宇宙の膨張または収縮は、その内容と過去の歴史に依存します。 十分な問題では、拡張が遅くなるか、収縮になることさえあります。 一方、ダークエネルギーは宇宙を膨張率の増加に向かって推進します。 現在の膨張率は、通常、ハッブル定数（メガパーセクあたり毎秒キロメートル、または単に毎秒キロメートルの単位）として表されます。ハッブルは、宇宙は静的ではなく、むしろ拡大していることを発見しました！

ハッブルは、宇宙が静的ではないことを発見し

歴史的概要

1920年代、エドウィン-ハッブルはマウントウィルソン天文台に新しく建設された100インチ望遠鏡を用いて、いくつかの星雲の変光星を検出した。 星雲は、その性質が天文学界で熱い議論の話題であったdiffuseobjectsです：彼らは私たち自身の天の川銀河の星間雲、または私たちの銀河の外の銀河全体でしたか？これは、比較のための参照点がないため、ほとんどの天体への距離を測定することは悪名高いことが困難であるため、答えるのが難しい質問でした。ハッブルの発見は、これらの変光星がケフェイド変光星と呼ばれる星のクラスに似た特徴を持っていたために革命的であった。 以前、ハーバード大学天文台で働いていた女性天文学者のグループの一員であるHenrietta Levittは、ケフェイド変光星の周期と光度（固有の明るさ）との間に緊密な相関があ 光源の明るさを知ることによって、その光源までの距離を測定することができます。 したがって、これらの星の周期（およびhencetheir光度）とその見かけの明るさを測定することによって、ハッブルは、これらの星雲が私たち自身の銀河内の雲ではなく、私たち自身の銀河の端をはるかに超えた外部の銀河であることを示すことができました。

ハッブルの第二の革命的な発見は、これらの銀河の相対速度の測定とセフェイドに基づく銀河の距離の決定の彼の測定を比較することに基づ 彼は、より遠くの銀河が私たちからもっと離れて動いていることを示しました。:ここで、vは銀河が私たちから離れる速度であり、dはその距離です。

v=Hod

ここで、vは銀河が私たちから離れる速度であり、dはその距離です。

v=Hod

比例Hoの定数は、現在はハッブル定数と呼ばれています。 銀河の速度を測定するために使用される速度の共通単位はkm/秒であり、近くの銀河までの距離を測定するための最も一般的な単位は3.26万光年または30,800,000,000,000,000,000kmに等しいメガパーセック（Mpc）と呼ばれている。 したがって、ハッブル定数の単位は(km/sec)/Mpcである。

この発見は、現代の宇宙論の始まり。 今日では、ケフェイド変数は銀河までの距離を測定するための最良の方法の一つであり、宇宙の膨張率（ハッブル定数）と年齢を決定するために不可欠である。

Cepheid変数とは何ですか？

太陽やケフェイド変光星を含むすべての星の構造は、星の中の物質の不透明度によって決定されます。 物質が非常に不透明である場合、光子が星の熱いコアから拡散するのに長い時間がかかり、強い温度と圧力勾配が星に発生する可能性があります。 問題がほぼ透明であれば、光子は星の中を簡単に移動し、温度勾配を消去します。 星がコンパクトな状態にあるとき、その大気の層のヘリウムは単独でイオン化される。 光子はイオン化されたヘリウム原子の束縛された電子から散乱するため、層は非常に不透明であり、大きな温度と圧力勾配が層を横切って蓄積する。 これらの大きな圧力は、層（および星全体）を拡大させる。 星が膨張した状態にあるとき、層のヘリウムは二重に電離されるので、層は放射線に対してより透明であり、層を横切って多くのweaker圧力勾配がある。 重力に対して星を支える圧力勾配がなければ、層（および星全体）は収縮し、星は圧縮された状態に戻る。

ケフェイド変光星の質量は、太陽質量が5から20の間です。 より多くの大質量の星はより明るく、より拡張された封筒を持っています。 それらのエンベロープはより拡張され、エンベロープ内の密度はより低いため、層内の密度の逆平方根に比例する変動周期はより長くなります。

この画像を説明するHSTプレスリリースへのテキストリンク。

cepheidsを使用する際の困難

cepheidsをdistanceindicatorとして使用することに関連する多くの困難がありました。 前世紀の多くの間、天文学者はフラックスを測定するために写真板を使用しました星から。 プレートは非常に非線形であり、しばしば欠陥のあるフラックス測定を生成した。巨大な星は短命なので、彼らは常にほこりの多い出生地の近くに位置しています。塵は、特にほとんどの写真画像が撮影された青色波長で光を吸収し、適切に補正されないと、この塵の吸収は誤った明るさの決定につながる可能性があります。 地球の大気の変動は、これらの星を母星の拡散光から分離することを不可能にしています。

距離指標としてケフェイドを使用することのもう一つの歴史的な難しさは、近くのケフェイドのサンプルまでの距離を決定する問題でした。 近年、天文学者は、私たち自身の天の川銀河の近くの衛星銀河のうちの二つである大マゼラン雲（LMC）と小マゼラン雲（SMC）までの距離を決定するいくつかの非常に信頼性の高い独立した方法を開発してきました。 LMCとSMCには大きな数のセフェイドが含まれているため、距離スケールを校正するために使用できます。

最近の進歩

技術の進歩は、天文学者が他の過去の困難の数を克服することを可能にしました。 Ccd（デジタルカメラのような電荷結合素子）と呼ばれる検出器は、正確な放射束測定を可能にした。 これらの探知器は赤外線でまた敏感です波長。 塵はこれらの波長ではるかに透明です。 複数の波長でフラックスを測定することにより、天文学者は塵の影響を修正し、はるかに正確な距離を決定することができました。

