Ievads kosmoloģijā Zinātne par Visuma rašanos un attīstību Dmitrijs Docenko, LU AI [email protected] 2008. g.
Download ReportTranscript Ievads kosmoloģijā Zinātne par Visuma rašanos un attīstību Dmitrijs Docenko, LU AI [email protected] 2008. g.
Ievads kosmoloģijā Zinātne par Visuma rašanos un attīstību Dmitrijs Docenko, LU AI [email protected] 2008. g. 10. decembris Lekciju plāns 1. Ārpusgalaktikas astronomija 2. Kosmoloģiskie modeļi 3. Lielā Sprādziena teorija (Planka ēra un inflācija) 4. Lielā Sprādziena teorija (no kvarku ēras līdz Visuma pastāvēšanas beigām) http://www.virac.lv/ddocenko/ Literatūras avoti • J. Žagars, I. Vilks, Astronomija augstskolām, 2005 • А.В. Засов, К.А. Постнов, "Общая астрофизика", 2006 • Физика космоса: Маленькая энциклопедия, 1984 • P.J. Peebles, Principles of Physical Cosmology, 1993 • Дж. Силк, Большой Взрыв, 1982 • S. Weinberg, The First Three Minutes, 1977 • Wikipedia • http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm • http://www.mpe.mpg.de/~bender/imprs/imprs_intro.html 1. lekcija Ārpusgalaktikas astronomija • • • • • Ielūkojamies vēsturē Galaktiku klasifikācija Aktīvās galaktikas Galaktiku kopas un lielmēroga struktūra Attālumu skala 1. lekcija Ārpusgalaktikas astronomija • • • • • Ielūkojamies vēsturē Galaktiku klasifikācija Aktīvās galaktikas Galaktiku kopas un lielmēroga struktūra Attālumu skala Ievads Kosmoloģija ir astronomijas nozare, kas pēta Visuma, kā viena vesela, rašanos un attīstību. Kosmoloģija ir tikpat atrauta no astronomijas, kā astronomija (būdama fizikas daļa) no fizikas. Iemesls tam – pavisam citādi apstākļi, notiekošie procesi, raksturīgie lielumi (temperatūra, blīvums). Lai ievestu nepieciešamo terminoloģiju un saprastu tās vajadzību, iesim vēsturiskā secībā. Kosmoloģijas salīdzinājums Fizika Objektu 10-13 – 104 izmēri, m Tempe- 10-8 – 109 ratūra, K Piemērs Astronomija Kosmoloģija 104 – 1019 10-35 – 1026 101 – 109 100 – 1032 Kosmoloģijas pirmsākumi • Vēsturiski pirmais tika noformulēts Olbersa paradokss (1744. g.) • Tikai daudz vēlāk novērojumu tehnikas un teorijas attīstība ļāva to korekti atrisināt • Tāpat tika noformulēta “salu visumu” hipotēze (1755. g.) – ar to dienu tehniku arī to nevarēja ne pierādīt, ne apgāzt Olbersa paradokss • Cits nosaukums – fotometriskais paradokss (ir jāatceras fotometrija!) • To noformulēja 1744. gadā Ž. Šezo (Šveice) un 1826. gadā G. Olberss (Vācija) • Paradokss – teorijas acīmredzama pretruna ar novērojumu datiem • Ir spēkā bezgalīgam un stacionāram Visumam Olbersa paradokss • Objekta redzamais virsmas spožums : d dSd Gaismas plūsma no objekta uz virsmas laukumu dS no objekta telpas leņķa d. Olbersa paradokss d dS 1 Sobjekta : dSd Ssf e ras dS Ssf e ras Sobjekta • Redzamais virsmas spožums nav atkarīgs no attāluma līdz objektam! Olbersa paradokss • Ja Visums ir bezgalīgs un stacionārs, tad jebkurā virzienā vērsts stars agri vai vēli