Для установки нажмите кнопочку Установить расширение. И это всё.
Исходный код расширения WIKI 2 регулярно проверяется специалистами Mozilla Foundation, Google и Apple. Вы также можете это сделать в любой момент.
Как перевоплотить Википедию
Хотите, чтобы Википедия всегда выглядела так профессионально и современно? Мы создали расширение для браузера. Оно совершенствует любую страницу энциклопедии, которую вы посетите, с помощью магических технологий WIKI 2.
Попробуйте — вы его можете удалить в любой момент.
Установить за 5 сек.
Да-да, но позже
4,5
Келли Слэйтон
Мои поздравления с отличным проектом... что за великолепная идея!
Александр Григорьевский
Я использую WIKI 2 каждый день и почти забыл как выглядит оригинальная Википедия.
Зако́н Ха́ббла (или закон Хаббла — Леметра[1], закон всеобщего разбегания галактик) — космологический закон, описывающий расширение Вселенной. В статьях и научной литературе в зависимости от её специализации и даты публикаций он формулируется по-разному[2][3][4].
Классическое определение:
где — скорость галактики, — расстояние до неё, а — коэффициент пропорциональности, сегодня называемый постоянной Хаббла.
Однако в современных работах наблюдателей эта зависимость принимает вид
где с — скорость света, а z — красное смещение. Также, последнее является стандартным обозначением расстояния во всех современных космологических работах.
Третий вид закона Хаббла можно встретить в теоретических публикациях:
где — масштабный фактор, зависящий только от времени, — его производная по времени.
Закон Хаббла является одним из основных наблюдаемых фактов в космологии. С его помощью можно примерно оценить время расширения Вселенной (так называемый Хаббловский возраст Вселенной):
ЭНЕРГИЯ РАСШИРЕНИЯ ВСЕЛЕННОЙ. ЗАКОН ХАББЛА. | АСТРОФИЗИКА - ПОПОВ Сергей Борисович ФизФак МГУ
Субтитры
Уже в нескольких видео мы
упоминали, что все объекты
межзвездного масштаба
удаляются от Земли.
И мы также говорили, что чем
дальше находится объект от Земли,
тем быстрее он удаляется.
В этом видео я хотел бы
привести некоторые числовые
параметры этих процессов,
чтобы лучше понимать их
сущность.
Чтобы составить представление,
вообразим несколько точек на
ранней стадии развития Вселенной.
Вот одна, другая, ещё одна
и ещё точка.
Возьмём девять точек, чтобы
сформировать решетку.
Итак, это ранняя стадия
существования Вселенной.
Спустя несколько миллиардов лет -
естественно, я не рисую в масштабе –
все эти точки
удалились друг от друга.
Эта точка сместилась туда -
перерисую для наглядности
весь столбец.
Одну секунду.
Итак, спустя несколько миллиардов
лет Вселенная расширилась.
И объекты удалились друг от друга.
Сейчас помечу цветом.
Эта точка будет фиолетовой.
И она переместилась сюда.
Зеленая точка удалилась от фиолетовой.
А синяя удалилась от фиолетовой
в этом направлении.
И так далее...
Желтая точка, может быть, здесь.
Полагаю, вам понятен принцип.
Остальные точки будут желтые.
И все они удалились друг от друга,
так что никакого центра нет.
Каждый объект просто удаляется
от соседних.
Из этого следует, что этот объект
не только удалится от этого,
но и от этого - причем
ещё дальше.
Потому что здесь имело место
не только расширение.
Или, формулируя по-другому,
кажущаяся скорость удаления объекта
при расширении
пропорциональна расстоянию до него.
Потому что все точки на пути также
подвергаются расширению.
Вернемся к этому представлению -
процесс можно смоделировать, если
считать Вселенную бесконечным
плоским листом.
Мы как будто берем лист
эластичного материала
и тянем.
Мы его растягиваем.
Конечно, мы принимаем,
что бесконечность
может увеличиваться дальше
во всех направлениях.
Бесконечный лист растягивается,
и увеличивается, хотя не имеет границ.
Это можно представить также (как
мы делали раньше) -
в виде трехмерной
поверхности четырехмерной сферы.
