kaikkeuden laajeneminen tai supistuminen riippuu sen sisällöstä ja menneestä historiasta. Kun ainetta on riittävästi, laajeneminen hidastuu tai jopa supistuu. Toisaalta pimeä energia ajaa maailmankaikkeutta kohti kasvavaa laajenemistahtia. Nykyinen laajenemisnopeus ilmaistaan yleensä Hubblen vakiona (yksikköinä kilometriä sekunnissa Megaparsekia kohti eli vain sekunnissa).

Hubble havaitsi, että maailmankaikkeus ei ollut staattinen, vaan pikemminkin laajeni!

historiallinen katsaus

1920-luvulla Edwin Hubble havaitsi Mountwilsonin observatorion vasta rakennetulla 100″ – teleskoopilla muuttuvia tähtiä useissa sumuissa. Tähtisumut ovat diffuseobjektejä, joiden luonteesta käytiin kiivasta keskustelua tähtitieteellisessä yhteisössä: olivatko ne tähtienvälisiä pilviä omassa Linnunradan galaksissamme vai kokonaisia galakseja galaksimme ulkopuolella?Tämä oli vaikea kysymys vastata, koska se on tunnetusti vaikea mitata theedistance useimmat tähtitieteelliset kappaleet, koska ei ole vertailukohta.Hubblen löytö oli mullistava, koska näillä muuttuvilla tähdillä oli karakteristicpattern, joka muistutti Kefeidimuuttujiksi kutsuttua tähtiluokkaa. Aiemmin Henrietta Levitt, joka kuului Harvard Collegen observatoriossa työskenteleviin naispuolisiin tähtitieteilijöihin, oli osoittanut, että Kefeidimuuttujan tähden jakson ja sen kirkkauden (luontainen kirkkaus) välillä oli tiukka korrelaatio. Kun tiedetään lähteen luminositeetti, voidaan mitata etäisyys tähän lähteeseen mittaamalla, kuinka kirkkaalta se meistä näyttää: himmennin näkyy mitä kauempana se on. Mittaamalla näiden tähtien jakson (ja niiden luminositeetin) ja niiden näennäisen kirkkauden Hubble pystyi siis osoittamaan, että nämä Tähtisumut eivät olleet pilviä omassa galaksissamme, vaan ne olivat ulkogalakseja kaukana oman galaksimme reunasta.

Hubblen toinen mullistava löytö perustui siihen, että hän vertasi mittauksiaan theCepheid-pohjaisista galaksien etäisyysmäärityksistä näiden galaksien suhteellisten nopeuksien mittauksiin. Hän osoitti, että kaukaisemmat galaksit etääntyivät meistä nopeammin:

v = Hod

missä v on nopeus, jolla galaksi liikkuu poispäin meistä, ja d on sen etäisyys. Suhteellisuuden Ho: ta kutsutaan nyt Hubblen vakioksi. Galaksin nopeuden mittaamiseen käytetty yhteenliittymä on km / s, kun taas lähigalaksien etäisyyden mittaamiseen käytettävä yhteenliittymä on nimeltään Megaparsec (Mpc), joka vastaa 3.26 miljoonaa valovuotta eli 30.800.000.000.000.000 km! Näin Hubblen vakion yksiköt ovat (km / s) / Mpc.

tämä löytö merkitsi kosmologian modernin aikakauden alkua. Nykyään Kefeidimuuttujat ovat yksi parhaista menetelmistä galaksien etäisyyksien mittaamiseksi ja ovat elintärkeitä maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden (Hubblen vakio) ja iän määrittämisessä.

