Temná energia a Hubbleov zákon. Zákon univerzálnej recesie galaxií hovorí Hubbleov zákon

Po návrate z prvej svetovej vojny sa Edwin Hubble zamestnal vo vysokohorskom astronomickom observatóriu Mount Wilson v južnej Kalifornii, ktoré bolo v tom čase najlepšie vybavené na svete. Pomocou svojho najnovšieho zrkadlového teleskopu s priemerom primárneho zrkadla 2,5 m urobil sériu kurióznych meraní, ktoré navždy zmenili naše chápanie vesmíru.

V skutočnosti mal Hubble v úmysle preskúmať jeden dlhodobý astronomický problém - povahu hmlovín. Tieto záhadné predmety pochádzajúce z 18. storočia znepokojovali vedcov záhadou ich pôvodu. V 20. storočí sa v niektorých z týchto hmlovín zrodili hviezdy a rozplynuli sa, no väčšina oblakov zostala hmlistá – a najmä svojou povahou. Tu si vedci položili otázku: kde presne sa tieto hmlisté útvary nachádzajú – v našej Galaxii? alebo niektoré z nich predstavujú iné „ostrovy vesmíru“, aby som použil sofistikovaný jazyk tej doby? Pred uvedením ďalekohľadu na Mount Wilson do prevádzky v roku 1917 bola táto otázka čisto teoretická, pretože neexistovali žiadne technické prostriedky na meranie vzdialeností týchto hmlovín.

Hubble začal svoj výskum snáď najpopulárnejšou hmlovinou od nepamäti.
Andromeda. V roku 1923 bol schopný vidieť, že na okraji tejto hmloviny sú zhluky jednotlivých hviezd, z ktorých niektoré patrili do triedy premenných cefeíd (podľa astronomickej klasifikácie). Pozorovaním premennej cefeidy počas pomerne dlhého času astronómovia merajú periódu zmeny jej svietivosti a potom pomocou vzťahu perióda a svietivosť určujú množstvo svetla, ktoré táto premenná vyžaruje. Aby sme lepšie pochopili, aký je ďalší krok, uveďme toto prirovnanie. Predstavte si, že stojíte v úplnej tme a potom v diaľke niekto rozsvieti elektrickú lampu. Keďže nevidíte okolo seba nič okrem tejto vzdialenej žiarovky, je pre vás takmer nemožné určiť vzdialenosť k nej. Možno je veľmi jasný a žiari ďaleko, alebo možno je slabý a žiari nablízku. Ako to určiť? Teraz si predstavte, že sa vám nejakým spôsobom podarilo zistiť výkon lampy – povedzme 60, 100 alebo 150 wattov. Úloha je okamžite zjednodušená, keďže z viditeľnej svietivosti už viete približne odhadnúť geometrickú vzdialenosť k nej. Takže: pri meraní periódy zmeny svietivosti cefeidy je astronóm približne v rovnakej situácii ako vy, vypočítava vzdialenosť k vzdialenej lampe, pričom pozná jej svietivosť (výkon žiarenia).

Prvá vec, ktorú Hubble urobil, bol výpočet vzdialenosti k Cefeidám na okraji hmloviny Andromeda, a teda k samotnej hmlovine: 900 000 svetelných rokov (presnejšie vypočítaná vzdialenosť od galaxie Andromeda, ako sa teraz nazýva, je 2,3 milióna svetelných rokov.) – teda hmlovina sa nachádza ďaleko za Mliečnou dráhou – našou galaxiou. Po pozorovaní tejto a ďalších hmlovín Hubble dospel k základnému záveru o štruktúre vesmíru: pozostáva zo súboru obrovských hviezdokôp – galaxií. Práve oni sa nám javia ako vzdialené hmlisté „oblaky“ na oblohe, keďže jednotlivé hviezdy na takú veľkú vzdialenosť jednoducho nevidíme. Tento objav by v skutočnosti stačil na to, aby Hubble získal celosvetové uznanie svojich služieb vede.

