az univerzum tágulása vagy összehúzódása annak tartalmától és múlttörténetétől függ. Elegendő anyag esetén a terjeszkedés lelassul, vagy akár összehúzódássá válik. Másrészt a sötét energia az univerzumot a terjeszkedés növekvő arányának irányába hajtja. A jelenlegi terjeszkedési sebességet általában Hubble állandóként fejezik ki(kilométer / másodperc / Megaparsec, vagy csak másodpercenként).

Hubble úgy találta, hogy az univerzum nem statikus, hanem tágul!

történelmi áttekintés

Az 1920-as években Edwin Hubble, a MountWilson Obszervatórium újonnan épített 100″ teleszkópjával változó csillagokat észlelt több ködben. A ködök diffúzakolyan tárgyak, amelyek természete heves vita tárgyát képezte a csillagászati közösségben: voltak-einterstelláris felhők a saját Tejút-galaxisunkban, vagy egész galaxisok a galaxisunkon kívül?Nehéz volt megválaszolni ezt a kérdést, mert közismerten nehéz mérni a legtöbb csillagászati test távolságát, mivel nincs referenciapont az összehasonlításhoz.Hubble felfedezése forradalmi volt, mert ezeknek a változó csillagoknak jellemző voltmintázat hasonlít a Cepheid változók nevű csillagcsoportra. Korábban Henrietta Levitt, a Harvard College Obszervatóriumában dolgozó női csillagászok egy csoportjának tagja arról számolt be, hogy szoros összefüggés van a Cepheid változó csillag és az itsluminosity (belső fényerő) között. A forrás fényerejének ismeretében lehetségesbiztosítsa a forráshoz való távolságot azzal, hogy megméri, milyen fényesnek tűnik számunkra: a dimmer minél távolabb jelenik meg. Így a Hubble e csillagok (és fényességük) és látszólagos fényességük periódusának mérésével meg tudta mutatni, hogy ezek a ködök nem felhők a saját galaxisunkban, hanem külső galaxisok voltak, amelyek messze túlmutatnak a saját galaxisunk szélén.

Hubble második forradalmi felfedezése a galaxisok relatív sebességének méréseivel való összehasonlításán alapult. Megmutatta, hogy távolabbi galaxisok távolodnak tőlünk:

v = Hod

ahol v az a sebesség, amellyel egy galaxis távolodik tőlünk, d pedig a távolság. Az arányosság Ho állandóját most Hubble állandónak nevezik. A galaxis sebességének mérésére használt sebesség közös egysége km / sec, míg a közeli galaxisoktól való távolság mérésére szolgáló leggyakoribb egységet Megaparsec-nek (Mpc) nevezik, amelyegyenlő 3,26 millió fényév vagy 30,800,000,000,000,000,000,000 km! Így a Hubble-állandó egységei (km/sec)/Mpc.

Ez a felfedezés megjelölte aa kozmológia modern korának kezdete. Ma a Cepheid változók továbbra is az egyik legjobbakmódszerek a galaxisoktól való távolságok mérésére, és létfontosságúak a világegyetem tágulási sebességének (Hubble-állandó) és korának meghatározásához.

mik azok a Cepheid változók?

az összes csillag-beleértve a napot és a Cepheid változó csillagokat is-szerkezetét a csillagban lévő anyag átlátszatlansága határozza meg. Ha az anyag nagyon átlátszatlan, akkor hosszú időbe telik, amíg a fotonok a csillag forró magjából diffundálnak, erős hőmérséklet ésnyomási gradiensek alakulhatnak ki a csillagban. Ha az anyag majdnem átlátszó, akkora fotonok könnyen mozognak a csillagon, és törölnek minden hőmérsékleti gradienst. A Cepheid-csillagok két állapot között helyezkednek el: amikor a csillag kompakt állapotban van, a hélium egy rétegbena légkörében egyedül ionizálódik. A fotonok az ionizált hélium atomokban szétszóródnak a kötött elektronból, így a réteg nagyon átlátszatlan, nagy hőmérséklet és nyomás gradiensek halmozódnak fel a rétegen. Ezek a nagy nyomás hatására a réteg (ésaz egész csillag) kibővül. Amikor a csillag expandált állapotban van, a hélium a rétegben kétszeresen ionizált, így a réteg átláthatóbb a sugárzásra, és sokkal kisebb a nyomás gradiens a rétegen. A gravitáció ellen ható nyomásgradiens nélkül a réteg (és az egész csillag) összehúzódik, és a csillag visszatér az állapotába.

a Cepheid változó csillagok tömege öt-húsz naptömeg között van. A nagyobb tömegű csillagok fényesebbek és hosszabb borítékokkal rendelkeznek. Mivel burkolataik kiterjedtebbek, és a borítékaik sűrűsége kisebb, változékonyságuk periódusa arányos a réteg sűrűségének inverz négyzetgyökével,az isonger.

szöveges Link a HST sajtóközlemény leírja ezt a képet.