これらの進歩は、銀河の”ローカルグループ”を構成する近くの銀河のより正確な研究を可能にしました。 天文学者は、アンドロメダ銀河の金属リッチナー領域とその金属貧しい外側領域の両方でケフェイドを観察しました。 （天文学者にとって、”金属”とはヘリウムよりも重い元素であり、周期表の中で最も軽い元素である。 このような元素は星の中で生成され、星が進化するにつれて最終的に星間媒体に放出されます。）この研究は、ケフェイドの特性が化学存在量に敏感に依存しないことを示した。 これらの進歩にもかかわらず、地球の大気によって制限された天文学者は、最も近い距離までの距離を測定することしかできませんでした銀河。 宇宙の膨張による運動に加えて、銀河は近隣の銀河の引力による「相対運動」を持っています。 これらの「独特の動き」のために、天文学者はハッブル定数を決定できるように、距離から距離までの距離を測定する必要があります。

宇宙に深く押し込もうとすると、天文学者は銀河との相対距離を決定するための多くの新しい技術を開発しました: これらの独立したrelativedistanceのスケールは今10%よりよく一致します。 例えば、渦巻銀河の回転速度とその光度との間には、タリー-フィッシャー関係と呼ばれる非常に緊密な関係がある。 天文学者はまた、白色矮星の爆発的な燃焼によるものと考えられているIa型超新星は、すべてほぼ同じピーク光度を持っていたことを発見しました。しかし、多数の試作銀河までの距離を正確に測定しなければ、天文学者はこれらの相対距離測定を校正することができませんでした。 したがって、ハッブル定数を正確に決定することはできなかった。過去数十年にわたって、主要な天文学者は、異なるデータを使用して、50（km/sec）/Mpcと100（km/sec）/Mpcの間で変化するハッブル定数の値を報告しました。この二つの不一致の要因を解決することは、観測宇宙論における最も重要な顕著な問題の一つであった。

ハッブルキープロジェクト

主要プロジェクトプログラムは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の主要な目標を概説しました。 HSTの主な目標は、近くの銀河までの距離を測定するEdwinHubbleのプログラムを完成させることでした。 ハッブル宇宙望遠鏡はウィルソン山のハッブル望遠鏡に匹敵する直径であるが、地球の大気圏より上にあるという利点があり、むしろロサンゼルスのtheoutskirtsに位置していた。 ハッブル宇宙望遠鏡のNASAの修理は、そのビジョンを復元し、主要なプロジェクトプログラムを可能にしました。 下の写真は、キープロジェクトプログラムによって観測された近くの銀河の一つであるm100の前後の画像を示しています。 これにより、ケフェイド変数の研究に必要なm100の個々の明るい星を検出することがはるかに簡単になりました。 プロジェクトはまた、cepheid変数のプロパティが恒星の組成に敏感であるかどうかを確認しました。

修理前と後のM100のHST画像

この画像を説明するHSTプレスリリースへのテキストリンク。

全体的に、主要なプロジェクトは近くの20個の銀河までの距離を取得しようとしました。 このlargesampleを使用すると、プロジェクトはいくつかの二次distanceindicatorsを校正し、クロスチェックしました。 M100は、その特異な運動がハッブル膨張速度の顕著な影響であることを十分に私たちに近いので、主要なプロジェクトチームは、m100を含む近くの銀河団であるおとめ座銀河団から、より遠いコマ銀河団までの相対距離指標を用いて外挿し、70(km/sec)/Mpcのハッブル定数を10%の不確実性で測定しました。

ハッブル定数の重要なプロジェクトの決定は、ハッブル定数を推定するための多くの独立した努力と一致しています：統計的合成byG。F.R.エリスと出版された文献の彼の共同研究者は、66と82（km/秒）/Mpcの間の値をもたらした。 しかし、hubble定数の値についてはまだ完全なコンセンサスはありませんでした。

WMAPとハッブル定数

宇宙マイクロ波背景構造の詳細な構造を特徴付けることにより、WMAPはハッブル定数を含む基本的な宇宙論的パラメータを正確に決定した。 ハッブル定数の現在の最良の直接測定は73.8km/sec/Mpc（ランダム誤差と系統誤差の両方を含む2.4km/sec/Mpcを与えるか取る）であり、3％の不確実性に対応する。 WMAPデータのみを使用すると、ハッブル定数は70.0km/sec/Mpc（2.2km/sec/Mpcを与えるか取る）と推定され、3％の測定値でもあります。 これは、宇宙が空間的に平坦であることを前提としており、これは利用可能なすべてのデータと一致しています。 この測定はCepheidの変数および他の技術を使用して従来の測定の完全に独立している。 しかし、平坦性を仮定しなければ、WMAPデータを他の宇宙論的データと組み合わせることで、69.3km/sec/Mpc（0.8km/sec/Mpcを与えるか取る）を得ることができます。 独立した観測値が一貫した結果を与えることに注意した後、パラメータの最良の推定値を得るために情報を組み合わせることは合理的です。

このページの一部は、D.N.Spergel,M.Bolte(UC,Santa Cruz)とW.Freedman(Carnegie Observatories)の記事”the age of the universe”から適応されました。 プロク… ナトルアカド サイ… アメリカ、Vol. 94,pp.6579-6584,June1997.

さらに読む：

• 宇宙望遠鏡科学研究所からハッブル定数の詳細映画を含む。
• 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,July1993.