Vedec sa však nezastavil a v získaných údajoch si všimol ešte jeden dôležitý aspekt, ktorý astronómovia pozorovali už predtým, no ťažko sa interpretoval. Totiž: pozorovaná dĺžka spektrálnych svetelných vĺn vyžarovaných atómami vzdialených galaxií je o niečo menšia ako dĺžka spektrálnych vĺn vyžarovaných rovnakými atómami v pozemských laboratóriách. To znamená, že v spektre žiarenia susedných galaxií je kvantum svetla vyžarovaného atómom pri skoku elektrónu z obežnej dráhy na obežnú dráhu frekvenčne posunuté smerom k červenej časti spektra v porovnaní s podobným kvantom vyžarovaným rovnakým atómom na Zemi. . Hubble si dovolil interpretovať toto pozorovanie ako prejav Dopplerovho javu, čo znamená, že všetky pozorované susedné galaxie sa vzďaľujú od Zeme, pretože takmer všetky galaktické objekty mimo Mliečnej dráhy vykazujú spektrálny červený posun úmerný rýchlosti ich pohybu. odstránenie.

Najdôležitejšie je, že Hubble bol schopný porovnať výsledky svojich meraní vzdialeností susedných galaxií (na základe pozorovaní premenných cefeíd) s meraniami miery ich recesie (na základe červeného posunu). A Hubble zistil, že čím ďalej je galaxia od nás, tým rýchlejšie sa vzďaľuje. Práve tento fenomén dostredivého „rozptyľovania“ viditeľného vesmíru so zvyšujúcou sa rýchlosťou, keď sa vzďaľuje od miestneho pozorovacieho bodu, sa nazýva Hubbleov zákon. Matematicky je to formulované veľmi jednoducho:

v = Hr

Kde v je rýchlosť, ktorou sa galaxia od nás vzďaľuje, r je vzdialenosť k nej a H je takzvaná Hubbleova konštanta.

Ten je určený experimentálne a v súčasnosti sa odhaduje na približne 70 km/(s Mpc) (kilometrov za sekundu na megaparsek; 1 Mpc sa približne rovná 3,3 miliónom svetelných rokov). To znamená, že galaxia vo vzdialenosti 10 megaparsekov od nás uniká rýchlosťou 700 km/s, galaxia vo vzdialenosti 100 Mpc rýchlosťou 7000 km/s atď. A hoci spočiatku prišiel Hubble k tomuto zákonu v dôsledku pozorovania len niekoľkých najbližších galaxií; ani jedna z mnohých nových galaxií viditeľného vesmíru, ktoré boli odvtedy objavené, čím ďalej tým viac vzdialené od Mliečnej dráhy, nespadá do pôsobnosti tohto zákona.

Takže, hlavný a zdanlivo neuveriteľný dôsledok Hubbleovho zákona: Vesmír sa rozširuje! Tento obraz sa mi zdá najzreteľnejšie takto: galaxie sú hrozienka v rýchlo kysnúcom kysnutom cesta. Predstavte si seba ako mikroskopické stvorenie na jednom z hrozienok, pre ktoré sa cesto javí ako priehľadné: čo uvidíte? Keď cesto kysne, všetky ostatné hrozienka sa od vás vzďaľujú a čím ďalej je hrozienka, tým rýchlejšie sa od vás vzďaľuje (keďže medzi vami a vzdialenými hrozienkami je viac expandujúceho cesta ako medzi vami a blízkymi hrozienkami). Zároveň sa vám bude zdať, že ste to vy, kto ste v samom strede rozširujúceho sa univerzálneho testu a nie je na tom nič zvláštne - ak by ste boli na inom hrozienku, všetko by sa vám zdalo úplne rovnaké. Takže galaxie sa rozptyľujú z jedného jednoduchého dôvodu: samotná štruktúra svetového priestoru sa rozširuje. Všetci pozorovatelia (a vy a ja nie sme výnimkou) sa považujú za stred vesmíru. Najlepšie to sformuloval mysliteľ 15. storočia Mikuláš Kuzanský: „Akýkoľvek bod je stredom neobmedzeného vesmíru.“