Или же трехмерной поверхности гиперсферы.
Итак, на ранних стадиях
сфера выглядела вот так.
И эти точки находились,
соответственно,
фиолетовая здесь,
зеленая здесь,
сюда добавим синюю точку.
И нарисуем остальные желтые.
Желтые точки здесь.
Все точки находятся
на поверхности этой сферы.
На поверхности сферы.
Ясно, что сейчас я рисую в
двух измерениях,
потому что представить себе
трехмерную поверхность
четырехмерной сферы трудно
или просто невозможно.
Так что мы работаем по аналогии.
Если это поверхность шарика,
или пузыря, если за миллиарды лет
пузырь раздувается - естественно,
не в таком масштабе.
То получится пузырь большего
размера.
Эта часть поверхности увеличится.
Снова - вот фиолетовая точка.
Вот синяя и вот
зеленая точки, остальные
изображу желтым цветом.
Они все удалились друг от друга на
поверхности этой сферы.
Чтобы показать, что это сфера,
я нарисую контуры.
Вот так можно показать,
что мы на поверхности
настоящей, настоящей сферы.
Разобравшись с этим, посмотрим,
с какой кажущейся скоростью
объекты удаляются от нас?
Поскольку удаление объектов
от нас зависит не только от
скорости относительно наблюдателя,
но и от исходного удаления от
наблюдателя, то есть от нас.
Итак, сейчас мы все, что нам нужно запишем.
Все объекты, все объекты
удаляются
друг от друга,
удаляются друг от друга, и
кажущаяся относительная скорость.
Относительная скорость,
кажущаяся относительная скорость
пропорциональна расстоянию.
Пропорциональна расстоянию.
И то, что я записал -
почему, я собственно, это записал,
и есть одна из формулировок
закона Хаббла.
Закон Хаббла.
Он открыл этот закон, наблюдая
как изменяется красное смещение
объектов с удалением.
И они двигались не только быстрее
от земли, но также их кажущееся
движение друг от друга ускорялось
с увеличением расстояния.
Так и появился закона Хаббла.
Или, иначе говоря, относительно
любой точки,
относительно земли,
воспринимаемая скорость
с которой объект движется,
будет представлять собой некую
константу,
умноженную на расстояние от него до наблюдателя.
В этом случае наблюдатель - мы.
Мы ставим этот ноль – а эта H
называется Постоянной Хаббла.
Постоянная Хаббла.
И это очень непостоянная постоянная.
Потому что она зависит от стадии
эволюции Вселенной.
Поэтому мы ставим этот маленький нолик сюда,
чтобы показать – это нынешнее
значение постоянной Хаббла.
И, говоря о расстоянии, мы имеем в виду
актуальное расстояние на текущий момент.
Актуальное расстояние на текущий момент.
Это имеет большое значение,
потому что данное текущее значение
постоянно меняется с
расширением Вселенной.
Поэтому от начала этого видео до
конца оно
слегка изменится.
Но мы можем несколько округлить для
рассматриваемого периода,
и, когда мы говорим о расстояниях,
мы имеем в виду виртуальные
жёсткие и мгновенно прикладываемые
линейки – естественно, в реальности
такое невозможно.
Но подобное можно вообразить,
что мы и пытаемся делать.
Попробуем ввести немного математики -
рассчитать реальную скорость удаления.
Давайте займемся подсчетами.
Итак, нам нужно вычислить реальную скорость удаления.
Попробую найти свободное место – сейчас
постоянная Хаббла
составляет 70,6 плюс/минус 3,1.
То есть наблюдается некая разнородность.
Имеется погрешность в измерениях, а
единица измерения при этом –
километры в секунду на мегапарсек.
Километры в секунду на мегапарсек.
Мегапарсек.
При этом не забываем – парсек равен примерно 3,2-
3,3 светового года.
Если попробовать это
представить себе иначе,
предположим, наше местоположение
во Вселенной – здесь,
и если этот объект удалён
на расстояние 1 мегапарсека,
то есть на 1 миллион парсеков
или 3,26 миллиона световых
лет от Земли,
повторю – 3,26 миллиона световых
лет от Земли,
и он, естественно, при наблюдении
удаляется от нас,
хотя при этом не смещается
в пространстве,
это содержащее его пространство
растягивается
так, что объект, по данным красного
смещения, удаляется
со скоростью 70,6 километров в секунду.
