Космологическое красное смещение.

18.Космологическое красное смещение.

Космологическое (метагалактическое) красное смещение — наблюдаемое для всех далёких источников (галактики, квазары) понижение частот излучения, объясняемое как динамическое удаление этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, то есть как не стационарность (расширение) Метагалактики.

Графически оно выглядит так:

Рис.105 Графическое представление о космологическом красном смещении.
Рис.105 Графическое представление о космологическом красном смещении.

Красное смещение для галактик было обнаружено американским астрономом Весто Слайфером в 1912—1914 годах, а в 1929 году Эдвин Хаббл открыл, что красное смещение для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально расстоянию ( закон Хаббла).

Предлагались различные объяснения наблюдаемого смещения спектральных линий, например, гипотеза утомлённого света, но, в конечном итоге, связали с эффектом расширения межгалактического пространства по ОТО. Данное объяснение этого явления является общепринятым.

Красное смещение, вызванное расширением, часто путают с более знакомым красным смещением, вызванным эффектом Доплера, который обычно делает звуковые волны более длинными, если источник звука удаляется. То же верно и для световых волн, которые становятся более длинными, если источник света отдаляется в пространстве.

Доплеровское красное смещение и космологическое красное смещение – вещи абсолютно разные и описываются различными формулами. Первая вытекает из частной теории относительности, которая не принимает во внимание расширение пространства, а вторая следует из общей теории относительности. Эти две формулы почти одинаковы для близлежащих галактик, но различаются для отдаленных.

Рассмотрим виды спектров.

Рис.106 Сплошной спектр видимого излучения.

1.Сплошной спектр.

Спектр видимого излучения сплошной. Это говорит о том, что в данном спектре присутствуют все, без исключения, частоты видимого излучения. Характерной особенностью излучения является то, что излучение определённой частоты всегда ложится на одно и то же место в спектре. И исключений не бывает.

2. Линейчатый спектр.

Рис.107 Линейчатый спектр.
Рис.107 Линейчатый спектр.

Наличие вертикальных линий в спектре говорит о том, что в спектре отсутствуют некоторые частоты излучения и ничего более, т.е. в процессе перемещения часть излучения была поглощена веществом расположенным в космическом пространстве между объектами. Теперь, обратившись к Рис.105, мы можем утверждать, что в спектре позиции 1 отсутствует часть излучения, относящаяся к зелёному цвету, на позиции 2 отсутствует часть излучения, относящаяся к жёлтому цвету, на позиции 3 отсутствует часть излучения, относящаяся к синему цвету.

Сдвиг фраунгоферовых линий в спектрах далёких галактик в красную сторону говорит о том, что в спектрах отсутствует низкочастотное излучение и причина этого отсутствия кроется в изменении свойств среды распространения. В целом же говорит о том, что температура Вселенной была раньше более низкой и чем дальше, тем ниже.

Спектр излучения звёзд сплошной. Линии на спектре не характеристика излучающего объекта, не характеристика излучения, а характеристика среды распространения.

Спектральные серии водорода располагаются во всех диапазонах спектра.

Изученные серии:

Серия Лаймана

Открыта Т. Лайманом[en] в 1906 году. Все линии серии находятся в ультрафиолетовом диапазоне. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 1 и n = 2, 3, 4, …; линия Lα = 1216 Å является резонансной линией водорода. Граница серии — 911,8 Å.

Серия Бальмера

Открыта И. Я. Бальмером в 1885 году. Первые четыре линии серии находятся в видимом диапазоне и были известны задолго до Бальмера, который предложил эмпирическую формулу для их длин волн и на её основе предсказал существование других линий этой серии в ультрафиолетовой области. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 2 и n = 3, 4, 5, …; линия Hα = 6565 Å, граница серии — 3647 Å.

Серия Пашена

Предсказана Ритцем в 1908 году на основе комбинационного принципа. Открыта Ф. Пашеном в том же году. Все линии серии находятся в инфракрасном диапазоне. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 3 и n = 4, 5, 6, …; линия Pα = 18 756 Å, граница серии — 8206 Å.

Серия Брэккета

Открыта Ф. С. Брэккетом в 1922 году. Все линии серии находятся в ближнем инфракрасном диапазоне. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 4 и n = 5, 6, 7, …; линия Bα = 40 522 Å. Граница серии — 14 588 Å.

Серия Пфунда

Открыта А. Г. Пфундом в 1924 году. Линии серии находятся в ближнем (часть в среднем) инфракрасном диапазоне. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 5 и n = 6, 7, 8, …; линия Pfα = 74 598 Å. Граница серии — 22 794 Å.