Hubbleov zákon nám však hovorí aj niečo iné o povahe vesmíru – a toto „niečo“ je jednoducho výnimočné. Vesmír mal počiatok v čase. A to je veľmi jednoduchý záver: stačí nasnímať a mentálne „pretočiť“ konvenčný film rozpínania vesmíru, ktorý pozorujeme – a dostaneme sa do bodu, keď sa všetka hmota vesmíru stlačí do hustej hmoty. hrudka protohmoty, uzavretá vo veľmi malom objeme v porovnaní so súčasným meradlom vesmíru. Myšlienka vesmíru, ktorý sa zrodil zo superhustého zhluku superhorúcej hmoty a odvtedy sa rozpína a ochladzuje, sa nazýva teória veľkého tresku a dnes neexistuje úspešnejší kozmologický model pôvodu a vývoja Vesmír. Hubbleov zákon mimochodom tiež pomáha odhadnúť vek vesmíru (samozrejme veľmi zjednodušene a približne). Predpokladajme, že všetky galaxie sa od samého začiatku od nás vzďaľovali rovnakou rýchlosťou v, akú pozorujeme dnes.

Nech t je čas, ktorý uplynul od začiatku ich letu. Toto bude vek vesmíru a je určený vzťahmi:

v x t = r alebo t = r/V

Ale z Hubbleovho zákona to vyplýva

r/v = 1/H

kde H je Hubbleova konštanta. To znamená, že meraním rýchlosti ústupu vonkajších galaxií a experimentálnym stanovením H tak získame odhad času, počas ktorého sa galaxie rozptýlia. Toto je odhadovaná dĺžka života vesmíru. Skúste si zapamätať: najnovšie odhady uvádzajú vek nášho vesmíru asi 15 miliárd rokov, dávajú alebo vezmú niekoľko miliárd rokov. (Pre porovnanie, Zem sa odhaduje na 4,5 miliardy rokov a život na nej začal asi pred 4 miliardami rokov.)

Zamestnal sa vo vysokohorskom astronomickom observatóriu Mount Wilson v južnej Kalifornii, ktoré bolo v tom čase najlepšie vybavené na svete. Pomocou svojho najnovšieho zrkadlového teleskopu s priemerom primárneho zrkadla 2,5 m urobil sériu kurióznych meraní, ktoré navždy zmenili naše chápanie vesmíru.

Hubble začal svoj výskum hmlovinou Andromeda, ktorá je snáď od nepamäti najpopulárnejšou. V roku 1923 bol schopný vidieť, že na okraji tejto hmloviny sú zhluky jednotlivých hviezd, z ktorých niektoré patrili do triedy premenných cefeíd (podľa astronomickej klasifikácie). Pozorovaním premennej cefeidy počas pomerne dlhého času astronómovia merajú periódu zmeny jej svietivosti a potom pomocou vzťahu perióda a svietivosť určujú množstvo svetla, ktoré táto premenná vyžaruje.

Aby sme lepšie pochopili, aký je ďalší krok, uveďme toto prirovnanie. Predstavte si, že stojíte v úplnej tme a potom v diaľke niekto rozsvieti elektrickú lampu. Keďže nevidíte okolo seba nič okrem tejto vzdialenej žiarovky, je pre vás takmer nemožné určiť vzdialenosť k nej. Možno je veľmi jasný a žiari ďaleko, alebo možno je slabý a žiari nablízku. Ako to určiť? Teraz si predstavte, že sa vám nejakým spôsobom podarilo zistiť výkon lampy – povedzme 60, 100 alebo 150 wattov. Úloha je okamžite zjednodušená, keďže z viditeľnej svietivosti už viete približne odhadnúť geometrickú vzdialenosť k nej. Takže: pri meraní periódy zmeny svietivosti cefeidy je astronóm približne v rovnakej situácii ako vy, vypočítava vzdialenosť k vzdialenej lampe, pričom pozná jej svietivosť (výkon žiarenia).

