expanze nebo kontrakce vesmíru závisí na jeho obsahu a minulé historii. S dostatkem hmoty se expanze zpomalí nebo se dokonce stane kontrakcí. Na druhou stranu temná energie pohání vesmír směrem k rostoucí míře expanze. Aktuální rychlost expanze je obvykle vyjádřena jako Hubbleova konstanta (v jednotkách kilometrů za sekundu na Megaparsec, nebo jen za sekundu).

Hubble zjistil, že vesmír není statický, ale spíše se rozšiřuje!

Historický Přehled

V roce 1920, Edwin Hubble, pomocí nově vybudované 100″ dalekohledu na MountWilson Observatoř, detekované proměnné hvězdy v několika mlhovin. Mlhoviny jsou rozptýlenéobjekty, jejichž povaha byla tématem vzrušené debaty v astronomické komunitě: bylymezihvězdné mraky v naší vlastní galaxii Mléčné dráhy nebo celé galaxie mimo naši galaxii?Tohle byla těžká otázka, protože to je notoricky obtížné měřit thedistance k většině astronomických těles, protože neexistuje žádný referenční bod pro srovnání.Hubbleův objev byl revoluční, protože tyto proměnné hvězdy měly charakteristický vzhled připomínající třídu hvězd zvanou Cepheid proměnné. Dříve, Henrietta Levitt,která je součástí skupiny žen astronomové pracující na Harvard College Observatory, měl shownthere byla těsná korelace mezi období Cefeidy proměnné hvězdy a itsluminosity (vnitřní jas). Poznáním světelnosti zdroje je možnéměřit vzdálenost k tomuto zdroji měřením toho, jak jasně se nám zdá: stmívačzdá se, čím dál je. Měřením doby těchto hvězd (a protojejich svítivost) a jejich zdánlivý jas, Hubble dokázal ukázat, že tyto mlhovinynebyly mraky v naší vlastní galaxii, ale byly to vnější galaxie daleko za hranou naší vlastní galaxie.

Hubbleův druhý revoluční objev byl založen na porovnání jeho měření vzdáleností galaxií založených na cefeidech s měřením relativních rychlostí těchto galaxií. Ukázal, že vzdálenější galaxie se od nás více vzdalují:

v = Hod

kde v je rychlost, jakou se galaxie od nás vzdaluje, a d je její vzdálenost. Konstanta proporcionality Ho se nyní nazývá Hubbleova konstanta. Na commonunit rychlosti používá k měření rychlosti galaxie je km/sec, zatímco většina commonunit pro měření vzdálenosti blízkých galaxií se nazývá Megaparsek (Mpc), což je rovno 3,26 milionů světelných let nebo 30,800,000,000,000,000,000 km! Jednotky Hubbleovy konstanty jsou tedy (km / s) / Mpc.

tento objev znamenalzačátek moderního věku kosmologie. Dnes, Cefeidy proměnné zůstávají jedním z bestmethods pro měření vzdáleností galaxií a jsou životně důležité pro stanovení expansionrate (Hubbleova konstanta) a stáří vesmíru.

co jsou proměnné Cepheid?

struktura všech hvězd, včetně proměnných hvězd slunce a Cepheidu, je určena neprůhledností hmoty ve hvězdě. Je-li věc je velmi neprůhledné, pak to trvá dlouho pro fotony difundovat ven z horké jádro hvězdy, a silné teplotní atlak přechody se může vyvinout v hvězdičkový hotel. Pokud je záležitost téměř průhledná, pakfotony se snadno pohybují hvězdou a vymažou jakýkoli teplotní gradient. Cepheid starsoscilate mezi dvěma stavy: když je hvězda v kompaktním stavu, hélium ve vrstvě jeho atmosféry je jednotlivě ionizováno. Fotony se rozptylují od vázaného elektronu v ionizovaných atomech helia, vrstva je tedy velmi neprůhledná a přes vrstvu se vytvářejí velké teplotní a tlakové gradienty. Tyto velké tlaky způsobují, že vrstva (acelá hvězda) se rozšiřuje. Když je hvězda ve svém rozšířeném stavu, hélium ve vrstvěje dvojnásobně ionizován, takže vrstva je průhlednější vůči záření a existuje hodněslabší tlakový gradient přes vrstvu. Bez tlakového spádu na podporu thestar proti gravitaci, vrstva (a celá hvězda) smlouvy a hvězda se vrací do itscompressed státu.