Mitä ovat Kefeidimuuttujat?

kaikkien tähtien, myös auringon ja Kefeidin muuttuvien tähtien, rakenne määräytyy aineen sameuden perusteella tähdessä. Jos aine on hyvin läpinäkymätöntä, fotonien hajaantuminen tähden kuumasta ytimestä kestää kauan, ja tähdessä voi kehittyä voimakkaita lämpötila-ja painegradientteja. Jos asia on lähes läpinäkyvä, thenphotons liikkuvat helposti tähden läpi ja poistaa kaikki lämpötilagradientti. Kefeidi starsoscillate kahden tilan välillä: kun tähti on kompaktissa tilassaan, sen kaasukehän kerrostumassa oleva helium ionisoituu yksittäin. Fotonit hajaantuvat sitoutuneesta elektronista näihin ionisoituneisiin heliumatomeihin, jolloin kerros on hyvin läpinäkymätön ja suuret lämpötila-ja painegradientit kertyvät kerroksen poikki. Nämä suuret paineet aiheuttavat kerroksen (ja koko tähden) laajenemisen. Kun tähti on laajentuneessa tilassaan, kerrospukeutujan helium ionisoituu kaksinkertaisesti, jolloin kerros on läpinäkyvämpi säteilylle ja kerroksen poikki kulkee paljon weaker-painegradientti. Ilman painegradienttia, joka tukee tähteä painovoimaa vastaan, kerros (ja koko tähti) supistuu ja tähti palaa paineeseen.

Kefeidin muuttuvien tähtien massat ovat viiden ja kahdenkymmenen auringon massan välillä. Massiivisemmat tähdet ovat valovoimaisempia ja niissä on enemmän pidennettyjä kirjekuoria. Koska niiden vaipatovat laajempia ja tiheys niiden kirjekuorissa on pienempi, niiden vaihtelujakso,joka on verrannollinen kerroksen tiheyden käänteiseen neliöjuureen, on pitempi.

tekstilinkki tätä kuvaa kuvaavaan HST: n lehdistötiedotteeseen.

vaikeudet Kefeidien käytössä

Kefeidien käyttöön etäisyysindikaattoreina on liittynyt useita vaikeuksia. Suuren osan viime vuosisadasta tähtitieteilijät mittasivat tähdistä peräisin olevia vuoksia valokuvauslevyillä. Levyt olivat hyvin epälineaarisia ja tuottivat usein virheellisiä vuonmittauksia.Koska massiiviset tähdet ovat lyhytikäisiä, ne sijaitsevat aina pölyisten syntymäpaikkojensa lähellä.Pöly absorboi valoa erityisesti sinisillä aallonpituuksilla, joilla useimmat valokuvauskuvat otettiin, ja jos niitä ei korjata asianmukaisesti, tämä pölyn imeytyminen voi johtaa virheellisiin määrityksiin. Lisäksi maasta on ollut hyvin vaikeaa havaita Kefeidejä, jotka eivät ole kaukana toisistaan: maan vaihteleva ilmakehä tekee mahdottomaksi erottaa näitä tähtiä niiden isäntägalaksien diffuusista valosta.

toinen historiallinen vaikeus Kefeidien käyttämisessä etäisyysindikaattoreina on ollut etäisyyden määritys läheisten Kefeidien otokseen. Viime vuosina tähtitieteilijät ovat kehittäneet useita erittäin luotettavia ja riippumattomia menetelmiä etäisyyksien määrittämiseksi suureen Magellanin pilveen (LMC) ja pieneen Magellanin pilveen (SMC), kahteen Oman Linnunrata-galaksimme lähisatelliittigalaksiin. Koska LMC ja SMC sisältävät suuren määrän Kefeidejä, niitä voidaan käyttää etäisyyden mitta-asteikon kalibrointiin.

viimeaikainen edistys

tekniikan edistyminen on auttanut tähtitieteilijöitä voittamaan joukon muitakin aiempia vaikeuksia. Ilmaisimet CCD (charge coupled devices-jollaisia käytetään digitaalikameroissa)mahdollistivat säteilyvuon mittauksen. Nämä ilmaisimet ovat myös herkkiä infrapuna wavelengths. Pöly on paljon läpinäkyvämpää näillä aallonpituuksilla. Mittaamalla virtauksia atmultiple aallonpituuksia tähtitieteilijät pystyivät korjaamaan pölyn vaikutuksia ja tekemään paljon tarkempia etäisyysmäärityksiä.

