университета Петра Великого.
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА] Космология — это наука
о Вселенной в целом, изучающая свойства, происхождение и структуру Вселенной.
Можно сказать, что космологией люди начали заниматься еще с времен античности,
но примерно до середины прошлого века эта была чисто теоретическая наука.
Естественно, что любая адекватная наука должна быть подтверждаема в эксперименте,
что для астрофизики является наблюдениями,
и с развитием техники у человечества возникла такая возможность.
С первыми наблюдениями космология из науки,
которой занимались пару десятков человек во всем мире, стала наукой,
в которую вовлечены тысячи человек, проводятся масштабные эксперименты,
строятся обсерватории, запускаются спутники.
Фактически все последние открытия в космологии укладываются
в рамках так называемой стандартной λCDM-модели.
Эта модель расшифровывается как модель Вселенной с холодной
темной материей и темной энергией.
На этом рисунке показаны относительные доли содержания главных компонентов
этой модели — это плотность барионного вещества, темной материи и темной энергии.
Фактически сейчас речь идет о точном измерении
параметров относительного содержания,
и в этом блоке лекций я расскажу, каким образом это делается.
Начнем с краткой истории эволюции Вселенной.
В рамках стандартной космологической модели мы знаем,
каким образом родилась Вселенная.
Здесь стоит сделать ремарку, что мы пока не знаем,
почему она родилась именно такой, а возможно и никогда не узнаем.
Процесс рождения Вселенной называется Большим взрывом.
Это отражает тот факт, что Вселенная непрерывно расширяется с
момента своего рождения, как это происходит при взрыве.
Важно заметить, что это отличает...
отлично от взрыва в нашем бытовом понимании,
потому что Вселенная не расширяется из какой-то точки,
Вселенная расширяется во всех точках одновременно.
С расширением Вселенной она постепенно охлаждается,
и в первые секунды ее жизни она была настолько горячей,
что не могли образовываться даже атомные ядра, они сразу же расщеплялись.
Но в какой-то момент Вселенная расширилась настолько и охладилась,
что эти атомные ядра смогли образоваться.
И эта эпоха называется эпохой первичного нуклеосинтеза.
И в это время сформировались основные легкие атомные ядра,
относительное содержание которых слабо менялось с ходом эволюции.
Таким образом, измеряя относительное содержание легких элементов сейчас,
мы можем исследовать эпоху первичного нуклеосинтеза.
То есть фактически в наблюдательной космологии это является первой эпохой,
о которой у нас есть какие-то измерения.
Следующей эпохой, о которой у нас есть измерения,
является эпоха первичной рекомбинации.
До этой эпохи фотонов, которых было примерно в миллиард раз больше,
чем барионного вещества, сразу же ионизовывали атомы,
когда они образовались, и атомы не могли образовываться.
Но с расширением Вселенной температура фотонов падала, энергия их уменьшалась,
и в какой-то момент они перестали ионизовывать вещество.
Образовались нейтральные атомы.
Сформировавшееся в это время излучение мы видим как реликтовое излучение,
и это тема отдельной лекции.
После этого наступает эпоха, которую принято называть «темной».
Сейчас у нас нет никаких экспериментальных данных наблюдения в эту эпоху.
Первые звезды образовались, когда возраст Вселенной был порядка 300 миллионов лет.
После этого образовались галактики, крупномасштабные структуры Вселенной,
скопление галактик, о котором мы поговорим в наших лекциях.
У нас есть большое количество наблюдательных данных по этим объектам.
На самом деле, космология состоит из многих тем,
и принято делить космологию на темы в зависимости от того,
какой объект используется для наблюдений.
Здесь показаны только некоторые из этих тем.
Часть из тем мы осветим в наших лекциях.
У астрофизиков принято называть космологией науку об объектах с большим
красным смещением.
Что такое «красное смещение», я сейчас поясню.
Дело в том, что Вселенная расширяется.
Это значит, что расстояния между объектами увеличиваются,
и изменение этого расстояния описывается масштабным фактором.
То есть он показывает,
каким образом со временем изменяется расстояние между обьектами.
Как вы знаете, постоянная Хаббла фактически описывает просто скорость
изменения этого масштабного фактора.
Но космологическое расширение Вселенной — это расширение пространства.
Это приводит к тому, что фотоны,
распространяющиеся в расширяющейся Вселенной, увеличивают длину своей волны.
То есть фотон, который излучила далекая галактика с некоторой длиной волны,
дойдет до нас с увеличенной длиной волны,
и красное смещение как раз описывает, насколько увеличилась длина волны фотона.
