Visuma paātrināta izplešanās
Visuma paātrināta izplešanās ir efekts, kas izraisa Visuma objektu, piemēram, galaktiku attālināšanos vienai no otras ar pastāvīgi pieaugošu ātrumu. Šo fenomenu ir iespējams novērot no Zemes observatorijām, pētot tālās galaktikas un zvaigžņu pārnovu uzliesmojumus. Tieši ar šādām metodēm astronomi no diviem neatkarīgiem debesu novērošanas projektiem, Supernova Cosmology Project (“Pārnovu Kosmoloģijas projekts”) un High-Z Supernova Search Team (“Lielu sarkano nobīžu pārnovu meklējumu projekts”) veica Visuma paātrinātās izplešanās atklājumu 1998. gadā, līdz kuram tika uzskatīts, ka Visums izplešas, bet tā izplešanās ātrums samazinās.

Atklāšana 

Šis atklājums tika izdarīts sadarbojoties vairāku gadu garumā iepriekš nosauktajām pētnieku projektu grupām sadarbībā ar debess novērojumu observatorijām — V.M Keka observatoriju, Roke de los Mučačosas observatoriju, Serrotololo Starpamerikāņu observatoriju, WIYN observatoriju. Šodien tālāku pārnovu novērojumu meklējumos piedalās arī citas observatorijas un kosmiskie teleskopi.

Eksperimentālās metodes 

Šī efekta metode balstās uz Ia tipa pārnovu uzliesmojumu novērojumiem, jo šī tipa pārnovas tiek uzskatītas par "standarta svecēm" jeb standarta pārnovām, kuras pie katra uzliesmojuma izstaro vienādu enerģijas daudzumu, kuru iespējams novērot kā šīs pārnovas spožumu. Jo tālāk tiek novērota šī pārnova, jo blāvāka tā būs. Tā kā ir zināms, cik spožai tai būtu jābūt konkrētā attālumā no Zemes, tad, salīdzinot novēroto spožumu ar patieso, ir iespējams izdarīt secinājumus par to, kādā attālumā no mums ir noticis šis uzliesmojums. Otrs parametrs, kas tiek noteikts šīs metodes ietvaros, ir konkrēto pārnovu sarkanā nobīde, kas ir Doplera efekta radīts fenomens, kura iespaidā saņemtās pārnovas gaismas spektrs ir nobīdīts uz garāku viļņu garumu pusi jeb spektra sarkano apgabalu. Zinot objekta sarkano nobīdi, ir iespējams noteikt tā aptuveno attālumu no mums, izmantojot Habla likumu. Salīdzinot šo divu parametru — pārnovas spožuma un tās sarkanās nobīdes vērtību, var spriest par Visuma izplešanās ātruma īpašībām.

Šī eksperimentālā metode saskārās ar vairākām grūtībām, kuras novērojumu procesa laikā bija jāatrisina. Pirmā problēma rodas, novērojot tālās pārnovas — ja novēro tuvas pārnovas, tad pārnovu no tās galaktikas, kurā tā atrodas, ir viegli atšķirt, jo tuvākus objektus spējam novērot ar lielāku izšķirtspēju un nav vajadzības pielietot smalkus datu apstrādes veidus. Taču, ja novērojam tālas pārnovas, tad to gaismas signāls pārklājas ar visas galaktikas gaismu, kurā šī pārnova atrodas. Tas rada grūtības izšķirt, kāda daļa no saņemtā gaismas daudzuma nāk no galaktikas un kāda atbilst pārnovai. Lai šo problēmu risinātu, astronomi pielieto digitālos apstrādes rīkus, ar kuriem no kopējā saņemtā signāla tiek atņemts galaktikas fona signāls, kuru iegūst no arhivētajiem iepriekšējiem šīs konkrētās galaktikas mērījumiem. To ir iespējams veikt, jo pašas pārnovas signāla maksimums parasti ilgst dažas nedēļas.

Otra problēma, ar ko saskaras astronomi, veicot šāda veida novērojumus, ir vizuālā atšķirība starp Ia tipa pārnovām — ne visas tās pēc to signālu saņemšanas izskatās pēc standarta pārnovām, daļa no tām ir kļuvušas blāvākas un sarkanākas, nekā tām teorētiski vajadzētu būt. Šī problēma tika atrisināta, ņemot vērā divus galvenos aspektus: pirmkārt, ir zināms, ka galaktikās starpzvaigžņu vidē atrodas daudz starpzvaigžņu putekļu un gāzu, kuras, atrodoties gaismas ceļā starp pārnovu un Zemi, izkliedē pārnovas gaismu un rezultātā tiek novērota kopējā signāla pavājināšanās, kā arī zilā spektra daļa tiek izkliedēta vairāk kā sarkanā, kas savukārt pastiprina novērojamajā signālā sarkano krāsu. Otrs aspekts, kas jāņem vērā, ir spektra nobīde tālo pārnovu uzliesmojumu novērojumos, kuras dēļ tiek lietoti optiskie filtri. Parasti tuvām Ia tipa pārnovām lieto zilās gaismas filtru, bet, ja tiek uzņemti novērojumi ar tāliem pārnovu uzliesmojumiem, tad to spektrs ir nobīdījies un jālieto filtrs, kurš atbilst konkrētajai spektra nobīdei. Ja šo aspektu neņem vērā, tad, salīdzinot vairākus pārnovu uzliesmojumu novērojumus, tiek iegūti spektri ar dažādiem intensitāšu sadalījumiem, kurus vairs nav iespējams korekti salīdzināt.