nämä edistysaskeleet mahdollistivat tarkemman tutkimuksen lähigalakseista, jotka muodostavat galaksien”Paikallisen ryhmän”. Tähtitieteilijät havaitsivat Kefeidejä sekä Andromedan galaksin metallirikkaalla alueella että sen metallirikkaalla ulkoalueella. (Tähtitieteilijälle ”metalli” on mikä tahansa heliumia raskaampi alkuaine, joka on periodisen taulukon toiseksi kevyin alkuaine. Tällaisia alkuaineita syntyy tähdissä ja ne lopulta vapautuvat tähtienväliseen väliaineeseen tähtien kehittyessä.) Tutkimus osoitti, että Kefeidien ominaisuudet eivät riipu herkästi kemiallisista pitoisuuksista. Näistä edistysaskeleista huolimatta tähtitieteilijät,joita maan ilmakehä rajoitti, pystyivät mittaamaan vain etäisyydet nearestgalaxiesiin. Maailmankaikkeuden laajenemisesta johtuvan liikkeen lisäksi galakseilla on”suhteellisia liikkeitä”, jotka johtuvat niiden naapureiden vetovoimasta. Näiden ”omituisten liikkeiden” vuoksi tähtitieteilijöiden on mitattava etäisyydet distantgalaxeihin, jotta he voivat määrittää Hubblen vakion.

yrittäessään työntyä syvemmälle universumiin tähtitieteilijät ovat kehittäneet useita uusia tekniikoita suhteellisten etäisyyksien määrittämiseksi galakseihin: nämä riippumattomat suhteellisetavuusasteikot ovat nyt yli 10 prosenttia. Esimerkiksi spiraaligalaksin pyörimisnopeuden ja sen luminositeetin välillä on hyvin tiukka suhde,jota kutsutaan Tully-Fisher-suhteeksi. Tähtitieteilijät havaitsivat myös, että tyypin Ia supernovilla, joiden arvellaan johtuvan valkoisen kääpiötähden räjähdysmäisestä palamisesta, oli kaikilla lähes sama huippuluminositeetti.Tähtitieteilijät eivät kuitenkaan voineet kalibroida näitä suhteellisia etäisyysmittauksia ilman tarkkoja etäisyysmittauksia suureen määrään prototyyppigalakseja. Näin ollen he eivät kyenneet tekemään tarkkoja määrityksiä Hubblen vakiosta.

viime vuosikymmeninä johtavat tähtitieteilijät ilmoittivat eri tietoja käyttäen Hubblen vakion arvoiksi, jotka vaihtelivat välillä 50 (km/s)/Mpc ja 100 (km/s) / Mpc.Ratkaista tämä tekijä kahden ristiriita oli yksi tärkeimmistä jäljellä olevista ongelmista observational cosmology.

Hubble-Avainprojekti

Avainprojektiohjelma hahmotteli Hubble-avaruusteleskoopin (HST) tärkeimmät tavoitteet. HST: n päätavoitteista oli saattaa päätökseen edwinhubblen ohjelma etäisyyksien mittaamiseksi lähigalakseihin. Vaikka Hubblen avaruusteleskooppi on halkaisijaltaan verrattavissa Hubblen teleskooppiin Mount Wilsonilla, sen etuna oli se, että se oli maan ilmakehän yläpuolella, sen sijaan että se olisi sijainnut Los Angelesin ulkoalueella. NASAn Hubble-avaruusteleskoopin korjaus palautti sen vision ja mahdollisti Avainprojektiohjelman. Alla olevissa kuvissa näkyy ennen ja jälkeen-kuvia M100: sta, yhdestä lähigalaksista, jonka kärkihanke-ohjelma on havainnut. Therefurbished HST: n avulla oli paljon helpompi havaita yksittäisiä kirkkaita tähtiä M100: ssa, mikä on välttämätön edellytys Kefeidimuuttujien tutkimisessa. Hankkeessa tarkastettiin myös, ovatko ofCepheid-muuttujien ominaisuudet herkkiä tähtien koostumukselle.