A Cepheids

használatának nehézségei számos nehézséget okoztak a Cepheids mint távolságmutatók használatával kapcsolatban. A múlt század nagy részében a csillagászok fényképészeti lemezeket használtak a csillagok fluxusainak mérésére. A lemezek nagyon nem lineárisak voltak, gyakran hibás fluxusméréseket végeztek.Mivel a hatalmas csillagok rövid életűek, mindig poros születési helyeik közelében találhatók.A por elnyeli a fényt, különösen a kék hullámhosszon, ahol a legtöbb fényképfelvétel készült, és ha nem megfelelően korrigálják, akkor ez a porelnyelés téves meghatározásokhoz vezethet. Végül nagyon nehéz volt észlelni a Cepheideket távolabbi galaxisok a Földtől: a Föld ingadozó légköre lehetetlenné teszi, hogy ezeket a csillagokat elkülönítsék a gazdagalaxisok diffúz fényétől.

egy másik történelmi nehézség a Cepheids távolságjelzőként való használatával kapcsolatban a közeli Cepheidek mintájához való távolság meghatározásának problémája volt. Az utóbbi években a csillagászok már több fejlett nagyon megbízható, független módszerek determiningthe távolságokat, hogy a Nagy Magellán-Felhő (LMC), valamint a Kis Magellán-Felhő (SMC), két, a közeli műholdas galaxisok a saját Tejút Galaxis. Mivel az LMC és az SMC tartalmaznagy számú Cepheids, akkor lehet használni, hogy kalibrálja a távolság skála.

A közelmúlt előrehaladása

a technológiai fejlődés lehetővé tette a csillagászok számára, hogy leküzdjék a többi múltbeli nehézséget. A CCD – knek nevezett detektorok (a töltéshez kapcsolt eszközök-mint például a digitális fényképezőgépekben használt eszközök) lehetővé tették a sugárzási fluxus pontos mérését. Ezek az érzékelők szintén érzékenyek az infravörösbenhosszak. A por sokkal átláthatóbb ezeken a hullámhosszokon. A fluxusok méréséveltöbb hullámhosszú, a csillagászok képesek voltak korrigálni a por hatásait, és sokkal pontosabb távolságmeghatározást tenni.

Ezek az előrelépések lehetővé tették a közeli galaxisok pontosabb tanulmányozását, amelyek a galaxisok”helyi csoportját” tartalmazzák. A csillagászok megfigyelték a Cepheideket mind az Andromeda galaxis fémgazdag régiójában, mind annak fémszegény külső régiójában. (Egy csillagász számára a ” fém ” minden olyan elem, amely nehezebb, mint a hélium – a második legkönnyebb elem aidőszakos táblázat. Ezeket az elemeket csillagokban állítják elő, és végül a csillagok fejlődésével szabadulnak fel a csillagközi közegbe.) Ez a munka azt mutatta, hogy a Cepheids tulajdonságainem függött érzékenyen a kémiai bőségtől. Ezen előrelépések ellenére a csillagászok, akiket a Föld légköre korlátozott, csak a közeli távolságokat tudták mérnigalaxisok. A világegyetem tágulása miatti mozgás mellett a galaxisok “relatív mozdulatokkal” rendelkeznek szomszédaik gravitációs vonzása miatt. Ezeknek a “sajátos mozgásoknak” köszönhetően a csillagászoknak meg kell mérniük a távolságokat a távolabbi égig, hogy meg tudják határozni a Hubble állandót.

a csillagászok számos új technikát fejlesztettek ki a galaxisok relatív távolságának meghatározására: ezek a független relativitáselméleti skálák ma már 10 százaléknál is jobbak. Például van egy nagyon szoros kapcsolat, az úgynevezett Tully-Fisher kapcsolat, egy spirális galaxis forgási sebessége ésannak fényessége. A csillagászok azt is megállapították, hogy az Ia típusú szupernóva, amelyről úgy gondolják, hogy egy fehér törpecsillag robbanásveszélyes égése miatt, mindegyiknek közel azonos csúcsfényessége volt.A nagy számú prototípus galaxis távolságának pontos mérése nélkül azonban a csillagászok nem tudták kalibrálni ezeket a relatív távolságméréseket. Így a Hubble-konstans pontos meghatározása nem volt lehetséges.

az elmúlt évtizedekben a vezető csillagászok különböző adatokat felhasználva olyan értékeket jelentettek a Hubble-állandóra, amelyek 50 (km/sec)/Mpc és 100 (km/sec)/Mpc között változtak.A két ellentmondás ezen tényezőjének megoldása a megfigyelési kozmológia egyik legfontosabb kiemelkedő problémája volt.

