Наблюдаемые лучевые скорости будут тем больше чем
§ 166. Вращение Галактики
Обычно апекс движения Солнца определяют по наиболее близким звездам, так как далекие объекты могут обладать каким-нибудь общим движением Если имеется такое общее движение, то при осреднении лучевых скоростей и собственных движений даже по большому числу звезд в некоторой области неба индивидуальные скорости не скомпенсируют друг друга, так как будут обладать составляющей, равной общей скорости всей группы звезд.
Рассмотрим Солнце 5 вместе с окружающими его далекими звездами (рис. 225, а). Предположим, что вся эта группа звезд имеет какое-то общее движение. Если бы все участвующие в нем звезды двигались с одинаковой скоростью, то никакими способами не удалось бы обнаружить этого движения. Теперь предположим, что движение в рассматриваемой области происходит так, что линейные скорости звезд постепенно возрастают в определенном направлении, скажем, слева направо, как это показано стрел ками на рис. 225,а. Такое распределение скоростей возникает, если, например, вся рассматриваемая область совершает вращение вокруг точки, расположенной далеко вправо.
Теперь рассмотрим, какие лучевые скорости должны иметь звезды, если их наблюдать в различных направлениях из точки S (рис. 225,6). Очевидно, что при наблюдении вправо и влево от точки S лучевые скорости окажутся равными нулю, так как вдоль этих направлений вообще нет относительных движений. То же самое будет иметь место и в перпендикулярном направлении по другой причине: вдоль направления вектора скорости Солнца скорость всех звезд одинакова, и потому относительная лучевая скорость равна нулю.
Во всех других направлениях будут наблюдаться лучевые скорости, причем наибольшей величины они достигают в направлениях, составляющих угол 45° с только что рассмотренными. Кроме того, наблюдаемые лучевые скорости будут тем больше, чем более далекие рассматриваются объекты. Измерения лучевых скоростей далеких звезд позволяют обнаружить плавное их изменение (рис. 226), в точности согласующееся с описанной картиной, причем нулевые значения лучевых скоростей наблюдаются как раз в направлениях на центр и антицентр Галактики и под углами 90° к ним. Отсюда следует, что все звезды вместе с Солнцем движутся перпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение является следствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстоянием от ее центра (дифференциальное вращение) .
Это вращение имеет следующие особенности:
1. Вращение происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны северного ее полюса, находящегося в созвездии Волос Вероники.
2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра. Однако это убывание несколько медленнее чем если бы вращение звезд вокруг центра Галактики происходило по законам Кеплера.
3. Линейная скорость вращения сначала возрастает по мере удаления от центра. Затем примерно на расстоянии Солнца она достигает наибольшего значения около 240 км/сек, после чего очень медленно убывает.
4. Солнце и звезды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 200 миллионов лет. Этот промежуток времени называется галактическим годом.
Эффект Доплера и определение лучевых скоростей звёзд.
Лучевые скорости определяют по спектрам звёзд. При этом используется явление, которое называют эффектом Доплера. Суть эффекта Доплера состоит в том, что линии в спектре источника, приближающегося к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра, а линии в спектре удаляющегося источника — к красному концу спектра (по отношению к положению линий в спектре неподвижного источника).
Этот рисунок объясняет, что происходит при этом.
ВЫДЕЛЕННОЕ ЖЕЛТЫМ ЦВЕТОМ ПРОЧИТАТЬ(можно не записывать.
Почему же меняется частота излучения, воспринимаемая наблюдателем? Пусть расстояние от источника до наблюдателя равно c∙t (где с — скорость света, t — время, за которое свет преодолевает расстояние до наблюдателя). За время t источник испускает v0t волн (v0 — частота излучения). Если источник неподвижен, то на отрезке c t как раз и укладывается v0t волн. Но если источник движется (например, удаляется со скоростью 𝑣r), то число волн v0t уложится на отрезке, длина которого ct + 𝑣rt. Перейдём от частоты к длинам волн (рис. 88). Длина волны, которую принимает наблюдатель от неподвижного источника, 
(или известное вам из физики соотношение 
), а длина волны, которую наблюдатель принимает от удаляющегося источника,
Тогда смещение, равное ∆ 
= 
— 0, то есть
, или 
откуда
(9)
Это формула для вычисления лучевых скоростей. Из неё видно, что для определения 𝑣r нужно измерить сдвиг спектральной линии, т. е. сравнить положение данной линии в спектре звезды с положением этой же линии в спектре неподвижного (например, наблюдаемого в лаборатории) источника света. Лучевая скорость удаляющегося источника получается со знаком плюс, а приближающегося — со знаком минус.
