ekspansja lub kurczenie się wszechświata zależy od jego zawartości i historii przeszłości. Przy wystarczającej ilości materii ekspansja spowolni lub nawet stanie się skurczem. Z drugiej strony, ciemna energia napędza wszechświat w kierunku rosnącego tempa ekspansji. Obecna szybkość ekspansji jest zwykle wyrażana jako stała Hubble ’ a (w jednostkach kilometrów na sekundę na Megaparsek, lub tylko na sekundę).

Hubble odkrył, że wszechświat nie jest statyczny, ale raczej się rozwija!

rys historyczny

w latach dwudziestych XX wieku Edwin Hubble, korzystając z nowo zbudowanego 100-calowego teleskopu w Obserwatorium MountWilson, wykrył Gwiazdy zmienne w kilku mgławicach. Mgławice są obiektami rozproszonymi, których natura była tematem gorącej debaty w społeczności Astronomicznej: czy były to chmury międzypowierzchniowe w naszej galaktyce Drogi Mlecznej, czy całe galaktyki poza naszą galaktyką?Było to trudne pytanie do odpowiedzi, ponieważ notorycznie trudno jest zmierzyć odległość do większości ciał astronomicznych, ponieważ nie ma punktu odniesienia do porównania.Odkrycie Hubble ’ a było rewolucyjne, ponieważ te gwiazdy zmienne miały charakterystykę przypominającą klasę gwiazd zwanych zmiennymi Cefeidami. Wcześniej Henrietta Levitt, należąca do grupy żeńskich astronomów pracujących w Harvard College Observatory, pokazała, że istnieje ścisła korelacja między okresem Gwiazdy zmiennej cefeidy a jej Luminosity (jasność wewnętrzna). Znając jasność źródła, można zmierzyć odległość do tego źródła, mierząc, jak jasne jest ono dla nas: im ciemniejszy jest, tym dalej jest. Tak więc, mierząc okres tych gwiazd (oraz ich jasność) i ich pozorną jasność, Hubble był w stanie wykazać, że mgławice te nie są obłokami w naszej własnej galaktyce, ale są galaktykami zewnętrznymi daleko poza krawędzią naszej własnej galaktyki.

drugie rewolucyjne odkrycie Hubble ’ a opierało się na porównaniu jego pomiarów odległości galaktyk z pomiarami względnych prędkości tych galaktyk. Pokazał, że bardziej odległe galaktyki oddalają się od nas:

v = Hod

gdzie V jest prędkością, z jaką galaktyka oddala się od nas, A d jest jej odległością. Stała proporcjonalności Ho jest obecnie nazywana stałą Hubble ’ a. Powszechną jednostką prędkości używaną do pomiaru prędkości galaktyki jest km/s, podczas gdy najczęstszą jednostką do pomiaru odległości do pobliskich galaktyk jest Megaparsek (Mpc), który jest równy 3,26 mln lat świetlnych lub 30,800,000,000,000,000,000,000,000,000,000 km! Zatem jednostkami stałej Hubble ’ a są (km/s)/Mpc.

to odkrycie zapoczątkowało współczesną epokę kosmologii. Obecnie zmienne cefeidy pozostają jednymi z najlepszych metod pomiaru odległości do galaktyk i są niezbędne do określenia szybkości ekspansji (stałej Hubble ’ a) i wieku wszechświata.

czym są zmienne Cepheid?

struktura wszystkich gwiazd, w tym słońca i gwiazd zmiennych cefeidy, jest określana przez nieprzezroczystość materii w gwieździe. Jeśli Materia jest bardzo nieprzezroczysta, to fotony rozpraszają się przez długi czas z gorącego jądra gwiazdy, a w gwieździe mogą rozwinąć się silne gradienty temperatury i ciśnienia. Jeśli Materia jest prawie przezroczysta, thenfotony poruszają się łatwo przez gwiazdę i usuwają dowolny gradient temperatury. Gwiazdy cefeidy dzielą się między dwa stany: gdy gwiazda jest w stanie zwartym, Hel w warstwie jej atmosfery jest pojedynczo zjonizowany. Fotony rozpraszają związany elektron w silnie zjonizowanych atomach helu, dzięki czemu warstwa jest bardzo nieprzezroczysta, a w jej obrębie gromadzą się duże gradienty temperatury i ciśnienia. Te duże naciski powodują, że warstwa (icała gwiazda) rozszerza się. Gdy gwiazda jest w stanie rozszerzonym, Hel w warstwie jest podwójnie zjonizowany, dzięki czemu warstwa jest bardziej przezroczysta na promieniowanie i występuje znacznie większy gradient ciśnienia w warstwie. Bez gradientu ciśnienia wspierającego gwiazdę przed grawitacją, warstwa (i cała gwiazda) kurczy się i gwiazda powraca do stanu kompresji.