Hubble Key Project

a Key Project program felvázolta a Hubble Űrteleszkóp (HST) fő céljait. A HST fő célja az volt, hogy befejezze EdwinHubble programját a közeli galaxisok távolságának mérésére. Míg a Hubble SpaceTelescope átmérője összehasonlítható a Hubble Wilson-hegyen található teleszkópjával, az előnye az volt, hogy a Föld atmoszférája felett volt, inkább a Los Angeles-i outskirts-en található. A Hubble Űrteleszkóp NASA általi javítása helyreállította látását, és lehetővé tette a kulcsfontosságú Projektprogramot. Az alábbi fotók az M100, a key project program által megfigyelt egyik közeli galaxis képét mutatják. Ezzel a HST-vel sokkal könnyebb volt észlelni az egyes fényes csillagokat az M100-ban, ami elengedhetetlen a Cepheid változók tanulmányozásához. A projekt azt is ellenőrizte, hogy acepheid változók tulajdonságai érzékenyek-e a csillagösszetételre.

HST image of M100 before and after repair

szöveges Link a képet leíró HST sajtóközleményhez.

összességében a kulcsfontosságú projekt 20 közeli galaxis távolságát próbálta elérni. Ezzel a nagy példával a projekt kalibrált és keresztellenőrizte a másodlagos távolságmutatók egy részét. Mert M100 elég közel van hozzánk, hogy a sajátos indítvány significantfraction a Hubble-tágulás sebessége, a kulcs projekt-team használt relatív distanceindicators extrapolációja a Virgo-halmaz, egy közeli klaszter galaxisok containingM100, hogy a távolabbi Kóma klaszter, valamint ahhoz, hogy egy mérés a Hubble constantof 70 (km/sec)/Mpc, bizonytalansággal 10% – át.

A Hubble-állandó kulcsprojekt-meghatározása összhangban van a Hubble-állandó becslésére irányuló számos független erőfeszítéssel: statisztikai szintézis byG.F. R. Ellis és munkatársai a kiadott szakirodalomban 66 és 82 (km/sec)/Mpc közötti értéket adtak. Azonban még mindig nem volt teljes konszenzus ahubble állandó értékéről.

WMAP és a Hubble-állandó

a kozmikus mikrohullámú háttérfluktuációk részletes szerkezetének jellemzésével a WMAP pontosan meghatározta az alapkozmológiai paramétereket, beleértve a Hubble-állandót is. A Hubble-állandó jelenlegi legjobb közvetlen mérése 73,8 km/sec/Mpc (adjon vagy vegyen be 2,4 km / sec / Mpc-t, beleértve mind véletlenszerű, mind szisztematikus hibákat), ami 3% – os bizonytalanságnak felel meg. Csak WMAP adatok felhasználásával a Hubble-állandó becslések szerint 70,0 km/sec/Mpc (2,2 km/sec/Mpc), szintén 3% – os mérés. Ez feltételezi, hogy az univerzum térben lapos, ami összhangban van az összes rendelkezésre álló adattal. Ez a mérés teljesen független a hagyományos mérésektől Cepheid változók és egyéb technikák alkalmazásával. Azonban, ha nem teszünk egy feltételezés, síklapúság, mi lehet kombinálni WMAP adatok más kozmológiai adatok, hogy 69.3 km/sec/Mpc (adni vagy venni 0.8 km/sec/Mpc), 1% – os megoldás, amely egyesíti a különböző mérések. Miután megjegyeztük, hogy a független megfigyelések következetes eredményeket adnak, ésszerű az információk kombinálása a paraméterek legjobb becsléséhez.

az oldal egyes részeit a “The Age of the universe”, D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) és W. Freedman (Carnegie Observatories) cikkből adaptálták. Proc. NAT.Acad. Sci. USA, Vol. 94., 6579-6584. o., 1997. június.

további olvasmányok:

• bővebben a Hubble-állandóról az űrteleszkóp Tudományos Intézetéből.
• 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 and the ExpandingUniverse”, Scientific American, July 1993.