К настоящему времени рассчитаны лучевые скорости и собственные движения многих звёзд. Измерение лучевых скоростей проще и быстрее, чем измерение собственных движений.
Задача.. В спектре звезды линия, соответствующая длине волны 5,5 ∙10 −4 мм, смещена к фиолетовому концу спектра на 5,5 ∙10 −8 мм. 
Определите лучевую скорость звезды.
Ответ: 𝑣r ≈ 30 км/с. Поскольку смещение происходит к фиолетовому концу спектра, то звезда приближается к наблюдателю, т. е. 𝑣r ≈ −30 км/с.
Пространственные скорости звёзд относительно Солнца (или Земли) составляют, как правило, десятки километров в секунду
Изучение собственных движений и лучевых скоростей показало, что Солнечная система движется относительно ближайших звёзд со скоростью около 20 км/с в направлении созвездия Геркулеса. Точка небесной сферы, куда направлена эта скорость, называетсяапексомСолнца.
Анализ собственных движений и лучевых скоростей звёзд по всему небу показал, что они движутся вокруг центра Галактики. Это движение звёзд воспринимается как вращение нашей звёздной системы, которое подчиняется определённой закономерности: угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра, а линейная возрастает, достигая максимального значения на том расстоянии, на котором находится Солнце, а затем практически остаётся постоянной.
Звёзды, газ и другие объекты, составляющие галактический диск, движутся по орбитам, близким к круговым. Солнце вместе с близлежащими звёздами обращается вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с, совершая один оборот примерно за 220 млн лет. Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23—28 тыс. св. лет (7—9 тыс. пк). Скорость обращения Солнца практически совпадает со скоростью, с которой на данном расстоянии от центра Галактики движутся спиральные рукава. Эта область Галактики получила название коротационной окружности (от англ, corotation — совместное вращение).
Вопросы и задания для самоконтроля
1. Что нужно знать, чтобы определить пространственную скорость звезды? 2. Что нужно знать, чтобы определить тангенциальную скорость звезды? 3. В чём заключается эффект Доплера? 4. Что нужно знать, чтобы определить лучевую скорость звезды?
АСТРОНОМИЯ
Вращение Галактики.
Обычно апекс движения Солнца определяют по наиболее близким звездам, так как
далекие объекты могут обладать каким-нибудь общим движением Если имеется такое
общее движение, то при осреднении лучевых скоростей и собственных движений даже
по большому числу звезд в некоторой области неба индивидуальные скорости не
скомпенсируют друг друга, так как будут обладать составляющей, равной общей
скорости всей группы звезд.
Рассмотрим Солнце 5 вместе с окружающими его далекими звездами ( 225, а).
Предположим, что вся эта группа звезд имеет какое-то общее движение. Если бы все
участвующие в нем звезды двигались с одинаковой скоростью, то никакими способами
не удалось бы обнаружить этого движения. Теперь предположим, что движение в
рассматриваемой области происходит так, что линейные скорости звезд постепенно
возрастают в определенном направлении, скажем, слева направо, как это показано
стрел ками на 225,а. Такое распределение скоростей возникает, если,
например, вся рассматриваемая область совершает вращение вокруг точки,
расположенной далеко вправо.
Теперь рассмотрим, какие лучевые скорости должны иметь звезды, если их наблюдать
в различных направлениях из точки S ( 225,6). Очевидно, что при наблюдении
вправо и влево от точки S лучевые скорости окажутся равными нулю, так как вдоль
этих направлений вообще нет относительных движений. То же самое будет иметь
место и в перпендикулярном направлении по другой причине: вдоль направления
вектора скорости Солнца скорость всех звезд одинакова, и потому относительная
лучевая скорость равна нулю.
Во всех других направлениях будут наблюдаться лучевые скорости, причем
наибольшей величины они достигают в направлениях, составляющих угол 45ё с только
что рассмотренными. Кроме того, наблюдаемые лучевые скорости будут тем больше,
чем более далекие рассматриваются объекты. Измерения лучевых скоростей далеких
звезд позволяют обнаружить плавное их изменение ( 226), в точности
согласующееся с описанной картиной, причем нулевые значения лучевых скоростей
наблюдаются как раз в направлениях на центр и антицентр Галактики и под углами
90ё к ним. Отсюда следует, что все звезды вместе с Солнцем движутся
перпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение является
следствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстоянием
Это вращение имеет следующие особенности:
1. Вращение происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со
стороны северного ее полюса, находящегося в созвездии Волос Вероники.