Gwiazdy zmienne cefeidy mają masy od pięciu do dwudziestu mas Słońca. Gwiazdy moremasywne są bardziej świetliste i mają bardziej wydłużone otoczki. Ponieważ ich otoczki są bardziej wydłużone, a gęstość w ich otoczkach jest niższa, okres ich zmienności, który jest proporcjonalny do odwrotnego pierwiastka kwadratowego gęstości w warstwie, jest dłuższy.

link tekstowy do komunikatu prasowego HST opisującego Ten obraz.

trudności w stosowaniu Cepheidów

w związku z używaniem Cepheidów jako wskaźników odległości wystąpiło wiele trudności. Przez większość ubiegłego wieku astronomowie używali płyt fotograficznych do pomiaru fluxów z gwiazd. Płyty były bardzo nieliniowe i często powodowały błędne pomiary strumienia.Ponieważ masywne gwiazdy są krótkotrwałe, zawsze znajdują się w pobliżu zakurzonych miejsc narodzin.Pył pochłania światło, szczególnie w niebieskich długościach fal, gdzie większość obrazów fotograficznych była rejestrowana, a jeśli nie zostanie odpowiednio skorygowana, ta absorpcja pyłu może prowadzić do błędnych oznaczeń luminancji. Wreszcie, wykrycie nieodróżnialnych galaktyk Cefeidów od ziemi było bardzo trudne: zmienna Atmosfera Ziemi uniemożliwia oddzielenie tych gwiazd od rozproszonego światła ich galaktyk macierzystych.

kolejną historyczną trudnością z wykorzystaniem cefeid jako wskaźników odległości był problem z określeniem odległości do próbki pobliskich cefeid. W ostatnich latach astronomowie opracowali kilka bardzo wiarygodnych i niezależnych metod wyznaczania odległości do Wielkiego Obłoku Magellana (Lmc) i małego Obłoku Magellana (SMC), dwóch pobliskich galaktyk satelitarnych naszej Drogi Mlecznej. Ponieważ LMC i SMC zawierają dużą liczbę Cepheid, mogą być używane do kalibracji skali odległości.

ostatni postęp

postęp technologiczny umożliwił astronomom przezwyciężenie wielu innych minionych trudności. Detektory zwane CCD (charge coupled devices – jak te stosowane w aparatach cyfrowych) umożliwiały dokładne pomiary strumienia promieniowania. Detektory te są również czułe w podczerwieni. Pył jest znacznie bardziej przezroczysty w tych długościach fal. Mierząc strumienie wielorakich długości fal, astronomowie byli w stanie skorygować wpływ pyłu i dokonać dokładniejszych pomiarów odległości.

te postępy umożliwiły dokładniejsze badanie pobliskich galaktyk, które stanowią”Lokalną Grupę” galaktyk. Astronomowie obserwowali cefeidy zarówno w obszarze bogatym w metale Galaktyki Andromedy, jak i w jej ubogim w metale obszarze zewnętrznym. (Dla astronoma „metalem”jest każdy pierwiastek cięższy od Helu – drugi najlżejszy pierwiastek w tabeli. Takie pierwiastki są wytwarzane w gwiazdach i ostatecznie uwalniane do środka międzystopniowego w miarę ewolucji gwiazd.) Praca ta pokazała, że właściwości Cefejdów nie zależą od obfitości chemicznej. Pomimo tych postępów, astronomowie, ograniczeni przez ziemską atmosferę, mogli mierzyć jedynie odległości do nearestgalaxies. Oprócz ruchu spowodowanego ekspansją wszechświata, galaktyki mają „względne ruchy” dzięki przyciąganiu grawitacyjnemu swoich sąsiadów. Ze względu na te „osobliwe ruchy” astronomowie muszą mierzyć odległości do odległych galaktyk, aby móc określić stałą Hubble ’ a.

starając się wniknąć głębiej we wszechświat, astronomowie opracowali szereg nowych technologii do wyznaczania względnych odległości do galaktyk: te niezależne, relativedistance skale zgadzają się teraz lepiej niż 10%. Na przykład istnieje bardzo ścisła zależność,zwana relacją Tully ’ ego-Fishera, między prędkością obrotową galaktyki spiralnej a jej jasnością. Astronomowie odkryli również, że supernowe typu Ia, które uważa się za spowodowane wybuchowym spaleniem białego karła, miały prawie taką samą szczytową jasność.Jednak bez dokładnych pomiarów odległości do dużej liczby prototypowych galaktyk astronomowie nie mogli skalibrować tych względnych pomiarów odległości. W ten sposób można było dokonać dokładnych oznaczeń stałej Hubble ’ a.

