Үлкен Жарылыс теориясының дәлелдемесі. Ғаламның жасы. Физика, 11 сынып, дидактикалық материал.

Бірінші оқушыға арналған мәтін.

Ғаламның кеңеюі

Ақпарат көзі:http://www.astronet.ru/db/msg/1210286

Қазіргі заманғы астрономияның деректері бойынша Ғаламдағы жұлдыздар галактикаларға топтастырылған, олар өз кезегінде шоғырларды құрайды. Біз 60 миллион жарық жыл қашықтығына алшақтаған Бикеш шоқжұлдызының бағытындағы мыңнан астам галактикалардың аса зор шоғырлану перифериясында тұрмыз. Қазіргі заманғы техниканың мүмкіндіктері шамамен 10 миллиард жарық жыл қашықтықтағы жарық галактикаларды бақылауға мүмкіндік береді.

Жұлдыздардың және галактикалардың байқалатын спектрлерінде белгілі элементтердің спектралды сіңіру сызықтары (жұлдыздардың хромосфералары) жақсы ажыратылады. Бұл жақсы танымал Доплер әсері көмегімен жер бақылаушысына қатысты осы сәулелендіру объектісі алыстайтын ( >0) немесе жақындайтын ( <0) жылдамдығын өте дәл өлшеуге мүмкіндік береді.

Егер бізді қоршаған галактикалар хаосты түрде қозғалса, онда олардың спектрлеріндегі қызыл және көк ығысулар бірдей ықтималдықпен байқалатын еді. Бірақ эксперимент басқаша көрсетеді: қызыл ығысулар басым және зерттелетін нысандардан алысырақ болған сайын соғұрлым көп. Бұл бақылаулардың сандық нәтижесі - 1929 жылы Хаббл тұжырымдаған «қашу заңы», осыған сәйкес барлық галактикалар бізден алшақтайды және осы қашу жылдамдығы қарастырылып отырған галактикаға дейінгі қашықтыққа пропорционал:

Пропорционал коэффициенті тұрақты Хаббл деп аталады.

Әрине, бұл қашу заңынан (2) біздің галактика әлемнің орталығы, ал қалғандары одан алыстап барады деген тұжырым туындамайды. Космологиялық принцип бойынша біздің галактика ештеңемен ерекшеленбейді, сондықтан кез-келген басқа галактикадан бақылаушы қашудың дәл осындай көрінісін көруі керек. Бұл «бәрі барлығынан қашады» дегенді білдіреді.

«Ғаламның жасын» есептеу өте оңай, егер кеңейту процесінде Хаббл тұрақтысы өзгерусіз қалады деп болжаса: сонда (2)-ден сан үшін миллиард жылдар. Шындығында, өзгермейтіндігі туралы болжам дұрыс емес және дәл бағалауын тек Фридман космологиялық моделінің көмегімен алуға болады (ары қарай қараңдар). Бұл сапалы өзгерістерге әкеп соқпайды, ал үшін сонда 14 миллиард жыл болады.

Екінші оқушыға арналған мәтін

Реликті сәуле шығару

Ақпарат көзі:http://www.astronet.ru/db/msg/1210286

Бұл біздің ғасырдың маңызды космологиялық ашылымы, ол кездейсоқ жасалған. 1964 жылы астрономдар Р. Пензиас пен А. Вильсон эклиптика жазықтығынан тыс бағыттарда біздің Галактиканың фондық радиосәулеленуін өлшеуді шешеді. Ол үшін олар спутниктерімен байланыс үшін салынған, өз шуының өте төмен деңгейін қамтамасыз ету үшін құрастырылған Белл-Телефон фирмасының рупорлық антенналық зертханасын пайдалануды шешті. Соңғысы өте маңызды, себебі галактиканың күтілетін фондық радиосәулелену атмосферадан, антеннаның өзінен және оның күшейткіш тізбектерінен басқа шулардың фонында ерекшелеуді қажет ететін радиошу сияқты.

Пензиас және Вильсон барлық осы "паразиттік" шуылдарын мұқият талдап, бағалағаннан кейін, Галактика радиошуы іс жүзінде болмауы тиіс ұзындығы 7,35 см (микротолқынды диапазон) салыстырмалы қысқа толқындарда өлшеуді бастады. Олар бүкіл сигнал белгілі "паразиттік шулардың" қарапайым сомасы болады деп күтті. Бірақ олардан басқа, жүйе қарқындылығы антеннаның бағытына да, тәулік уақытына да байланысты емес әлсіз қосымша радио шуды тіркейтіні белгілі болды.