Prvá vec, ktorú Hubble urobil, bol výpočet vzdialenosti k Cefeidám na okraji hmloviny Andromeda, a teda k samotnej hmlovine: 900 000 svetelných rokov (presnejšie vypočítaná vzdialenosť od galaxie Andromeda, ako sa teraz nazýva, je 2,3 milióna svetelné roky – pozn. autora) – teda hmlovina sa nachádza ďaleko za Mliečnou dráhou – našou galaxiou. Po pozorovaní tejto a ďalších hmlovín Hubble dospel k základnému záveru o štruktúre vesmíru: pozostáva zo súboru obrovských hviezdokôp – galaxií. Práve oni sa nám javia ako vzdialené hmlisté „oblaky“ na oblohe, keďže jednotlivé hviezdy na takú veľkú vzdialenosť jednoducho nevidíme. Tento objav by v skutočnosti stačil na to, aby Hubble získal celosvetové uznanie svojich služieb vede.

v = Hr

Kde v je rýchlosť, ktorou sa galaxia od nás vzďaľuje, r je vzdialenosť k nej a H je takzvaná Hubbleova konštanta. Ten je určený experimentálne a v súčasnosti sa odhaduje na približne 70 km/(s Mpc) (kilometrov za sekundu na megaparsek; 1 Mpc sa približne rovná 3,3 miliónom svetelných rokov). To znamená, že galaxia vo vzdialenosti 10 megaparsekov od nás uniká rýchlosťou 700 km/s, galaxia vo vzdialenosti 100 Mpc rýchlosťou 7000 km/s atď. A hoci spočiatku prišiel Hubble k tomuto zákonu v dôsledku pozorovania len niekoľkých najbližších galaxií; ani jedna z mnohých nových galaxií viditeľného vesmíru, ktoré boli odvtedy objavené, čím ďalej tým viac vzdialené od Mliečnej dráhy, nespadá do pôsobnosti tohto zákona.

v x t = r alebo t = r/V

Ale z Hubbleovho zákona to vyplýva

r/v = 1/H

kde H je Hubbleova konštanta. To znamená, že meraním rýchlosti ústupu vonkajších galaxií a experimentálnym určením H tak získame odhad času, počas ktorého sa galaxie rozptýlia. Toto je odhadovaná dĺžka života vesmíru. Skúste si zapamätať: najnovšie odhady udávajú vek nášho vesmíru asi 15 miliárd rokov, teda niekoľko miliárd rokov. (Pre porovnanie, Zem sa odhaduje na 4,5 miliardy rokov a život na nej začal asi pred 4 miliardami rokov.)

Komentáre: 0

Dmitrij Vibe

Pohľad na nočnú oblohu posiatu hviezdami už dlho vzbudzuje v ľudskej duši úctu a potešenie. Preto aj pri miernom poklese všeobecného záujmu o vedu občas preniknú do médií astronomické správy, aby rozhýbali fantáziu čitateľa (či poslucháča) správou o záhadnom kvazare na samom okraji Vesmíru, o explodovanom hviezda, alebo o čiernej diere ukrytej v hlbinách vzdialenej galaxie. Je celkom prirodzené, že záujemca skôr či neskôr dostane oprávnenú otázku: „No tak, nevodia ma za nos? Naozaj sa o astronómii napísalo veľa kníh, nakrúcajú sa populárno-vedecké filmy, konajú sa konferencie, náklad a objem odborných astronomických časopisov neustále rastie a toto všetko je produktom obyčajného pohľadu na oblohu?

Phil Plate

Vesmír je o niečo starší, ako sme si mysleli. Navyše zloženie jeho komponentov je mierne odlišné od toho, čo sme očakávali. A navyše to, ako sú zmiešané, sa tiež mierne líši od nášho chápania. A ešte viac ako to sú narážky, fámy a šepká, že je tam ešte niečo, o čom sme predtým nič nevedeli.

National Geographic

Traja teoretickí fyzici z Ontária publikovali článok v Scientific American vysvetľujúci, že náš svet môže byť povrchom štvorrozmernej čiernej diery. Považovali sme za potrebné zverejniť príslušné objasnenia.

Veľkým fyzikom minulosti I. Newtonovi a A. Einsteinovi sa vesmír zdal statický. Sovietsky fyzik A. Friedman v roku 1924 prišiel s teóriou „rozptyľovania“ galaxií. Friedman predpovedal expanziu vesmíru. Bola to revolučná revolúcia vo fyzickom chápaní nášho sveta.