w ciągu ostatnich kilku dekad czołowi astronomowie, korzystając z różnych danych, zgłaszali wartości stałej Hubble ’ a, która wahała się między 50 (km/s)/Mpc a 100 (km/s) / Mpc.Rozwiązanie tego czynnika dwóch rozbieżności było jednym z najważniejszych nierozstrzygniętych problemów w kosmologii obserwacyjnej.

kluczowy projekt Hubble 'a

program kluczowego projektu nakreślił główne cele Kosmicznego Teleskopu Hubble’ a (HST). Jednym z głównych celów HST było ukończenie programu EdwinHubble ’ a pomiaru odległości do pobliskich galaktyk. Chociaż Teleskop Hubble 'a ma średnicę porównywalną do teleskopu Hubble’ a na Mount Wilson, miał on tę zaletę, że znajdował się ponad ziemską atmosferą, a następnie znajdował się na obrzeżach Los Angeles. Naprawa Kosmicznego Teleskopu Hubble ’ a przez NASA przywróciła jego wizję i umożliwiła realizację kluczowego programu projektu. Poniższe zdjęcia pokazują przed i po zdjęciach ofM100, jednej z pobliskich galaktyk obserwowanych przez kluczowy program projektu. W związku z tym HST znacznie łatwiej było wykryć pojedyncze jasne gwiazdy w M100, co było niezbędne w badaniu zmiennych cefeid. Projekt sprawdził również, czy właściwości zmiennych Cepheid są wrażliwe na Skład gwiazd.

obraz HST M100 przed i po naprawie

link tekstowy do komunikatu prasowego HST opisującego Ten obraz.

Ogólnie rzecz biorąc, kluczowy projekt próbował uzyskać odległości do 20 pobliskich galaktyk. Przy tak dużej próbie projekt skalibrował i skontrolował szereg drugorzędnych wskaźników odległości. Ponieważ M100 znajduje się na tyle blisko nas, że jego osobliwy ruch jest znaczącym załamaniem prędkości ekspansji Hubble’ a, kluczowy zespół projektowy użył wskaźników względnej odległości, aby ekstrapolować z gromady Virgo, pobliskiej gromady galaktyk zawierającej M100, do bardziej odległej gromady Coma i uzyskać pomiar Constant Hubble ’ a z 70 (km/s)/Mpc, z niepewnością 10%.

kluczowe określenie stałej Hubble 'a w projekcie jest zgodne z szeregiem niezależnych wysiłków w celu oszacowania stałej Hubble’ a: statystyczna synteza byG.F. R. Ellis i współpracownicy opublikowanej literatury osiągnęli wartość między 66 A 82 (km / s) / Mpc. Nadal jednak nie osiągnięto pełnego konsensusu co do wartości stałej Hubble ’ a.

WMAP i stała Hubble 'a

poprzez scharakteryzowanie szczegółowej struktury kosmicznych przepływów mikrofalowych, WMAP dokładnie określił podstawowe parametry kosmologiczne, w tym stałą Hubble’ a. Aktualny najlepszy bezpośredni pomiar stałej Hubble ’ a wynosi 73,8 km/s/Mpc (dać lub wziąć 2,4 km/s/Mpc w tym, zarówno błędy losowe, jak i systematyczne), co odpowiada niepewności 3%. Korzystając tylko z danych WMAP, stałą Hubble ’ a szacuje się na 70,0 km/s/Mpc (dać lub wziąć 2,2 km/s/Mpc), również pomiar 3%. Zakłada to, że wszechświat jest przestrzennie płaski, co jest zgodne ze wszystkimi dostępnymi danymi. Pomiar ten jest całkowicie niezależny od tradycyjnych pomiarów przy użyciu zmiennych Cepheid i innych technik. Jeśli jednak nie przyjmiemy założenia płaskości, możemy połączyć dane WMAP z innymi danymi kosmologicznymi, aby uzyskać 69,3 km/s/Mpc (dać lub wziąć 0,8 km/s/Mpc), 1% roztwór, który łączy różne rodzaje pomiarów. Po zauważeniu, że niezależne obserwacje dają spójne wyniki, rozsądne jest łączenie informacji w celu uzyskania najlepszego oszacowania parametrów.

Fragmenty tej strony zostały zaadaptowane z artykułu „wiek Wszechświata”, D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) i W. Freedman (obserwatoria Carnegie). Proc. Natl.Acad. Sci. USA, Vol. 94, s. 6579-6584, czerwiec 1997.

Czytaj dalej:

• więcej o stałej Hubble ’ a z Space Telescope Science Institute w tym 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 and the ExpandingUniverse”, Scientific American, lipiec 1993.