2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра. Однако это
убывание несколько медленнее чем если бы вращение звезд вокруг центра Галактики
происходило по законам Кеплера.
3. Линейная скорость вращения сначала возрастает по мере удаления от центра.
Затем примерно на расстоянии Солнца она достигает наибольшего значения около 240
км/сек, после чего очень медленно убывает.
4. Солнце и звезды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центра
Галактики примерно за 200 миллионов лет. Этот промежуток времени называется
Урок по теме «Расширяющаяся Вселенная»
Разделы: Астрономия
Цель: расширить знания о строении и эволюции уникального объекта Вселенной в целом.
Задачи:
Оборудование к уроку: проектор, презентация, иллюстрации.
Структура урока:
1. Организационный момент
2. Актуализация знаний
3. Изучение нового материала
4. Закрепление нового материала
5. Подведение итогов урока
Ход урока
I. Организационный момент (приветствие, проверка отсутствующих)
II. Актуализация знаний
II. Изучение нового материала
Существовавшие на каждом этапе развития человеческой цивилизации представления о строении мира можно считать космологическими теориями соответствующей эпохи. Геоцентрическая система Аристотеля-Птолемея стала первой научно обоснованной космологической моделью Вселенной. Спустя 1500 лет ее сменила новая космологическая модель – гелиоцентрическая система, предложенная Коперником.
Космология – раздел астрономии, изучающий строение и эволюцию Вселенной в целом, используя при этом методы и достижения физики, математики и философии.
Только в XX веке было выработано понимание Вселенной как единого целого. Впервые космологическую модель Вселенной рассмотрел советский математик А.А.Фридман, основываясь на общей теории относительности А.Эйнштейна, и показал, что геометрические свойства Вселенной должны изменяться, т.е. расстояния между галактиками не могут оставаться постоянными. Фридман пришел к выводу, что материя в масштабах однородной и изотропной Вселенной не может находиться в покое – Вселенная должна либо сжиматься, либо расширяться.
Важное подтверждение теоретические выводы А.Фридмана получили благодаря наблюдениям Э.Хаббла. Измеряя лучевые скорости галактик, он обнаружил, что в их спектрах линии смещены к красному его концу, что, согласно эффекту Доплера, означало их удаление. В дальнейшем, сравнивая величину «красного смещения» в спектрах различных галактик, Э.Хаббл установил закон, который впоследствии был назван его именем.
Согласно закону Э. Хаббла, скорость удаления любой галактики от нас пропорциональна расстоянию до нее:
(где v – скорость удаления, H = 75 км/c * Мпк – постоянная Хаббла, R – расстояние до галактики)
Если скорость окажется меньше второй космической скорости, то наблюдаемое удаление галактики сменится приближением, т.е. расширение Вселенной сменится сжатием.
Если скорость будет больше или равна второй космической скорости, то галактика будет неограниченно удаляться, т.е. расширение носит неограниченный характер.
Пример 1. На каком расстоянии от нас находится галактика, имеющая скорость удаления 1,5 * 10 4 км/с?
Работы Э.Хаббла и А.Фридмана явились лишь началом изучения Вселенной, можно сказать, ее механики. Но именно они открыли дорогу последующим исследованиям физики тех процессов, которые происходили во Вселенной на различных этапах ее эволюции.
Развернувшиеся на протяжении XX века исследования затронули целый ряд фундаментальных проблем физики и позволили достичь во многих из них очень существенных и важных для современной науки результатов.
Взаимное удаление галактик означает, что в прошлом они были гораздо ближе расположены друг к другу, чем в современную эпоху. Закон Э.Хаббла дает возможность оценить время, которое прошло с момента начала их разбегания – начала расширения Вселенной.
Сейчас это время оценивается в 13 млрд лет. Таким образом, в столь отдаленную эпоху плотность во Вселенной была настолько велика, что ни галактики, ни звезды и никакие другие наблюдаемые в настоящее время объекты просто не могли существовать.
Некоторые видят в наблюдаемом разбегании галактик аналогию с разлетом вещества во время взрыва, поэтому теория расширения Вселенной получила название теории Большого взрыва.
III. Закрепление нового материала
Задача №1. Небольшая спиральная галактика с перемычкой NGC 1559 удаляется со скоростью около 1300 км/c. Определите расстояние до этого объекта.
Задача №2. Определите радиус наблюдаемой Вселенной с помощью закона Хаббла, учитывая, что максимальная скорость удаления галактики не может быть больше скорости света.
Ответ: 13 млрд. св.лет
Учащимся предлагается ответить на вопросы:
IV. Подведение итогов урока
Домашнее задание.