70,6 это огромная скорость -
70,6 километров в секунду,
но надо учитывать, что
мы рассматриваем
масштабы мегапарсеков.
Масштабы мегапарсеков.
Расстояние до галактики Андромеды
менее одного мегапарсека -
оно составляет 2,5 миллиона
световых лет,
то есть около 0,7-0,8 мегапарсека.
Так что точка в пространстве,
немного более удалённая, чем
галактика Андромеда,
будет наблюдаться как
удаляющаяся
со скоростью около 70,6
километра в секунду.
Но что будет, если удалиться на
вдвое большее расстояние?
Если посмотреть на объект, удалённый
почти на 7 млн световых лет?
То есть на расстоянии в 2 мегапарсека?
Если посмотреть на него отсюда,
насколько бы он быстро удалялся?
Если посмотреть, расстояние составит
2 мегапарсека, то есть
вдвое больше.
Следует умножить 2 мегапарсека
на постоянную.
Мегапарсеки сокращаются.
То есть 70,6 на 2 - при этом сам
объект не движется в пространстве,
это пространство расширяется.
Так что кажущаяся скорость
будет 70,6 на 2 -
что составит 141,2 км/с.
Здесь может возникнуть вопрос -
если можно наблюдать красное
смещение объектов, удаляющихся
от нас, то как можно определить,
что они удаляются также
друг от друга?
Если посмотреть на красное смещение
этого объекта и измерить все это, то будет видно,
что он удаляется со скоростью
70,6 километра в секунду.
А потом можно посмотреть на
другой объект
и, на основе его красного смещения,
заключить, что он удаляется со
скоростью 141,2 километра в секунду,
то можно заключить, что эти два
объекта удаляются друг от друга
со скоростью 70,6 км/с.
И это можно применить к
различным расстояниям.
Надеюсь, это проясняет масштаб
расстояний и скоростей.
Помните, хоть я и говорил, что
это колоссальное расстояние,
мегапарсек больше, чем расстояние
до галактики Андромеда.
Галактика Андромеда – ближайшая к
нам крупная галактика.
Существуют более мелкие,
расположенные ближе, которые являются
как бы
галактиками-спутниками Млечного Пути.
Но галактика в созвездии Андромеды –
ближайшая к нам крупная.
И мы вообще говорим о сотнях
миллиардов галактик только в
пределах наблюдаемой Вселенной.
Наблюдаемой. Так что при приближении к краю
наблюдаемой Вселенной эти скорости,
наблюдаемые скорости удаления объектов
от нас, становятся весьма существенными.
Subtitles by the Amara.org community
В 1913—1914 годах американский астроном Весто Слайфер установил, что Туманность Андромеды и ещё более десятка небесных объектов движутся относительно Солнечной системы с огромными скоростями (порядка 1000 км/с). Это означало, что все они находятся за пределами Галактики (ранее многие астрономы полагали, что туманности представляют собой формирующиеся в нашей Галактике планетные системы). Другой важный результат: все исследованные Слайфером туманности, кроме трёх, удалялись от Солнечной системы. В 1917—1922 годах Слайфер получил дополнительные данные, подтвердившие, что скорость почти всех внегалактических туманностей направлена прочь от Солнца. Артур Эддингтон на основе обсуждавшихся в те годы космологических моделей Общей теории относительности предположил, что этот факт отражает общий природный закон: Вселенная расширяется, и чем дальше от нас астрономический объект, тем больше его относительная скорость.
Вид закона для расширения Вселенной был установлен экспериментально для галактик бельгийским учёным Жоржем Леметром в 1927 году[5], а позже — знаменитым Э. Хабблом в 1929 году с помощью 100-дюймового (254 см) телескопа обсерватории Маунт-Вилсон, который позволил разрешить ближайшие галактики на звезды. Среди них были цефеиды, используя зависимость «период — светимость» которых, Хаббл измерил расстояние до них, а также красное смещение галактик, позволяющее определить их радиальную скорость.
