Вікіпедія

Фотометричний парадокс: відмінності між версіями

Інтерактивний перегляд історії
(Переглянути усі неперевірені зміни)
[неперевірена версія][неперевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Habibul (обговорення | внесок)
1795 редагувань
Немає опису редагування
Рядок 1:
{{стиль}}
[[Файл:Olber's Paradox - All Points.gif|250px|thumb|Ілюстрація фотометричного парадоксу в однорідному, ізотропному та статичному Всесвіті.]]
'''Фотометри́чний парадо́кс'''або '''парадо́кс Шезо́-О́льберса'''&nbsp;— суперечність між спостережуваною яскравістю нічного неба що спостерігається та теоретичною його яскравістю у моделі статичного нескінченого Всесвіту, досить рівномірно заповненого зорямизірками<ref>{{А-Е-С|стаття=Фотометричний парадокс|сторінка=500|літера=F}}</ref>.
 
Мабуть, більшість астрономів 18 і 19 століття погодилися б із такою простою космологічною картиною: Всесвіт припускаєтьсяуявляється нескінченим, вічним, евклідовим, зірки більш-менш стабільні, а світністьсвітимість одиниці об'єму&nbsp;— постійна.
 
Схожі наївні моделі виключаються з відкриттям червоного зміщення галактик, але цікаво навести аргументи проти цих моделей, що висунули швейцарський астроном [[Жан Філіп де Шезо]] ([[1744]]&nbsp;р.) і незалежно від нього [[Генріх Ольберс]] ([[1826]]&nbsp;р.) задовго до відкриття [[червоний зсув|червоного зсуву]]. Їх аргумент полягав у найдавнішому з астрономічних спостережень&nbsp;— небо темніє після заходу Сонця.
Рядок 9:
Справді, в наївній космологічній моделі освітленість від зірки з абсолютною світністю <math>L</math> віддаленої на відстань <math>r</math> дорівнюватиме <math>\frac{L}{4 \pi r^2}</math> (нехтуючи поглинанням світла).
 
Якщо густина таких зірзірок постійна <math>n</math>, то кількість зірзірок, віддалених на відстань між <math>r</math> і <math>r+dr</math>, дорівнює
<math>4 \pi n r^{2} dr</math>
а густина загальної випроміненої енергії всіх зірзірок дорівнює
: <math>\int_{-\infty}^{\infty}\ \frac{L}{4 \pi r^2}{4 \pi n r^{2}}{dr} =
Ln \int_{-\infty}^{\infty}\ {dr} </math><br />
Рядок 20:
{{вікі}}
 
У нескінченному [[Всесвіт]]і, який із постійною щільністю заповнено [[зорізірки|зорямизірками]], будь-який промінь зору має закінчуватися зореюзіркою, аналогічно до того, як у густому лісі ми виявляємо себе оточеними «стіною» з віддалених дерев. Потік енергії випромінювання, що сприймається від зорізірки, зменшується обернено пропорційно квадрату відстані до неї. Але кутова площа ([[тілесний кут]]), охоплений на небі кожною зіркою, також зменшується обернено пропорційно квадрату відстані, з чого випливає, що поверхнева яскравість зірки (що дорівнює відношенню потоку енергії до тілесного кута, займаногоякий займає на небі зіркоюзірка) не залежить від відстані. Оскільки наше Сонце є типовою зіркою, то поверхнева яскравість зірки в середньому має дорівнюєдорівнювати поверхневій яскравості Сонця. Коли ми дивимося в ,будь-яку точку неба, ми маємоповинні бачити зірку з тією ж поверхневою яскравістю, що і Сонце; поверхнева яскравість сусідньої точки має бути такою ж, і взагалі в усіх точках неба поверхнева яскравість має бути рівною поверхневій яскравості Сонця, оскільки в будь-якій точці небосхилу перебуватиме якась зірка. Отже, все небо (не тільки вночі, але й вдень) має бути таким же яскравим, як і поверхня Сонця.
 
Вперше цей парадокс повністю сформулював швейцарський астроном [[Жан Філіп Луї де Шезо]] (1718—1751) 1744&nbsp;р., хоча аналогічні думки висловлювали раніше й інші вчені, зокрема, [[Йоганн Кеплер]], [[Отто фон Геріке]] і [[Едмунд Галлей]]. Іноді фотометричний парадокс називають ''парадоксом Ольберса'', на честь [[Ольберс Генріх Вільгельм Маттеус|астронома]], який привернув до нього увагу в XIX сторіччі.
== Вирішення ==
 
У минулому робилися спроби вирішити цей парадокс припущенням, що хмари космічного пилу екранують світло далеких зірок. ПротеАле це пояснення некоректне: в однорідному ізотропному Всесвіті пил має нагріватися і світитися так само яскраво, як зірки. Інше пояснення полягало в тому, що нескінченний Всесвіт влаштований ієрархічно, подібно матрьошці: кожна матеріальна система входить до складу системи більш високого рівня, так що середня щільність випромінювачів світла у міру зростання масштабів прагнепрямує до нуля. Однак це припущення відкидається в сучасній космології, заснованій на космологічному принципі, згідно з яким Всесвіт однорідний (та ізотропний).
 
Правильне пояснення фотометричного парадоксу міститься в космологічній поемі «Еврика» відомого американського письменника [[Едгар Аллан По|Едгара По]] (1848&nbsp;р.); оскільки ця поема не є науковим твором, авторство можна віддати також німецькому астроному [[Медлер Йоганн Генріх|Йоганну Медлеру]] (1861&nbsp;р.). Детальний математичний розгляд цього питання булобув поданоподаний [[Вільям Томсон|Вільямом Томсоном]] (лордом Кельвіном) в 1901&nbsp;р. Він заснований на скінченностіствердженні про скінченність часу існування Всесвіту. Оскільки (за сучасними даними) понад 13&nbsp;млрд. років тому у Всесвіті не було галактик і квазарів, найдальші зорізірки, які ми можемо спостерігати, розташовані на відстанях близько 13&nbsp;млрд. св. років. Це усуває основну передумову фотометричного парадоксу&nbsp;— те, що зірки розташовані на будь-яких, як завгодно великих відстанях від нас. Всесвіт, що спостерігається на великих відстанях, настільки молодий, що зірки ще не встигли в ньому утворитися. Зауважимо, що це анітрохи не суперечить космологічному принципу, з якого випливає безмежність Всесвіту: обмежений не Всесвіт, а а лише та його частина, де за час приходу до нас світла встигли народитися перші зірки.
 
Деякий (істотно менший) внесок у зменшення яскравості нічного неба вносить і [[червоний зсув]] галактик. Справді, далекі галактики мають в (1+z) більшу довжину хвилі випромінювання, ніж галактики на близьких відстанях. Але довжина хвилі пов'язана з енергією світла за формулою ε = hc / λ. Тому енергія фотонів, що надійшли до нас від далеких галактик, в (1+z) разів менше. Далі, якщо з галактики із червоним зсувом z вилітають два фотони з інтервалом часу δt, то інтервал між надходженням цих двох фотонів на Землі буде ще в (1+z) разів більшим, отже, інтенсивність прийнятого світла в стільки ж разів меншою. У результаті ми отримуємо, що сумарна енергія, що надходить до нас від далеких галактик, в (1+z)² разів менша, ніж якщо б ця галактика не віддалялася від нас внаслідок космологічного розширення.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Фотометричний_парадокс