šķērsos kādu zvaigzni • Tad visas debess redzamais virsmas spožums būtu aptuveni tāds pats, kā Saulei Bet tā nav! Olbersa paradokss • Pretrunas atrisinājumu varianti ir sekojoši: – Visumam ir robeža, pēc kuras spīdošās vielas nav – Tālo zvaigžņu gaisma nav novērojama • Realitātē ir abi iemesli: – Visuma galīgā vecuma dēļ pastāv redzamības horizonts – Tālo zvaigžņu gaismai ir viļņa garuma nobīde, ko izsauc telpas izplešanās Kosmoloģijas pirmsākumi • 1755. gadā Imanuēls Kants piedāvāja hipotēzi par to, ka daži teleskopā novērojami miglaini objekti ir īstenībā “salu visumi”, atdalīti no mūsu zvaigžņu pasaules ar milzīgiem tukšumiem. • 1845. gadā Viljams Parsons ar 72-collu teleskopu noteica, ka dažiem “miglājiem” ir spirālveida struktūra un piekrita Kanta uzskatam. • Bet eksperimentālo faktu, lai pierādītu šo uzskatu, tajā laikā nebija. Edvins Habls (1889 – 1953) Atrisināja simts gadu ilgu strīdu par to, vai Visums un Galaktika ir viens un tas pats. Andromēdas miglāja novērojumi 1925. gada augustā E. Habls novēroja Andromēdas miglāju ar Mount Wilson observatorijas 2.5-metrīgo teleskopu (ASV). • Izšķīra atsevišķas zvaigznes (tika izdarīts arī agrāk) • Pēc cefeīdām noteica attālumu! • Miglājs ir īstenībā cita milzīgā galaktika! Andromēdas miglāja novērojumi Andromēdas miglāja novērojumi Andromēdas miglāja novērojumi Subaru teleskops, 2000. gads Zvaigžņu pasaule • Raksturīgie izmēri un attālumi – – – – – Attālums Saule-Zeme – 5·10-7 pc Attālums līdz tuvākai zvaigznei – 1 pc Attālums līdz Galaktikas centram – 10 kpc Attālums līdz Andromēdas galaktikai – 690 kpc Tipiskie attālumi līdz citām galaktikām – no 1 līdz 500 Mpc (1 pc = 3.086·1016 m) 1. lekcija Ārpusgalaktikas astronomija • • • • • Ielūkojamies vēsturē Galaktiku klasifikācija Aktīvās galaktikas Galaktiku kopas un lielmēroga struktūra Attālumu skala Galaktiku pasaule • Izpētot uzbūves īpatnības vairāk nekā 1000 dažādām galaktikām, Habls sadalīja tās četrās galvenās klasēs: – Eliptiskās (E – elliptical) – 25% (pēc skaita) – Lēcveida (S0 – lenticular) – 20% – Spirālās – parastās (S – spiral) un šķērsotās (SB – spiral barred) – 50% – Neregulārās (Ir – irregular) – 5% Galaktiku pasaule Galaktiku apakšklases • Eliptiskās: no E0 līdz E7 pēc eliptiskuma 10 (a – b) / a (spēlē lomu projekcijas efekti) • Spirālās galaktikas: Sa, Sb, Sc (SBa, SBb, SBc) – Sablīvējuma izmērs (Sa – liels, Sc – ļoti mazs) – Spirāļu atvērums (Sa – cieši satīta, Sc – ļoti atvērta) – Zaru sadalīšanās pārmilžu zvaigznēs un HII rajonos (Sa – viendabīgi zari, Sc – gabalaini zari) Galaktiku pasaule Habla galaktiku diagramma Galaktiku pasaule: E E0 (M87) Eliptiskās galaktikas E5 (NGC4660) Galaktiku pasaule: S0 M104 S0 – Lēcveida galaktikas Galaktiku pasaule: S0 M104 S0 – Lēcveida galaktikas Putekļu josla Galaktiku pasaule: S0 S0 – Lēcveida galaktikas Galaktiku pasaule: S Sa (M94) Spirālās galaktikas Sc (M101) Galaktiku pasaule: SB SBb (NGC1300) Šķērsotās spirālās galaktikas SBa (NGC2523) Galaktiku pasaule: Irr Irr I (LMC), tagad SBm Neregulārās galaktikas Irr (NGC1427A), tagad IrrB Galaktiku tipu salīdzinājums Galaktiku tips Eliptiskās Spirālās Centrālais Tikai Sa – liels, sablīvējums sablīvējums Sc – mazs Spirālzari Nav Gāzes masas daļa Gandrīz nav Neregulārās Nav Sa – cieši, gludi, Dažām – Sc – atvērti, paliekas gabalaini Sa – ap 1%, 10 - 50% Sc – ap 5 - 10% Galaktiku tipu salīdzinājums Galaktiku tips Eliptiskās Spirālās Sa – pēdas, Sc – daudz Zvaigžņu Visas vecas Sa – dažas vecums (ap 1010 g.) jaunas, Sc – vairāk Spektra tips G-K Sa – G-K, Sc – A-F Jaunas zvaigznes Nav Neregulārās Dominē Lielākoties jaunas (ir arī ļoti vecas) A-F Galaktiku tipu salīdzinājums Galaktiku tips Eliptiskās Krāsa Sarkana Masa (MSaules) 108 – 1013 Spīdība (LSaules) 106 – 1011 Spirālās Neregulārās Zilgana 109– 1012 Sa – vairāk 108– 1011 Sa – vairāk 108 – 1011 108 – 1011 Galaktiku pasaule • Habla diagramma nav evolūcijas secība, jo visu tipu galaktiku vecums ir ap (5-10) 109 gadu • Bet tā raksturo galaktikas evolūcijas pakāpi • Eliptiskās galaktikas izveidoja visas zvaigznes sen atpakaļ, iztērējot gāzes krājumus, bet spirālās galaktikas zvaigžņu veidošanas procesi turpinās arī tagad. • Iemesls – dažādi apstākļi Galaktiku tipu pārvērtības • Kad difūzā gāze izveido galaktiku, leņķiskā momenta saglabāšanas dēļ tiek izveidots disks, kurā veidojas zvaigznes – Spirālā galaktika • Kad salīdināmā lieluma galaktikas saduras, disks tiek sagrauts – Eliptiskā galaktika • Tālākā gāzes ieplūšana izveido jaunu disku – Spirālā galaktika ar eliptisko galaktiku centrā Eliptiskās galaktikas • Nav makroskopiskās rotācijas – zvaigznes kustās gan pa gandrīz radiālām, gan pa riņķveida orbītām Spirālās galaktikas • Sastāv no trim izteiktām daļām – diska, centrālā sablīvējuma un halo. • Diska zvaigznēm ir makroskopiskā rotācija (kustas pa gandrīz riņķveida orbītām). Spirālās galaktikas • Rotācijas līknes (zvaigžņu rotācijas ātruma atkarība no attāluma līdz galaktikas centram) atšķiras no teorētiski sagaidāmām! • Novērojamās masas ir par maz, lai izsauktu novērojamu ātru galaktikas zvaigžņu rotāciju. vzv=√GM/Rzv, kur M ir galaktikas masas daļa, kas ir tuvāka galaktikas centram, nekā zvaigzne. Spirālās galaktikas Mūsu Galaktikas rotācijas līkne Spirālās galaktikas Ir divi veidi, kā atrisināt šo pretrunu: • Tumšā matērija – matērija, kas nav zvaigznes, gāze vai putekļi, bet tai ir ievērojama masa • Modificētā Ņūtona dinamika – nedaudz izmaina gravitācijas likumu tā, lai novērojamās rotācijas līknes sakristu ar teorētiski sagaidāmām. Novērojumu dati izslēdz otro variantu. 