В стандартной модели космологии красное смещение очень просто связано с
масштабным фактором.
Важной особенностью является то, что красное смещение очень легко наблюдать.
Для этого вы должны снять спектр обьекта и особенности,
такие как эмиссионные и абсорбционные линии, измеряя их длину волны и
сравнивая с лабораторным значением, вы можете легко определить красное смещение.
Как вы уже знаете, Вселенная расширяется неоднородно.
Это значит, что измеряя, как изменяется красное смещение, то есть масштабный
фактор, с расстоянием или со временем, можно определять динамику Вселенной,
а значит — определять параметры, которые определяют эту динамику.
На этом рисунке показано, как красное смещение зависит от возраста Вселенной в
так называемой стандартной λCDM-модели.
На самом деле до середины прошлого века,
до открытия реликтового излучения первых квазаров, все, что мы знали о Вселенной,
ограничивалось красным смещением много меньше единицы.
А сейчас мы знаем объекты, которые находятся на красном смещении около 8,
а также мы знаем реликтовое излучение,
которое родилось на красном смещении порядка 1000.
Чтобы измерять динамику расширения Вселенной,
было предложено два способа: стандартные свечи и стандартные линейки.
Суть способов состоит в следующем, что используется объект,
свойства которого мы хорошо знаем.
Таким образом мы можем померить расстояние до него.
С другой стороны, измеряя спектр этого обьекта, мы можем определить красное
смещение, и таким образом определить динамику расширения Вселенной.
Если таким свойством объекта является светимость,
то говорят о стандартных свечах, если таким свойством является
некоторый характерный размер, то говорят о стандартной линейке.
Сначала я расскажу про стандартные свечи.
При красных смещениях много меньше 1, то есть ближайшей Вселенной, смещение
примерно пропорционально скорости, с которой от нас удаляется объект.
То есть, например, галактика, поделенная на скорость света.
При этом получается закон связи между скоростью удаления галактики и расстояния
до нее, выраженный таким образом.
И этот закон впервые был эмпирически установлен Эдвином Хабблом в 1929
году и носит название его имени.
На этом рисунке показаны современные данные наблюдения
скорости удаления галактик в зависимости от расстояния до них.
При этом все данные согласуются с значением постоянной Хаббла,
равной 72 км/сек/Мпк.
Причем эти данные получены, используя различные объекты,
как стандартные свечи, что показано цветом точек на этом рисунке.
Уже здесь заметно, что сверхновые (типа 1a — зеленые точки)
позволяют нам увидеть эту закономерность на больших расстояниях.
Что такое сверхновая типа 1a?
На этой картинке показано изображение сверхновой типа 1a,
полученное в рентгеновских лучах.
Это сверхновая Тихо Браге,
которая вспыхнула в 1572 году и была открыта Тихо Браге.
На самом деле сверхновая типа 1a — это результат термоядерного
горения при аккреции вещества на «белый карлик» со звезды-компаньона.
Дело в том, что в какой-то момент масса аккрецированного вещества,
которое перетекает со звезды-компаньона, становится критической,
и на поверхности «белого карлика» вспыхивает термоядерное горение.
Энергетика этого процесса такая большая,
что мы можем видеть сверхновые с больших расстояний.
Оказалось, что сверхновые типа 1a являются в хорошем приближении
стандартными свечами.
Чтобы понять, что расширение Вселенной ускорено, нужно наблюдать далекие
сверхновые, и красными точками на этом графике показаны данные,
полученные одной из групп, руководимой Солом Перлмуттером.
Желтыми точками показаны данные по сверхновым типа 1a,
которые были известны до этого, и кривыми на этом графике показаны зависимости
эффективной светимости сверхновой от красного смещения, которые должны
получаться в зависимости от различных параметров космологической модели.
И этими параметрами являются количество материи во Вселенной и
количество темной энергии во Вселенной.
Видно, что желтые точки не позволяют нам выбрать наилучшую модель,
потому что все кривые сливаются, а красные точки позволили это сделать.
И определенные параметры плотности материи и темной энергии показывают,
что Вселенная, в данный момент, расширяется ускоренно.
[ЗАСТАВКА]
[ЗАСТАВКА]
Explora nuestro catálogo
Inscríbete de manera gratuita y obtén recomendaciones personalizadas, actualizaciones y ofertas.
Coursera brinda acceso universal a la mejor educación del mundo, al asociarse con las mejores universidades y organizaciones, para ofrecer cursos en línea.
© 2019 Coursera Inc. Todos los derechos reservados.