Atsauces 

Fiziskā kosmoloģija
Paātrinājums
Visuma paātrināta izplešanās ir efekts , kas izraisa Visuma objektu , piemēram , galaktiku attālināšanos vienai no otras ar pastāvīgi pieaugošu ātrumu . Šo fenomenu ir iespējams novērot no Zemes observatorijām , pētot tālās galaktikas un zvaigžņu pārnovu uzliesmojumus . Tieši ar šādām metodēm astronomi no diviem neatkarīgiem debesu novērošanas projektiem , Supernova Cosmology Project ( “ Pārnovu Kosmoloģijas projekts ” ) un High-Z Supernova Search Team ( “ Lielu sarkano nobīžu pārnovu meklējumu projekts ” ) veica Visuma paātrinātās izplešanās atklājumu gadā , līdz kuram tika uzskatīts , ka Visums izplešas , bet tā izplešanās ātrums samazinās . Atklāšana Šis atklājums tika izdarīts sadarbojoties vairāku gadu garumā iepriekš nosauktajām pētnieku projektu grupām sadarbībā ar debess novērojumu observatorijām — V. M Keka observatoriju , Roke de los Mučačosas observatoriju , Serrotololo Starpamerikāņu observatoriju , WIYN observatoriju . Šodien tālāku pārnovu novērojumu meklējumos piedalās arī citas observatorijas un kosmiskie teleskopi . Eksperimentālās metodes Šī efekta metode balstās uz Ia tipa pārnovu uzliesmojumu novērojumiem , jo šī tipa pārnovas tiek uzskatītas par " standarta svecēm " jeb standarta pārnovām , kuras pie katra uzliesmojuma izstaro vienādu enerģijas daudzumu , kuru iespējams novērot kā šīs pārnovas spožumu . Jo tālāk tiek novērota šī pārnova , jo blāvāka tā būs . Tā kā ir zināms , cik spožai tai būtu jābūt konkrētā attālumā no Zemes , tad , salīdzinot novēroto spožumu ar patieso , ir iespējams izdarīt secinājumus par to , kādā attālumā no mums ir noticis šis uzliesmojums . Otrs parametrs , kas tiek noteikts šīs metodes ietvaros , ir konkrēto pārnovu sarkanā nobīde , kas ir Doplera efekta radīts fenomens , kura iespaidā saņemtās pārnovas gaismas spektrs ir nobīdīts uz garāku viļņu garumu pusi jeb spektra sarkano apgabalu . Zinot objekta sarkano nobīdi , ir iespējams noteikt tā aptuveno attālumu no mums , izmantojot Habla likumu . Salīdzinot šo divu parametru — pārnovas spožuma un tās sarkanās nobīdes vērtību , var spriest par Visuma izplešanās ātruma īpašībām . Šī eksperimentālā metode saskārās ar vairākām grūtībām , kuras novērojumu procesa laikā bija jāatrisina . Pirmā problēma rodas , novērojot tālās pārnovas — ja novēro tuvas pārnovas , tad pārnovu no tās galaktikas , kurā tā atrodas , ir viegli atšķirt , jo tuvākus objektus spējam novērot ar lielāku izšķirtspēju un nav vajadzības pielietot smalkus datu apstrādes veidus . Taču , ja novērojam tālas pārnovas , tad to gaismas signāls pārklājas ar visas galaktikas gaismu , kurā šī pārnova atrodas . Tas rada grūtības izšķirt , kāda daļa no saņemtā gaismas daudzuma nāk no galaktikas un kāda atbilst pārnovai . Lai šo problēmu risinātu , astronomi pielieto digitālos apstrādes rīkus , ar kuriem no kopējā saņemtā signāla tiek atņemts galaktikas fona signāls , kuru iegūst no arhivētajiem iepriekšējiem šīs konkrētās galaktikas mērījumiem . To ir iespējams veikt , jo pašas pārnovas signāla maksimums parasti ilgst dažas nedēļas . Otra problēma , ar ko saskaras astronomi , veicot šāda veida novērojumus , ir vizuālā atšķirība starp Ia tipa pārnovām — ne visas tās pēc to signālu saņemšanas izskatās pēc standarta pārnovām , daļa no tām ir kļuvušas blāvākas un sarkanākas , nekā tām teorētiski vajadzētu būt . Šī problēma tika atrisināta , ņemot vērā divus galvenos aspektus : pirmkārt , ir zināms , ka galaktikās starpzvaigžņu vidē atrodas daudz starpzvaigžņu putekļu un gāzu , kuras , atrodoties gaismas ceļā starp pārnovu un Zemi , izkliedē pārnovas gaismu un rezultātā tiek novērota kopējā signāla pavājināšanās , kā arī zilā spektra daļa tiek izkliedēta vairāk kā sarkanā , kas savukārt pastiprina novērojamajā signālā sarkano krāsu . Otrs aspekts , kas jāņem vērā , ir spektra nobīde tālo pārnovu uzliesmojumu novērojumos , kuras dēļ tiek lietoti optiskie filtri . Parasti tuvām Ia tipa pārnovām lieto zilās gaismas filtru , bet , ja tiek uzņemti novērojumi ar tāliem pārnovu uzliesmojumiem , tad to spektrs ir nobīdījies un jālieto filtrs , kurš atbilst konkrētajai spektra nobīdei . Ja šo aspektu neņem vērā , tad , salīdzinot vairākus pārnovu uzliesmojumu novērojumus , tiek iegūti spektri ar dažādiem intensitāšu sadalījumiem , kurus vairs nav iespējams korekti salīdzināt . Atsauces Fiziskā kosmoloģija Paātrinājums