Наблюдаемые лучевые скорости будут тем больше чем
Курс общей астрономии
главы I, II, III, IV, V и VI написаны П.И.Бакулиным, главы IX, XI, XII, XIII и § 181 – Э.В.Кононовичем, главы VIII, Х и XIV – В.И. Морозом. Авторы по-прежнему глубоко признательны всем тем своим коллегам, которые оказали большую помощь при написании учебника и подготовке настоящего издания. Март 1976 Авторы
§ 1§ 1. Предмет и задачи астрономии
Астрономия – наука о Вселенной, изучающая движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем. Астрономия изучает Солнце и звезды, планеты и их спутники, кометы и метеорные тела, туманности, звездные системы и материю, заполняющую пространство между звездами и планетами, в каком бы состоянии эта материя ни находилась. Изучая строение и развитие небесных тел, их положение и движение в пространстве, астрономия в конечном итоге дает нам представление о строении и развитии Вселенной в целом. Слово «астрономия» происходит от двух греческих слов: «астрон» – звезда, светило и «номос» – закон. При изучении небесных тел астрономия ставит перед собой три основные задачи, требующие последовательного решения: 1. Изучение видимых, а затем и действительных положений и движений небесных тел в пространстве, определение их размеров и формы. 2. Изучение физического строения небесных тел, т.е. исследование химического состава и физических условий (плотности, температуры и т.п.) на поверхности и в недрах небесных тел. 3. Решение проблем происхождения и развития, т.е. возможной дальнейшей судьбы отдельных небесных тел и их систем. Вопросы первой задачи решаются путем длительных наблюдений, начатых еще в глубокой древности, а также на основе законов механики, известных уже около 300 лет. Поэтому в этой области астрономии мы располагаем наиболее богатой информацией, особенно для небесных тел, сравнительно близких к Земле. О физическом строении небесных тел мы знаем гораздо меньше. Решение некоторых вопросов, принадлежащих второй задаче, впервые стало возможным немногим более ста лет назад, а основных проблем – лишь в последние годы. Третья задача сложнее двух предыдущих. Для решения ее проблем накопленного наблюдательного материала пока еще далеко не достаточно, и наши знания в этой области астрономии ограничиваются только общими соображениями и рядом более или менее правдоподобных гипотез.
§ 2. Подразделение астрономии
Современная астрономия подразделяется на ряд отдельных разделов, которые тесно связаны между собой, и такое разделение астрономии, в известном смысле, условно. Главнейшими разделами астрономии являются: 1. Астрометрия – наука об измерении пространства и времени. Она состоит из: а) сферической астрономии, разрабатывающей математические методы определения видимых положений и движений небесных тел с помощью различных систем координат, а также теорию закономерных изменений координат светил со временем; б) фундаментальной астрометрии, задачами которой являются определение координат небесных тел из наблюдений, составление каталогов звездных положений и определение числовых значений важнейших астрономических постоянных, т.е. величин, позволяющих учитывать закономерные изменения координат светил; в) практической астрономии, в которой излагаются методы определения географических координат, азимутов направлений, точного времени и описываются применяемые при этом инструменты. 2. Теоретическая астрономия дает методы для определения орбит небесных тел по их видимым положениям и методы вычисления эфемерид (видимых положений) небесных тел по известным элементам их орбит (обратная задача). 3. Небесная механика изучает законы движений небесных тел под действием сил всемирного тяготения, определяет массы и форму небесных тел и устойчивость их систем. Эти три раздела в основном решают первую задачу астрономии, и их часто называют классической астрономией. 4. Астрофизика изучает строение, физические свойства и химический состав небесных объектов. Она делится на: а) практическую астрофизику, в которой разрабатываются и применяются практические методы астрофизических исследований и соответствующие инструменты и приборы; б) теоретическую астрофизику, в которой на основании законов физики даются объяснения наблюдаемым физическим явлениям. Ряд разделов астрофизики выделяется по специфическим методам исследования. О них будет сказано в § 101, 5. Звездная астрономия изучает закономерности пространственного распределения и движения звезд, звездных систем и межзвездной материи с учетом их физических особенностей. В этих двух разделах в основном решаются вопросы второй задачи астрономии. 6. Космогония рассматривает вопросы происхождения и эволюции небесных тел, в том числе и нашей Земли. 7. Космология изучает общие закономерности строения и развития Вселенной.
На основании всех полученных знаний о небесных телах последние два раздела астрономии решают ее третью задачу.
Курс общей астрономии содержит систематическое изложение сведений об основных методах и главнейших результатах, полученных различными разделами астрономии.