Серия Хэмпфри

Открыта К. Д. Хэмпфри в 1953 году. Серия соответствует формуле Ридберга при n′ = 6 и n = 7, 8, 9, …; основная линия — 123 718 Å, граница серии — 32 823 Å.

Расположение серии зависит от температуры излучения.

На спектр (сплошной) далёких галактик накладываются линии поглощения определённой частоты водородом-средой распространения. Эти линии смещаются в длинноволновую сторону, что говорит о изменении свойств среды распространения, а не свойств самого излучения (изменении длины волны) и связаны эти изменения прежде всего с температурой.

Вселенная наполнена Тёмной материей и Тёмной энергией, т.е. Эфиром и СВЕТОМ. В процессе эволюции Эфир переходит в СВЕТ, что говорит о том, что Эфира(Тёмной материи) в ранней Вселенной было больше и среда распространения была совершенно другой, что и влияет, вместе с температурой, на поглощение средой волн разной длины в разные периоды существования Вселенной. Упор на изменение длины с разбеганием логически не обоснован.

Астрономы провели самые глубокие миллиметровые наблюдения в отдаленной области Вселенной.[68]

С помощью радиотелескопов ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) в Чили международная группа астрономов изучила отдаленную область Вселенной в миллиметровом диапазоне. Впервые ее удалось обнаружить на известном изображении, полученном благодаря телескопу «Хаббл» в 2004 году. Статьи об исследовании приняты к публикации в журнале Astrophysical Journal.

«Новые результаты, полученные на ALMA, показывают быстрый рост содержания газа в галактиках по мере того, как мы заглядываем все дальше вглубь времени», -- говорит ведущий автор двух статей Мануэль Аравена. «Это увеличивающееся содержание газа, по-видимому, и является основной причиной заметного роста темпа звездообразования в эпоху пика формирования галактик – около 10 миллиардов лет назад». Согласно новому исследованию, на больших красных смещениях звездная масса галактики – лучший показатель темпа звездообразования в ней. Эксперты также обнаружили галактики с высоким содержанием окиси углерода. Это означает, что в областях с большим скоплением газа происходит формирование звезд. Исследователи отмечают, что с помощью телескопов ALMA им впервые удалось получить настолько детальные изображения.

«Новые результаты ALMA показывают, что когда мы дальше смотрим вглубь времени, то находим более стремительный рост содержания газа в галактиках», – утверждают авторы работы. Конец цитаты.

Вывод:

Исследованиями доказано, что частота излучения водорода тем выше, чем выше его температура. В ранней Вселенной, что связано с увеличением расстояния от Земли, частота излучения водорода снижается, тем самым увеличивается длина волны, что говорит о более низкой температуре Вселенной в ранний период. Нет никакого красного смещения, есть изменение частоты излучения водорода в зависимости от температуры Вселенной. Чем ниже температура, тем ниже частота излучения. Связь длины волны излучения водорода с расширением Вселенной ложно.

Ускоряющаяся Вселенная. [69]

Цитата: В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» (сверхновых Ia), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла. Был сделан вывод, что Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением. Конец цитаты.

Сверхновые Типа 1а непригодны для точного определения расстояний во Вселенной. [70]

Рис.108 Сверхновые Типа 1а непригодны для точного определения расстояний во Вселенной
Рис.108 Сверхновые Типа 1а непригодны для точного определения расстояний во Вселенной

Первый тип сверхновых звезд (Тип 1а) используется, чтобы измерять расстояния во Вселенной. Суть такого метода состоит в том, что яркость звезд этого типа после вспышки всегда одинакова. Это связано с тем, что они взрываются после достижения одинаковой критической массы (в системе двойной звезды "гигант - белый карлик"). Естественно, чем дальше звезда, тем слабее ее блеск, но нам известна абсолютная, т.е. действительная яркость звезды на некотором принятом расстоянии от Земли. Зная наблюдаемую и абсолютную величину, достаточно легко найти истинное расстояние до объекта. Но точность этих замеров зависит от формы взрыва, т.к. принято, что оболочки взрывающихся звезд строго сферичны. Новое исследование в этой области показывает, что некоторые сверхновые звезды Типа 1a взрываются асферически. Поэтому в стройной системе вычисления расстояний во Вселенной появились пределы неопределенности. Теперь ученые сомневаются в точности ранее проделанных измерений, а также в целесообразности использования сверхновых звезд первого типа в качестве стандартных свеч.