1. lekcija Ārpusgalaktikas astronomija • • • • • Ielūkojamies vēsturē Galaktiku klasifikācija Aktīvās galaktikas Galaktiku kopas un lielmēroga struktūra Attālumu skala Aktīvās galaktikas Galaktikas, kurās notiek procesi ar milzīgu enerģijas izdalīšanos (pēc skaita – 1-2% no visām). • Radiogalaktikas • Seiferta galaktikas • Kvazāri • Blazāri Redzam pagātni – tās evolūcijas stadijas, kas tuvām galaktikām jau ir pabeigušās. Evolūcijas secība ir (aptuveni) pretēja. Aktīvās galaktikas • Iemesls – super-masīvais melnais caurums (MC) aktīvo galaktiku kodolos. Jo jaunāka ir galaktika, jo vairāk vielas krīt uz melno caurumu. Un jo vairāk starojuma nāk no melnā cauruma. • Kāpēc? Krītot, viela paātrinās, sadursmju dēļ sakarst, sāk starot. Magnētiskā laukā rodas elektronu sinhrotronais starojums. • Redzam ne paša MC starojumu, bet tās vielas, kura ir gandrīz nokritusi tajā. Aktīvās galaktikas Aktīvās galaktikas Aktīvās galaktikas NGC 4261 kodols Radiogalaktikas • Ir pastiprināta emisija radioviļņu diapazonā (1035 – 1037 J/s), kura nevar rasties no zvaigžņu rašanās un nāves procesiem • Dažas radiogalaktikas izskatās kā parastās eliptiskās galaktikas, dažas – kā neregulāras • Radiostarojums pārsvarā nāk no diviem apgabaliem, kuriem pa vidu atrodas pati galaktika. Daudzām ir novērojams, ka apgabalus savieno ar centru tievas strūklas. Radiogalaktikas Radiogalaktikas • Šo galaktiku radiostarojumu rada relativistiskie elektroni, kustoties galaktikas magnētiskajā laukā – sinhrotronais starojums • Šie elektroni tiek paātrināti aktīvās galaktikas kodola tuvumā ar rotējošā super-masīvā melnā cauruma magnētisko lauku Seiferta galaktikas • Galaktiku kodolā ir novērojamas spožas un platas (gāzes ātrās kustības dēļ) emisijas līnijas. Jonizācijas pakāpe ir pārāk liela, lai to izraisītu galaktikas zvaigznes. • Bieži ir novērojams arī pats spožs zvaigžņu veida kodols. • Staro gan rentgen- (līdz 100 keV), gan arī radiodiapazonā. Pamatā termiskais spektrs. Seiferta galaktikas NGC 5548 (Seiferta) NGC 3277 Kvazāri • Galaktikas kodols ir daudzkārtēji spožāks par visām galaktikas zvaigznēm – paši spožākie objekti Visumā. • Atrodas ārkārtīgi tālu – līdz 10 miljardu gaismas gadu attālumā • Staro no radio līdz gamma-stariem līdz 100 MeV enerģijām (daži – līdz 1 TeV) • Tikai dažiem tika atrasta saturoša galaktika Kvazāri Blazāri • Ir ātras intensitātes izmaiņas – ar laika skalu no minūtēm līdz dienām. No tā izriet, ka avota izmērs ir mazs (ap Saules sistēmas izmēru) • Spektrs ir bez jebkādām pazīmēm – gluds no radioviļņiem līdz gamma-stariem • Domājams, tie ir novērojami, kad aktīvās galaktikas strūkla ir vērsta tieši uz mums. Blazāri 1. lekcija Ārpusgalaktikas astronomija • • • • • Ielūkojamies vēsturē Galaktiku klasifikācija Aktīvās galaktikas Galaktiku kopas un lielmēroga struktūra Attālumu skala Galaktiku kopas un lielmēroga struktūra • • • • • • • Galaktiku kopas un grupas Galaktiku kopas masas mērījumi Galaktiku mijiedarbība Starpgalaktiku gāze Tumšā matērija Lielmēroga struktūra Kosmoloģiskais princips Galaktiku kopas Komas galaktiku kopa Hidras galaktiku kopa Galaktiku grupas Lokāla grupa Galaktiku