Americký astronóm Edwin Hubble preskúmal hmlovinu Andromeda. V roku 1923 bol schopný vidieť, že na jeho okraji sú zhluky jednotlivých hviezd. Hubble vypočítal vzdialenosť k hmlovine. Ukázalo sa, že je to 900 000 svetelných rokov (dnes presnejšie vypočítaná vzdialenosť je 2,3 milióna svetelných rokov). To znamená, že hmlovina sa nachádza ďaleko za Mliečnou dráhou – našou galaxiou. Po pozorovaní tejto a ďalších hmlovín Hubble dospel k záveru o štruktúre vesmíru.

Vesmír pozostáva zo zbierky obrovských hviezdokôp - galaxie.

Práve oni sa nám javia ako vzdialené hmlisté „oblaky“ na oblohe, keďže jednotlivé hviezdy na takú veľkú vzdialenosť jednoducho nevidíme.

E. Hubble si všimol v získaných údajoch dôležitý aspekt, ktorý astronómovia pozorovali už predtým, no ťažko sa interpretoval. Totiž: pozorovaná dĺžka spektrálnych svetelných vĺn vyžarovaných atómami vzdialených galaxií je o niečo väčšia ako dĺžka spektrálnych vĺn vyžarovaných rovnakými atómami v pozemských laboratóriách. To znamená, že v spektre žiarenia susedných galaxií je kvantum svetla vyžarovaného atómom pri skoku elektrónu z obežnej dráhy na obežnú dráhu frekvenčne posunuté smerom k červenej časti spektra v porovnaní s podobným kvantom vyžarovaným rovnakým atómom na Zemi. . Hubble si dovolil interpretovať toto pozorovanie ako prejav Dopplerovho javu.

Všetky pozorované susedné galaxie sa vzďaľujú od Zeme, pretože takmer všetky galaktické objekty mimo Mliečnej dráhy vykazujú červený spektrálny posun úmerný rýchlosti ich odstraňovania.

Najdôležitejšie je, že Hubble bol schopný porovnať výsledky svojich meraní vzdialeností susedných galaxií s meraniami miery ich recesie (na základe červeného posunu).

Matematicky je zákon formulovaný veľmi jednoducho:

kde v je rýchlosť, ktorou sa galaxia od nás vzďaľuje,

r je vzdialenosť k nemu,

H je Hubbleova konštanta.

A hoci Hubble pôvodne dospel k tomuto zákonu ako výsledok pozorovania len niekoľkých najbližších galaxií, ani jedna z mnohých nových galaxií viditeľného vesmíru, ktoré boli odvtedy objavené, stále vzdialenejšie od Mliečnej dráhy, nespadá mimo pôsobnosti tohto zákona.

Takže hlavný dôsledok Hubbleovho zákona:

Vesmír sa rozpína.

Samotná štruktúra svetového priestoru sa rozširuje. Všetci pozorovatelia (a vy a ja nie sme výnimkou) sa považujú za stred vesmíru.

4. Teória veľkého tresku

Z experimentálneho faktu recesie galaxií sa odhadol vek vesmíru. Ukázalo sa, že je to rovnaké - asi 15 miliárd rokov! Tak sa začala éra modernej kozmológie.

Prirodzene vyvstáva otázka: čo bolo na začiatku? Vedcom trvalo len asi 20 rokov, kým úplne zmenili chápanie vesmíru.

Odpoveď navrhol vynikajúci fyzik G. Gamow (1904 - 1968) v 40. rokoch. História nášho sveta sa začala Veľkým treskom. Presne toto si dnes myslí väčšina astrofyzikov.

Veľký tresk je rýchly pokles pôvodne obrovskej hustoty, teploty a tlaku hmoty sústredenej vo veľmi malom objeme vesmíru. Všetka hmota vesmíru bola stlačená do hustej hrudky protohmoty, obsiahnutej vo veľmi malom objeme v porovnaní so súčasným rozsahom vesmíru.

Myšlienka vesmíru, ktorý sa zrodil zo superhustého zhluku superhorúcej hmoty a odvtedy sa rozpína a ochladzuje, sa nazýva teória veľkého tresku.

Dnes neexistuje úspešnejší kozmologický model vzniku a vývoja vesmíru.

