Измерения в разлетающемся мире
Нелегко построить карту мира, объекты которого находятся в постоянном движении — одновременно и перемещаются относительно друг друга, и разлетаются в разные стороны. „Не будем забывать, что на межзвёздных расстояниях понятие одновременности далеко не очевидно“, — писал в одном из своих рассказах про вольных торговцев Пол Андерсон, и это обстоятельство сильно осложняет жизнь исследователям космоса. Вот, например, как определить расстояние до какой-нибудь далекой звезды? До ближней не очень сложно: нужно посмотреть, как она смещается на звёздном небе при наблюдении с разных точек орбиты Земли.
Структура Вселенной в чём-то самоподобна. Так, звёзды обращаются вокруг центра галактики. Планеты вокруг звёзд. А вокруг планет порой есть свои диски. И это совсем не редкость, о чём свидетельствует кольцо Урана. У Земли можно заметить два кольца из спутников и их останков: на низкой и на геостационарной орбитах.
Измерив смещение, или, как называют его астрономы, параллакс, несложно рассчитать расстояние до звезды. Только это будет расстояние, на котором звезда располагалась в тот момент, когда она испустила свет, а не когда его поймал телескоп. События же эти порой разделяют миллионы или миллиарды лет. Собственно, тот самый парсек, которым меряют межзвёздные просторы астрофизики и писатели-фантасты, как раз обозначает расстояние, которое приводит к параллаксу в одну секунду дуги небесной сферы. (Астрономы пользуются сферической системой координат, в которой положение объекта задано радиусом сферы и двумя углами — долготой и широтой. Древнейший способ использования этих координат — задать положение объекта относительно звёзд какого-то созвездия.) В астрономических единицах, то есть радиусах орбиты Земли, длина парсека превышает 206 тысяч а. е; в СИ парсек обозначают пк. А расстояние до дальних звёзд приходится высчитывать с помощью хитрых математических фокусов, причём заранее выбрав модель космологии. Изменится модель — и результат расчёта может оказаться иным.
Большинство астрофизиков полагает, что мы живём в так называемой Фридмановской горячей Вселенной, которая расширяется из-за Большого взрыва, случившегося 13 с лишним миллиардов лет назад. Поведение такой Вселенной описывают уравнения, предложенные советским физиком А.А. Фридманом в начале 20-х годов XX века, когда он исследовал возможность существования нестационарной Вселенной. Некоторое время физики воспринимали расчёты Фридмана как одну из забавных возможностей описать наш мир. И так было до тех пор, пока в 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл не обнаружил странную закономерность: чем дальше от нас находится звезда, тем сильнее в красную сторону смещаются линии её спектра излучения. Именно уравнения Фридмана для расширяющейся Вселенной давали отличное объяснение этого факта.
Дальше в историю космологии мы забираться не станем — этому будет посвящена отдельная статья цикла, а сейчас обратим внимание на знаменитые уравнения. Точнее, на использованную в них систему координат. Чтобы дать описание странного, летящего и расширяющегося во все стороны мира, учёные придумали так называемые сопутствующие координаты. Хитрость в том, что в такой системе взаимное положение объектов не изменяется, а вот сама система координат расширяется. И это можно описать одним числом — параметром расширения, который зависит от того, сколько времени прошло с момента Большого взрыва.
Следующий математический фокус — связь между параметром расширения и красным смещением объекта. Оказывается, красное смещение какой-либо звезды связано простой формулой с двумя значениями параметра расширения: в тот момент, когда она испустила свет, и в тот момент, когда он долетел до глаза астронома, фотопластинки или ПЗС-матрицы телескопа. Значит, зная это смещение, можно рассчитать, сколь далеко мы заглянули одновременно в пространство и во время: чем больше красное смещение, тем более далёкую от нас эпоху мы наблюдаем. Для этого пересчёта и нужно задать космологическую модель и узнать параметры Вселенной, например плотность распределения материи, значение космологического члена, он же — плотность тёмной энергии, и прочие. Одни параметры поддаются измерениям, другие можно добыть только из теоретических расчётов. Вот так формула пересчёта красного смещения в реальные координаты и оказывается связанной с теоретической моделью Вселенной.
Впрочем, все эти трудности не останавливают астрофизиков. Вот, например, в майском номере журнала „The Astrophysical Journal“ за 2005 год группа американских учёных во главе с одним из пионеров вселенской картографии доктором Ричардом Готтом III из Принстонского университета опубликовала новую редакцию карты Вселенной, которая и послужила основой для этого рассказа. Учёные озабочены прежде всего тем, чтобы уменьшить искажения, возникающие при проецировании на плоскость разлетающегося трёхмерного объекта, и по форме получившихся крупномасштабных структур Вселенной попытаться оценить справедливость той или иной космологической модели. Наша цель проще: показать, как выглядит Вселенная с учётом современного знания.
