UkrReferat.com
найбільша колекція україномовних рефератів

Всього в базі: 75855
останнє поновлення: 2016-12-09
за 7 днів додано 12

Реферати на українській
Реферати на російській
Українські підручники

$ Робота на замовлення
Реклама на сайті
Зворотній зв'язок

 

ПОШУК:   

реферати, курсові, дипломні:

Українські рефератиРусские рефератыКниги
НазваСучасна космологія
Автор
РозділАстрономія, авіація, космонавтика, НЛО
ФорматWord Doc
Тип документуКурсова
Продивилось7812
Скачало557
Опис
Безкоштовна робота. Закачати
ЗАКАЧКА
Замовити оригінальну роботу

ьних вимірюваннях, носять назву променевих швидкостей. Піонером

вимірювання променевих швидкостей у галактик був на початку минулого

століття американський астрофізик В. Слайфер. В 1924 Р.К. Вирц знайшов,

що, чим менше кутовий діаметр галактики, тим в середньому більше її

швидкість видалення, хоча одержана залежність і була дуже нечітка. Вірц

порахував, що ця залежність відображає залежність між швидкістю і

відстанню і тому свідчить на користь космологічної моделі де Ситтера.

Про роботу Фрідмана Вірц, мабуть, нічого не знав.

 

Проте відомий шведський астроном К. Лундмарк і інші астрономи,

повторивши роботу Вірца, не підтвердили його результати. Тепер ми

розуміємо, що суперечності були зв'язані з тим, що лінійні розміри

галактик вельми різні, і тому їх видимі кутові розміри не указують прямо

на відстань від нас: галактика може бути видима маленькою не тільки

тому, що вона розташована далеко, але і тому, що вона насправді мала за

розмірами.

 

Для вирішення питання були потрібні надійні методи визначення відстаней

до галактик. І такі методи були створені. Вперше це вдалося зробити за

допомогою пульсуючих зірок, що міняють свою яскравість, — цефеїд.

 

Ці змінні зірки володіють чудовою особливістю. Кількість світла,

випромінюване цефеїдою, — її світимість і період зміни світимості

унаслідок пульсації тісно зв'язані. Знаючи період, можна обчислити

світимість. А це дозволяє обчислювати відстань до цефеїди. Дійсно,

змірявши період пульсацій за спостереженнями зміни блиску, визначаємо

світимість цефеїди. Потім вимірюється видимий блиск зірки. Видимий блиск

обернено пропорційний квадрату відстані до цефеїди. Порівняння видимого

блиску з світимістю дозволяє знайти відстань до цефеїди.

 

Цефєїди були відкриті в інших галактиках. Відстані до цих зірок, а

значить, і до галактик, в яких вони знаходяться, виявилися набагато

більшими, ніж розмір нашої власної Галактики. Тим самим було остаточно

встановлено, що галактики — це далекі зоряні системи, подібні нашої.

 

Для встановлення відстаней до галактик, крім цефеїд, вже в перших

роботах застосовувалися і інші методи. Одним з таких методів є

використовування найяскравіших зірок в галактиці як індикатора

відстаней.

 

Найяскравіші зірки, мабуть, мають однакову світимість і в нашій

Галактиці, і в інших галактиках, і по цій «стандартній» величині можна

визначати відстань. Але найяскравіші зірки мають більшу світимість, ніж

цефеиды, можуть бути видні з великих відстаней і є, таким чином, більш

могутнім індикатором відстаней. Відстані до цілого ряду галактик були

визначені Е. Хабблом.

 

Природно, астрономи намагалися перевірити закон Хаббла для великих

відстаней. Для цього потрібно було мати індикатори відстаней набагато

більш могутні, ніж змінні зірки — цефеїди або найяскравіші зірки,

розглянуті вище.

 

В 1936 р. Хаббл запропонував використовувати як такі індикатори цілі

галактики. Він виходив з наступних міркувань. Індикатор відстаней

повинен володіти певною фіксованою світимістю. Тоді видимий блиск

служитиме покажчиком відстані. Окремі галактики не можуть служити

-----> Page:

[0] [1] [2] [3] [4] [5] [6] 7 [8] [9] [10] [11] [12]

ЗАМОВИТИ ОРИГІНАЛЬНУ РОБОТУ