Cefeidy proměnné hvězdy mas mezi pěti a dvaceti sluncí. Moremasivní hvězdy jsou světlejší a mají více rozšířených obálek. Protože jejich obálky jsou rozšířenější a hustota v jejich obálkách je nižší,je jejich variabilita, která je úměrná inverzní druhé odmocnině hustoty ve vrstvě, delší.

textový odkaz na tiskovou zprávu HST popisující tento obrázek.

Potíže při Používání Cefeidy

Existuje řada obtíží spojených s pomocí Cefeidy jako distanceindicators. Po většinu minulého století astronomové používali fotografické desky k měření fluxesod hvězd. Desky byly vysoce nelineární a často vytvářely Chybná měření toku.Vzhledem k tomu, že masivní hvězdy mají krátkou životnost, jsou vždy umístěny poblíž jejich prašných rodišť.Prach absorbuje světlo, a to zejména na modré vlnové délky, kde většina fotografických obrazů weretaken, a pokud není správně korigovat, tento prach vstřebávání může vést k erroneousluminosity stanovení. Konečně bylo velmi obtížné detekovat cefeidy vvzdálené galaxie od země: kolísavá Atmosféra Země znemožňuje oddělit tyto hvězdy od rozptýleného světla jejich hostitelských galaxií.

Další historické potíže s pomocí Cefeidy jako je vzdálenost ukazatele byl problém určení vzdálenosti vzorku blízké Cefeidy. V posledních letech astronomové vyvinuli několik velmi spolehlivé a nezávislé metody determiningthe vzdálenosti na Velký Magellanův Oblak (LMC) a Malé Magellanovo Mračno (SMC), dva z okolních satelitních galaxií naší Galaxie, Mléčné dráhy. Protože LMC a SMC obsahujívelký počet cefeidů, mohou být použity pro kalibraci stupnice vzdálenosti.

Nedávný Pokrok

Technologický pokrok umožnil astronomům překonat řadu ostatních minulosti problémy. Detektory zvané CCDs (charge coupled devices-jako ty, které se používají v digitálních fotoaparátech) umožnily přesné měření toku záření. Tyto detektory jsou také citlivé v infračerveném spektrudélky vln. Prach je na těchto vlnových délkách mnohem průhlednější. Měřením toků v několika vlnových délkách byli astronomové schopni korigovat účinky prachu a provádět mnohem přesnější stanovení vzdálenosti.

tyto pokroky umožnily přesnější studium blízkých galaxií, které tvoří „místní skupinu“ galaxií. Astronomové pozorovali cefeidy jak v oblasti metal richinner galaxie Andromeda, tak v její vnější oblasti chudé na kovy. (Pro astronoma je “ kov “ jakýkoli prvek těžší než helium-druhý nejlehčí prvek v periodické tabulce. Takové prvky se vyrábějí ve hvězdách a nakonec se uvolňují do mezihvězdného média, jak se hvězdy vyvíjejí.) Tato práce ukázala, že vlastnosti Cefeidůnezávisí citlivě na chemickém množství. Navzdory těmto pokrokům mohli astronomové, omezeni zemskou atmosférou, měřit pouze vzdálenosti k nejbližšímgalaxie. Kromě pohybu v důsledku expanze vesmíru mají galaxie „relativní pohyby“ kvůli gravitačnímu tahu svých sousedů. Kvůli těmto „zvláštním pohybům“ musí astronomové měřit vzdálenosti k vzdáleným galaxiím, aby mohli určit Hubbleovu konstantu.

snaží se tlačit hlouběji do vesmíru, astronomové vyvinuli řadu novýchtechniky pro stanovení relativních vzdáleností k galaxiím: tyto nezávislé relativedistance váhy nyní souhlasí s lepší než 10%. Například existuje velmi těsný vztah, nazývaný Tully-Fisherův vztah, mezi rotační rychlostí spirální galaxie ajeho svítivost. Astronomové také zjistili, že Type Ia supernova, které jsou myšlenka být v důsledku explozivní hoření a bílý trpaslík, všichni měli skoro stejný vrchol svítivosti.Bez přesných měření vzdálenosti k velkému počtu prototypových galaxií však astronomové nemohli tato měření relativní vzdálenosti kalibrovat. Byly tedy schopny provést přesné stanovení Hubbleovy konstanty.

v posledních několika desetiletích, což vede astronomové pomocí různých údajů, uvádí se hodnoty Hubbleova konstanta, která se pohybovala mezi 50 (km/s)/Mpc a 100 (km/s)/Mpc.Řešení tohoto faktoru dvou nesrovnalostí bylo jedním z nejdůležitějších nevyřešených problémů v observační kosmologii.