Нелегко построить карту мира, объекты которого находятся в постоянном движении — одновременно и перемещаются относительно друг друга, и разлетаются в разные стороны. „Не будем забывать, что на межзвёздных расстояниях понятие одновременности далеко не очевидно“, — писал в одном из своих рассказах про вольных торговцев Пол Андерсон, и это обстоятельство сильно осложняет жизнь исследователям космоса. Вот, например, как определить расстояние до какой-нибудь далекой звезды? До ближней не очень сложно: нужно посмотреть, как она смещается на звёздном небе при наблюдении с разных точек орбиты Земли.
Структура Вселенной в чём-то самоподобна. Так, звёзды обращаются вокруг центра галактики. Планеты вокруг звёзд. А вокруг планет порой есть свои диски. И это совсем не редкость, о чём свидетельствует кольцо Урана. У Земли можно заметить два кольца из спутников и их останков: на низкой и на геостационарной орбитах.
Измерив смещение, или, как называют его астрономы, параллакс, несложно рассчитать расстояние до звезды. Только это будет расстояние, на котором звезда располагалась в тот момент, когда она испустила свет, а не когда его поймал телескоп. События же эти порой разделяют миллионы или миллиарды лет. Собственно, тот самый парсек, которым меряют межзвёздные просторы астрофизики и писатели-фантасты, как раз обозначает расстояние, которое приводит к параллаксу в одну секунду дуги небесной сферы. (Астрономы пользуются сферической системой координат, в которой положение объекта задано радиусом сферы и двумя углами — долготой и широтой. Древнейший способ использования этих координат — задать положение объекта относительно звёзд какого-то созвездия.) В астрономических единицах, то есть радиусах орбиты Земли, длина парсека превышает 206 тысяч а. е; в СИ парсек обозначают пк. А расстояние до дальних звёзд приходится высчитывать с помощью хитрых математических фокусов, причём заранее выбрав модель космологии. Изменится модель — и результат расчёта может оказаться иным.
Большинство астрофизиков полагает, что мы живём в так называемой Фридмановской горячей Вселенной, которая расширяется из-за Большого взрыва, случившегося 13 с лишним миллиардов лет назад. Поведение такой Вселенной описывают уравнения, предложенные советским физиком А.А. Фридманом в начале 20-х годов XX века, когда он исследовал возможность существования нестационарной Вселенной. Некоторое время физики воспринимали расчёты Фридмана как одну из забавных возможностей описать наш мир. И так было до тех пор, пока в 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл не обнаружил странную закономерность: чем дальше от нас находится звезда, тем сильнее в красную сторону смещаются линии её спектра излучения. Именно уравнения Фридмана для расширяющейся Вселенной давали отличное объяснение этого факта.
Дальше в историю космологии мы забираться не станем — этому будет посвящена отдельная статья цикла, а сейчас обратим внимание на знаменитые уравнения. Точнее, на использованную в них систему координат. Чтобы дать описание странного, летящего и расширяющегося во все стороны мира, учёные придумали так называемые сопутствующие координаты. Хитрость в том, что в такой системе взаимное положение объектов не изменяется, а вот сама система координат расширяется. И это можно описать одним числом — параметром расширения, который зависит от того, сколько времени прошло с момента Большого взрыва.
Следующий математический фокус — связь между параметром расширения и красным смещением объекта. Оказывается, красное смещение какой-либо звезды связано простой формулой с двумя значениями параметра расширения: в тот момент, когда она испустила свет, и в тот момент, когда он долетел до глаза астронома, фотопластинки или ПЗС-матрицы телескопа. Значит, зная это смещение, можно рассчитать, сколь далеко мы заглянули одновременно в пространство и во время: чем больше красное смещение, тем более далёкую от нас эпоху мы наблюдаем. Для этого пересчёта и нужно задать космологическую модель и узнать параметры Вселенной, например плотность распределения материи, значение космологического члена, он же — плотность тёмной энергии, и прочие. Одни параметры поддаются измерениям, другие можно добыть только из теоретических расчётов. Вот так формула пересчёта красного смещения в реальные координаты и оказывается связанной с теоретической моделью Вселенной.
Впрочем, все эти трудности не останавливают астрофизиков. Вот, например, в майском номере журнала „The Astrophysical Journal“ за 2005 год группа американских учёных во главе с одним из пионеров вселенской картографии доктором Ричардом Готтом III из Принстонского университета опубликовала новую редакцию карты Вселенной, которая и послужила основой для этого рассказа. Учёные озабочены прежде всего тем, чтобы уменьшить искажения, возникающие при проецировании на плоскость разлетающегося трёхмерного объекта, и по форме получившихся крупномасштабных структур Вселенной попытаться оценить справедливость той или иной космологической модели. Наша цель проще: показать, как выглядит Вселенная с учётом современного знания.
Последний раз редактировалось: Laki (Сб Май 30, 2009 7:45 am), всего редактировалось 1 раз(а)