kopas un grupas • Tātad, galaktikas veido kopas. – Maza mēroga sakopojumus sauc par galaktiku grupām (no 3 līdz desmitiem galaktiku). Mūsu Galaktika atrodas Lokālā Grupā. – Lielākos sakopojumus sauc par galaktiku kopām (no desmitiem līdz tūkstošiem galaktikām). Mums tuvākas ir Jaunavas un Komas kopas. – Vēl lielākus sakopojumus sauc par galaktiku superkopām. Mūsu superkopā ietilpst ap 20 tūkstošu galaktiku. Galaktiku kopas • Raksturīgie izmēri un attālumi – Galaktikas izmērs – 1-10 kpc – Attālums starp galaktikām kopas ietvaros – 100-1000 kpc – Galaktiku kopu izmērs – 1-2 Mpc – Attālums starp galaktiku kopām – 10 Mpc Galaktiku kopas • Galaktiku sakopojuma iemesls – gravitācijas nestabilitāte • Ja daudzi ķermeni savstarpēji pievelkas, tad pati no sevis izveidojas šo objektu “kopa” • Galaktiku kopas pamatā atrodas dinamiskā līdzsvarā – atsevišķu galaktiku kinētiskā enerģija neļauj kopai saspiesties Ir arī izņēmumi! Tāpat kā gāze Galaktiku kopas masa • Pēc atsevišķu galaktiku spektrāllīniju nobīdes (Doplera efekta dēļ) var izrēķināt to ātrumu izkliedi ap masas centru. Koma Galaktiku kopas masa Pēc šīs ātrumu izkliedes var novērtēt kopas masu. Pēc viriāla teorēmas dinamiskā līdzsvara gadījumā ir spēkā sakarība: U=-2T U un T ir atbilstoši sistēmas potenciālā un kinētiskā enerģijas (vidējās laikā). Ievērojot, ka pēc lieluma kārtas potenciālā enerģija ir: U = - G M2 / R M ir galaktiku kopas masa, R ir kopas izmērs Galaktikas kopas masa Bet kopas kinētiskā enerģija ir T = M <v2> / 2 <v2> ir vidējais pa galaktikām ātruma kvadrāts (relatīvi pret masas centru) No tā iegūsim kopas masas novērtējumu: M = <v2> R / G To sauc par dinamisko masas novērtējumu Galaktikas kopas masa • Cits masas novērtējums – galaktiku kopas masa ir visu galaktiku masu summa • Šī metode dod stipri mazāku rezultātu, jo netiek ievērota – Starpgalaktiku gāzes masa – Tumšās matērijas masa • Sadalījums: 5% (galaktikas), 25% (starpgalaktikas gāze), 70% (tumšā matērija) Galaktiku mijiedarbība • Kustoties kopas vai grupas iekšienē galaktikas var sadurties vai iziet tuvu viena otrai • Rezultātā galaktiku gāzē strauji paātrinās zvaigžņu veidošanas procesi • Galaktiku forma izkropļojas • Dažas galaktikas zaudē leņķisko momentu un saplūst ar kopas centrālo eliptisko galaktiku (tā satur 1-10% no visu galaktiku masas) Galaktiku mijiedarbība Starpgalaktiku vide Visas galaktiku kopas ir rentgenstarojuma avoti. Tas tiek interpretēts kā karstas (temperatūra 10 – 100 miljoni K) starpgalaktiku plazmas bremzes un raksturīgais starojums. – Bremzes starojums – brīvi-brīvas pārejas – Raksturīgais starojums – pārejas starp jonu līmeņiem Daļiņu koncentrācija – lielāks par 103 m-3. NGC 2300 Berenikas matu galaktiku kopas optiskais un rentgena attēli Tumšā matērija • No vairākām pusēm mēs redzam norādījumus par to, ka pastāv kāda neredzamā matērija: – Spirālo galaktiku rotācijas līknes – Galaktiku