Пензиас және Вильсон осы қосымша радиошудың табиғатын түсінбеді, олар тіпті мүмкін болатын ластанулардан қосымша кедергілерді болдырмау үшін барлық антеннаны бөлшектеді, тазалады және қайта жинады. Бірақ бұл нәтижені іс жүзінде өзгерткен жоқ, және оларға түсініксіз (олар үшін) себептер бойынша олардың антеннасы шығу тегі жерден тыс қосымша әлсіз радиошуды қабылдайтынын, оның қарқындылығы уақыт бойынша тұрақты және бағытқа байланысты емес екенін мойындауға тура келді. Толқын ұзындығы 7,35 см-мен өлшенген осы радиосигналдың қарқындылығы үш кельвинге жуық температурамен абсолютті қара дененің толқынының осы ұзындығында сәулеленудің қарқындылығына тең болды. Пензиас пен Вильсон бұл фактіге кездейсоқ тап болды және біраз уақыт өз нәтижелерін жариялауға батылы да жетпеді, өйткені олар өздері тапқан радиошуының табиғатын түсінбеді (1978 жылы олар өздерінің ашылымына Нобель сыйлығын алды). Алайда қырқыншы жылдардың соңында физик-теоретиктердің алғашқы жұмыстары пайда болды, онда қазіргі уақытта бүкіл Ғалам бірнеше градус Кельвиннің тиімді температурасымен тепе-тең электромагниттік сәулемен толтырылуы тиіс деп болжанған.

Теоретиктердің пікіріне сәйкес, Ғалам ерте кезеңде өте жоғары температурасы бар тепе-тең сәулелендірумен толықтырылған. Ғаламның кеңеюі барысында бұл сәулелену салқындатылып, тепе-теңдік күйінде қалды, қазіргі уақытта температура Кельвиннің бірнеше градус мәндеріне дейін төмендеді. Ыстық ертедегі Ғаламның бастапқы фазасынан қалған дәл осы "реликті сәулеленуді" Пензиас пен Вильсон тапты. Олар бұл туралы әлемнің ыстық теориясымен (ерте сатысында) таныс болған және реликті сәулеленуді анықтау үшін арнайы антеннаны салып жатқан Принстону ниверситетінің физиктерімен байланысқа түскеннен кейін білді. Бірақ Пензиас пен Вильсон оларды басып озды.

Үшінші оқушыға арналған мәтін

Ғаламның құрамы

Ақпарат көздері:

http://www.astronet.ru/db/msg/1210286

http://www.galactic.name/articles/bolshoy_vzryv_i_ego_problemy.php

Космологиялық нуклеосинтез динамикасын бейнелейміз –жеңіл химиялық элементтердің жаппай концентрациясының плазма температурасына тәуелділігі бар. 5.107 К температурада заттың барлық бастапқы химиялық құрамы қалыптасты: шамамен 23 - 26% нуклондар 4Не ядросына байланды; салмағы бойынша 74 - 77% сутегіні және тек 0,01 - 0,0001% -дейтерий, гелий-3 және тритийді құрайды. Дейтерияның Ғаламда таралуы заттың қазіргі тығыздығына өте сезімтал екендігі назар аударуға лайық. Тығыздығы 1,4.10-31-дан 7.1030 г/см3-ге дейін өзгерген кезде оның салыстырмалы концентрациясы (2Н/Н) іс жүзінде жеті ретке азаяды. Кем дегенде 4Не массалық құрамы бариондардың қазіргі тығыздығының шамасына байланысты, алайда ол да шамамен 2 есе өседі.

Бұл мүмкіндікті ғарыштық гелий-4 және дейтерийдің бақыланатын таралуы белгілі болса, Ғаламдағы заттардың қазіргі тығыздығын болжау үшін пайдалануға болады.

Күнге жақын жұлдыздардың атмосферасындағы гелий сіңіру және эмиссия сызықтарының спектроскопиялық өлшеулері оның массалық концентрациясының 10-нан 40% -ға дейін өзгеруінің бар екендігін көрсетеді. 4He бар болуы біздің Галактиканың аса ежелгі нысандарында - шарлы шоғырлануларда да кездеседі, олардың таралуы 26-28% құрайды. Мұның бәрі, әрине, Үлкен Жарылыс моделімен үйлесімді заттың қазіргі тығыздығының шамасын анықтау үшін 4Не галактикалық құрамы туралы деректерді пайдалану артықшылықтарын төмендетеді.

Бұл аспектіде дейтерийдің космологиялық өнімін салыстырудан және оның Галактикадағы заманауи таралуынан алынған деректер неғұрлым ақпаратты болып табылады. 4Не қарағанда, бұл изотоп жұлдыздардың пайда болуы барысында жанып кетеді, демек, бүгін сөз оның массасының тығыздығының төменгі шегін анықтау туралы ғана жүре алады. Жұлдызаралық ортада атомдық дейтерийдің сіңіру желілерін бақылау, сондай-ақ HD, DCN молекулаларының сәулеленуін тіркеу Галактикадағы бұл изотоптың құрамы сутегі массасынан 0,001-ден 0,00001%-ға дейін шамасында екенін көрсетеді. Бұл 1,4.10-31 г/см3 заттың қазіргі тығыздығына сәйкес келеді.

Жоғарыда айтылғандай, бақылау деректері бойынша ғалам негізінен сутегіден (салмағы бойынша 3/4) және гелийден (1/4) тұрады, басқа элементтер шамамен бір пайызды құрайды. Бұл деректер жұлдыздар мен жұлдызаралық газ спектрлері бойынша алынған және жұлдыздардың құрамы мен эволюциясын сипаттайтын астрофизиканың теориялық үлгілерімен жақсы үйлеседі. Жоғарыда келтірілген 3/4 және 1/4 сандар осы эволюцияның бастапқы фазасына жатады, оның барысында жұлдыздарда басқа да, соның ішінде ауырэ лементтер түзеледі.