HST kuva M100: sta ennen ja jälkeen korjauksen

tekstilinkki tätä kuvaa kuvaavaan HS: n tiedotteeseen.

kaiken kaikkiaan kärkihankkeessa pyrittiin saamaan etäisyyksiä 20 lähigalaksiin. Tämän suuren otoksen avulla hanke kalibroi ja ristiintarkisti useita toissijaisia etäisyysindikaattoreita. Koska M100 on niin lähellä meitä, että sen erikoinen liike on merkittävä Hubblen laajenemisnopeuden fraktio, projektiryhmä käytti suhteellisia etäisyysindikaattoreita ekstrapoloidakseen Virgo-galaksijoukosta, läheisestä galaksijoukosta, jossa on M100, kaukaisempaan kooma-galaksijoukkoon ja saadakseen Hubblen vakion 70 (km/s)/Mpc, epävarmuuden ollessa 10%.

avainprojektin määritys Hubblen vakiosta on yhtäpitävä useiden riippumattomien pyrkimysten kanssa arvioida Hubblen vakio: tilastollinen synteesi byG.F. R. Ellis ja hänen yhteistyökumppaninsa julkaisemalla kirjallisuudella tuottivat arvon 66-82 (km/s)/Mpc. Kuuravakion arvosta ei kuitenkaan ollut vielä täyttä yksimielisyyttä.

WMAP ja Hubblen vakio

luonnehtimalla kosmisten mikroaaltoselänteiden yksityiskohtaista rakennetta WMAP on määrittänyt tarkasti basiccosmologiset parametrit, mukaan lukien Hubblen vakion. Hubblen vakion nykyinen paras suora mittaus on 73,8 km / s/Mpc (antaa tai ottaa 2,4 km/s / Mpc sisältäen sekä satunnaiset että systemaattiset virheet), mikä vastaa 3%: n epävarmuutta. Pelkän WMAP-datan avulla Hubblen vakion arvoksi arvioidaan 70,0 km / s/Mpc (antaa tai ottaa 2,2 km/s / Mpc), joka on myös 3%: n mitta. Tämä olettaa, että maailmankaikkeus on avaruudellisesti tasainen, mikä on sopusoinnussa kaiken saatavilla olevan tiedon kanssa. Mittaus on täysin riippumaton perinteisistä Kefeidimuuttujia ja muita tekniikoita hyödyntävistä mittauksista. Kuitenkin, Jos emme tee oletus tasaisuus, voimme yhdistää WMAP tiedot muiden kosmologinen data saada 69.3 km / s/Mpc (antaa tai ottaa 0.8 km / s / Mpc), 1% ratkaisu, joka yhdistää erilaisia mittauksia. Todettuaan, että riippumattomat havainnot antavat johdonmukaisia tuloksia, on järkevää yhdistää tietoja parhaan arvion saamiseksi parametreista.

tämän sivun osia on muokattu artikkelista ”The age of the universe”, D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) ja W. Freedman (Carnegie Observatories). Proc. Natl.Acad. Sci. Yhdysvallat, Vol. 94, s. 6579-6584, Kesäkuu 1997.

lisätietoja:

• lisää Hubblen vakiosta Space Telescope Science Instituteincluding moviesista.
• Freedman, Wendy L., ”The Expansion Rate and Science of the Universe”,Scientific American, marras. 1992.
• Osterbrock, D. E., Gwinn, J. A. & Brashear, R. S., ”Hubble and the ExpandingUniverse”, Scientific American, Heinäkuu 1993.