Полученный Хабблом коэффициент пропорциональности составлял около 500 км/с на мегапарсек. Современное значение составляет по разным оценкам 74,03 ± 1,42 (км/с)/Мпк[6] или 67,4 ± 0,5 (км/с)/Мпк[7]. Столь существенное отличие от результатов Э. Хаббла обеспечивают два фактора: отсутствие поправки нуль-пункта зависимости «период — светимость» на поглощение (которое тогда ещё не было открыто) и существенный вклад собственных скоростей в общую скорость для местной группы галактик[8].
Современное объяснение наблюдений даётся в рамках Вселенной Фридмана.
Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r1 от наблюдателя. Приёмная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и той же фазой[2]:
С другой стороны, для световой волны в принятой метрике выполняется равенство
Проинтегрировав это уравнение, получим
Учитывая что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, а также малость длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной, получим соотношение
Если теперь его подставить в первоначальное соотношение, то
Разложим a(t) в ряд Тейлора с центром в точке a(t1) и учтём члены только первого порядка:
В процессе расширения, если оно происходит равномерно, постоянная Хаббла должна уменьшаться, и индекс «0» при её обозначении указывает на то, что величина Н0 относится к современной эпохе. Величина, обратная постоянной Хаббла, должна быть в таком случае равна времени, прошедшему с момента начала расширения, то есть возрасту Вселенной.
Значение Н0 определяется по наблюдениям галактик, расстояния до которых измерены без помощи красного смещения (прежде всего, по ярчайшим звёздам или цефеидам). Большинство независимых оценок Н0 дают для этого параметра значение 66—78 км/с на мегапарсек. Это означает, что галактики, находящиеся на расстоянии 100 мегапарсек, удаляются от нас со скоростью 6600—7800 км/с. В настоящее время (2019 год) значения, полученные путём вычисления расстояний до галактик по светимости наблюдающихся в них цефеид на космическом телескопе Хаббла, дают оценку 74,03 ± 1,42 (км/c)/Мпк[9], а значения, полученные с помощью измерения параметров реликтового излучения на космической обсерватории «Планк», показали значение 67,4 ± 0,5 (км/c)/Мпк[10] по состоянию на 2018 год.
Проблема оценки Н0 осложняется тем, что, помимо космологических скоростей, обусловленных расширением Вселенной, галактики ещё обладают собственными (пекулярными) скоростями, которые могут составлять несколько сотен км/с (для членов массивных скоплений галактик — более 1000 км/с). Это приводит к тому, что закон Хаббла плохо выполняется или совсем не выполняется для объектов, находящихся на расстоянии ближе 10—15 млн св. лет, то есть как раз для тех галактик, расстояния до которых наиболее надёжно определяются без красного смещения.
С другой стороны, если подставить в формулу красного смещения время, равное одному периоду колебанияфотона то получим, что постоянная Хаббла — это величина, на которую уменьшается частота фотона за один период колебания вне зависимости от длины волны, и чтобы определить, насколько уменьшилась частота фотона, надо постоянную Хаббла умножить на число совершённых колебаний:
Аналоги закона Хаббла в других областях астрофизики
Линейный закон роста скорости расширения с расстоянием наблюдается также для многих планетарных туманностей (так называемый Hubble-like flow)[11][12][13].
Д. С. Горбунов, В. А. Рубаков. Введение в теорию ранней Вселенной: Теория горячего Большого взрыва. — Москва: ЛКИ, 2008. — С. 45—80. — 552 с. — ISBN 978-5-382-00657-4.
↑Dan Scolnic, Lucas M. Macri, Wenlong Yuan, Stefano Casertano, Adam G. Riess. Large Magellanic Cloud Cepheid Standards Provide a 1 % Foundation for the Determination of the Hubble Constant and Stronger Evidence for Physics Beyond ΛCDM (англ.). — 2019-03-18. — doi:10.3847/1538-4357/ab1422. — Bibcode: 2019ApJ...876...85R. — arXiv:1903.07603.
↑M. Lilley, P. B. Lilje, M. Liguori, A. Lewis, F. Levrier. Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters (англ.). — 2018-07-17. — arXiv:1807.06209.