Hubbleův klíčový projekt

klíčový Projektový program nastínil hlavní cíle Hubbleova vesmírného dalekohledu (HST). Jedním z hlavních cílů HST bylo dokončit Edwinhubbleův program měření vzdáleností do blízkých galaxií. Zatímco Hubble SpaceTelescope je srovnatelná v průměru do Hubbleova dalekohledu na Mount Wilson, to mít výhodu, že se nad zemskou atmosféru, spíše pak, že se nachází na theoutskirts Los Angeles. Oprava Hubbleova vesmírného dalekohledu NASA obnovila jeho Vizia umožnila klíčový Projektový program. Níže uvedené fotografie ukazují před a po snímkechm100, jedna z blízkých galaxií pozorovaných klíčovým projektovým programem. S therefurbished HST, to bylo mnohem jednodušší rozpoznat jednotlivé jasné hvězdy v M100, necessarystep ve studiu proměnné Cefeidy. Projekt také zkontroloval, zda jsou vlastnosti proměnných citlivé na hvězdné složení.

HST obraz M100 před a po opravě

textový odkaz na tiskovou zprávu HST popisující tento obrázek.

celkově se klíčový projekt pokusil získat vzdálenosti do 20 blízkých galaxií. S tímto velkým vzorkem projekt kalibroval a křížově zkontroloval řadu sekundárních indikátorů vzdálenosti. Protože M100 je dost blízko k nám, že jeho zvláštní pohyb je significantfraction jeho Hubbleova expanze rychlost, klíč projektový tým používá relativní distanceindicators extrapolovat z Virgo clusteru, nedaleký shluk galaxií containingM100, na vzdálenější kupy Coma a získat měření z Hst constantof 70 (km/s)/Mpc s nejistotou 10%.

klíčem projektu stanovení Hubbleova konstanta je v souladu s řadou nezávislých úsilí k odhadu Hubbleova konstanta: statistická syntéza byG.F. R. Ellis a jeho spolupracovníci publikované literatury získali hodnotu mezi 66A 82 (km / s) / Mpc. Stále však neexistoval úplný konsensus o hodnotěhubbleova konstanta.

WMAP a Hubbleova Konstanta

Tím, že charakterizuje detailní struktury kosmického mikrovlnného backgroundfluctuations, WMAP má přesně stanovit basiccosmological parametry, včetně Hubbleova konstanta. Současné nejlepší přímé měření Hubbleovy konstanty je 73,8 km / s / Mpc (plus mínus 2,4 km/s / Mpc včetně náhodných i systematických chyb), což odpovídá 3% nejistotě. Při použití pouze dat WMAP se Hubbleova konstanta odhaduje na 70,0 km / s / Mpc (Plus 2,2 km / s / Mpc), což je také 3% měření. To předpokládá, že vesmír je prostorově plochý, což je v souladu se všemi dostupnými daty. Toto měření je zcela nezávislé na tradičních měřeních pomocí proměnných Cepheid a dalších technik. Nicméně, pokud se nám nepodaří vytvořit předpoklad rovinnosti, můžeme kombinovat WMAP dat s jinými kosmologická data se 69.3 km/sec/Mpc (dávat nebo brát 0.8 km/sec/Mpc), 1% roztok, který kombinuje různé druhy měření. Po zjištění, že nezávislá pozorování poskytují konzistentní výsledky, je rozumné kombinovat informace, abyste získali nejlepší odhad parametrů.

části této stránky byly upraveny z článku „věk vesmíru“, D. N. Spergel, m. Bolte (UC, Santa Cruz) A W. Freedman (Carnegie Observatories). Proc. Natle.Acad. Věda. USA, Vol. 94, s. 6579-6584, červen 1997.

Další Čtení:

• Více na Hubbleova Konstanta z Space Telescope Science Instituteincluding filmy.
• Freedman, Wendy l., „the Expansion Rate and Science of the Universe“, Scientific American, Nov. 1992.
• Osterbrock, D. E., Gwinn, J. a. & Brashear, R. S., „Hubble a ExpandingUniverse“, Scientific American, červenec 1993.