ātrumu izkliede kopās – Starpgalaktiku gāzes augstā temperatūra • Pirmoreiz šī problēma tika pamanīta jau 1933. gadā (Fritz Zvicky) • Nav atrisināta līdz galam vēl šodien Tumšā matērija Iespējamie pastāvēšanas veidi • MACHO – masīvie tumšie ķermeni – Melnie caurumi – ar masu no 1 līdz 1000 MSaules – Brūnie un melnie punduri – pēc eksperimentiem, to skaits ir pārāk mazs • Ne-barionu smagas elementārdaļiņas – Neitrīno – pārāk maza masa – Neitralīno – vieglāka super-simetrijas daļiņa (WIMP) – Aksioni – viegla nezināma daļiņa Lielmēroga struktūra • Galaktiku grupas un kopas telpā izveido lielmēroga šūnveida struktūru. Starp galaktiku kopām (0D), strūklām (1D) un sienām (2D) atrodas milzīgie tukšumi (voids), kuru tilpums daudzkārt pārsniedz kopu apjomus. • Šūnas nav regulāras, jo izveidojas nejaušu procesu rezultātā Lielmēroga struktūra Novērojama galaktiku struktūra. Simulācijās novērtēta lielā mēroga struktūra Kosmoloģiskais princips • Novērojumi: – Izdarot novērojumus jebkurā virzienā Visumā, mēs novērojam apmēram vienādu ainu – Tas attiecas uz mērogiem lielākiem par 100 Mpc • Secinājums: – Visums ir izotrops (lielos mērogos) Kosmoloģiskais princips • Visiem novērotājiem Visums izskatās līdzīgi neatkarīgi no to atrašanas vietas, jeb • Mēs neatrodamies Visuma kādā īpašā vietā (Edward Arthur Milne, 1935) Šis kosmoloģiskais princips ir galvenais kosmoloģijas kā fizikālās teorijas pieņēmums Kosmoloģiskais princips Secinājums: Visums ir homogēns! Visums ir homogēns lielos mērogos, bet nehomogēns mazos 1. lekcija Ārpusgalaktikas astronomija • • • • • Ielūkojamies vēsturē Galaktiku klasifikācija Aktīvās galaktikas Galaktiku kopas un lielmēroga struktūra Attālumu skala Attālumu skala • Kā nosaka attālumus, kur nevar nostiept roku? – Zemes izmēru – ar triangulāciju – Saules sistēmas ietvaros – ar lāzerlokāciju, horizontālo paralaksi un no Keplera likumiem – Tuvas zvaigznes – ar gada paralaksi – Tālās zvaigznes – ar HR diagrammu – Tuvas galaktikas – pēc cefeīdām – Tālās galaktikas – pēc Talija-Fišera sakarības – Tālās galaktikas – pēc pārnovām – Galaktiku kopas – ar Habla likumu Attālumu skala • Kā nosaka attālumus, kur nevar nostiept roku? – Zemes izmēru – ar triangulāciju – Saules sistēmas ietvaros – ar lāzerlokāciju, horizontālo paralaksi un no Keplera likumiem – Tuvas zvaigznes – ar gada paralaksi – Tālās zvaigznes – ar HR diagrammu – Tuvas galaktikas – pēc cefeīdām – Tālās galaktikas – pēc Talija-Fišera sakarības – Tālās galaktikas – pēc pārnovām – Galaktiku kopas – ar Habla likumu Attālumu skala • Cefeīdām (pārmilžu maiņzvaigžņu klasei) ir empīriski noteikta sakarība starp absolūto spožumu un periodu Attālumu skala • Kā nosaka attālumus, kur nevar nostiept roku? – Zemes izmēru – ar triangulāciju – Saules sistēmas ietvaros – ar lāzerlokāciju, horizontālo paralaksi un no Keplera likumiem – Tuvas zvaigznes – ar gada paralaksi – Tālās zvaigznes – ar HR diagrammu – Tuvas galaktikas – pēc cefeīdām – Tālās galaktikas – pēc Talija-Fišera sakarības – Tālās galaktikas – pēc pārnovām – Galaktiku kopas – ar Habla likumu Attālumu skala • Cefeīdas var izšķirt dažās tuvās galaktikās • Pēc tām nograduē Talija-Fišera sakarību (1977. g.), kas ir spēka spīrālām galaktikām un saista to spožumu ar rotācijas ātrumu. MB= -7.48 (logWR - 2.50) - 19.55 • Rotācijas ātrumu raksturo ar ūdeņraža 21 cm līnijas platumu (km/s) Doplera nobīdes dēļ • Iemesls – masīvākas galaktikas griežas ātrāk Attālumu skala • Eliptiskām galaktikām pastāv līdzīga Fabera-Džeksona sakarība starp absolūto spožumu un absorbcijas līnijas platumu, pārveidotu ātrumu vienībās (pēc Doplera efekta formulas) • Abas sakarības ir empīriskas un statistiskas (nevis funkcionālas) Attālumu skala • Kā nosaka attālumus, kur nevar nostiept roku? – Zemes izmēru – ar triangulāciju – Saules sistēmas ietvaros – ar lāzerlokāciju, horizontālo paralaksi un no Keplera likumiem – Tuvas zvaigznes – ar gada paralaksi – Tālās zvaigznes – ar HR diagrammu – Tuvas galaktikas – pēc cefeīdām – Tālās galaktikas – pēc Talija-Fišera sakarības – Tālās galaktikas – pēc pārnovām – Galaktiku kopas – ar Habla likumu Attālumu skala • Izradās, ka 1a tipa pārnovām intensitātes maksimumā ir gandrīz konstants absolūts spožums. Novērojot pārnovas spožuma izmaiņu laikā, nosaka maksimumu un no redzamā spožuma atrod attālumu. • Protams, paliek jautājums, vai tālām pārnovām, kuru pastāvēšanas apstākļi bija atšķirīgi, ir tāds pats absolūtais spožums. • Pieņemsim, ka tā ir! Pārnovu novērojumi Attālumu skala • Kā nosaka attālumus, kur nevar nostiept roku? – Zemes izmēru – ar triangulāciju – Saules sistēmas ietvaros – ar lāzerlokāciju, horizontālo paralaksi un no Keplera likumiem – Tuvas zvaigznes – ar gada paralaksi – Tālās zvaigznes – ar HR diagrammu – Tuvas galaktikas – pēc cefeīdām – Tālās galaktikas – pēc Talija-Fišera sakarības – Tālās galaktikas – pēc pārnovām – Galaktiku kopas – ar Habla likumu Habla likums • Starp 1912. un 1925. gadu V.M. Slaifers novēroja vairāk par 20 objektu (vēlāk identificētu kā galaktiku) viļņa garuma nobīdes • Viņš bija izbrīnīts ar to, ka gandrīz visiem objektiem viļņa garuma nobīde ir uz sarkano pusi V.M. Slaifers Habla likums • Vēlāk Edvins Habls un Miltons Hjumasons novēroja daudz vairāk galaktiku • Uzzīmēja šīs sarkanās nobīdes atkarību no galaktikas spožuma (pieņemot, ka visas galaktikas ir vienādi spožas, tā ir atkarība no attāluma līdz galaktikai) • Ieguva lineāru atkarību no attāluma Habla likums E.P. Habls (1936): H0 = 536 km s-1 Mpc-1 1 Mpc = 3.086 1022 m WMAP (2003): H0 = 71±4 km s-1 Mpc-1 Habla likums • Atšķirībā no iepriekšējām attāluma noteikšanas metodēm, no teiktā nav skaidrs Habla likuma fizikālais iemesls • Izrādās, ka šis likums ir viens no mūsdienu kosmoloģijas pamatfaktiem • Tāpēc apskatīsim to sīkāk nākamā lekcijā Pārtraukums!