Podľa teórie veľkého tresku raný vesmír pozostával z fotónov, elektrónov a iných častíc. Fotóny neustále interagovali s inými časticami. Ako sa Vesmír rozpínal, ochladzoval sa a v určitom štádiu sa elektróny začali spájať s jadrami vodíka a hélia a vytvárať atómy. Stalo sa to pri teplote asi 3000 K a približnom veku vesmíru 400 000 rokov. Od tohto momentu sa fotóny mohli voľne pohybovať v priestore, prakticky bez interakcie s hmotou. Ale stále máme „svedkov“ tej doby – reliktné fotóny. Predpokladá sa, že kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia sa zachovalo od počiatočných štádií existencie vesmíru a napĺňa ho rovnomerne. V dôsledku ďalšieho ochladzovania žiarenia sa jeho teplota znížila a teraz je asi 3 K.

Existencia kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia bola predpovedaná teoreticky v rámci teórie veľkého tresku. Považuje sa za jedno z hlavných potvrdení teórie veľkého tresku.

Yu.N. Efremov

Najambicióznejším fenoménom, ktorý človek pozná, je expanzia nášho vesmíru, dokázaná v roku 1929. Vzdialenosti medzi kopami galaxií sa neustále zväčšujú, a to je najdôležitejší fakt pre pochopenie štruktúry vesmíru. Stanovenie rýchlosti expanzie - Hubbleovej konštanty - a jej závislosti od času zostáva najdôležitejším predmetom pozemných a orbitálnych pozorovaní.

1. Slabé hmloviny

Prvé známky expanzie vesmíru boli objavené asi pred 80 rokmi, keď väčšina astronómov verila, že naša galaxia je celý vesmír. Slabé hmlisté škvrny, z ktorých sa od nástupu astrofotografie objavili desaťtisíce, sa považovali za vzdialené plynné hmloviny na okraji preklenujúceho systému hviezd Mliečnej dráhy.

Weston Slifer z observatória Flagstaff v Arizone bol dlhé roky jediným človekom na svete, ktorý získal spektrá týchto „slabých hmlovín“. Ich najnápadnejším predstaviteľom bola známa hmlovina Andromeda. V roku 1914 Slifer zverejnil prvé určenie radiálnej rýchlosti tejto hmloviny zo spektrogramu, ktorý získal pomocou 24-palcového refraktora.

Ukázalo sa, že M31 sa k nám blíži rýchlosťou asi 300 km/s. Do roku 1925 Sliferova zbierka obsahovala spektrá 41 predmetov. Tieto spektrá mali zvláštnu vlastnosť - rýchlosti všetkých z nich boli veľmi vysoké a negatívna rýchlosť M31 sa ukázala ako zriedkavá výnimka; Priemerná rýchlosť hmlovín bola +375 km/s a najvyššia rýchlosť bola +1125 km/s. Takmer všetky sa od nás vzďaľovali a ich rýchlosť presahovala rýchlosť akýchkoľvek iných objektov, ktoré astronómovia poznajú. (Pripomeňme, že negatívne rýchlosti sú nasmerované k nám, pozitívne - preč od nás.)

Observatórium vo Flagstaffe postavil Percival Lovell špeciálne na pozorovanie kanálov Marsu. Niektorí z nás prišli na astronómiu, fascinovaní jeho knihou, ktorá hovorila o vlne stmievania, o rozdeľovaní kanálov pretekajúcich vodou v marťanskom prameni... Na tomto observatóriu sa však objavili nemenej fantastické, no úplne skutočné veci. . Slipherova práca znamenala prvý krok k objavu expanzie vesmíru.

Spory o povahe „slabých hmlovín“ sa vedú už od konca 18. storočia. William Herschel navrhol, že by to mohli byť vzdialené hviezdne systémy podobné systému Mliečnej dráhy. V roku 1785 si bol istý, že hmloviny nie je možné rozlíšiť na hviezdy len preto, že ich vzdialenosť bola príliš veľká. V roku 1795 však pri pozorovaní planetárnej hmloviny NGC 1514 jasne videl v jej strede jedinú hviezdu obklopenú hmlovitou hmotou. Existencia skutočných hmlovín bola teda nepochybná a nebolo potrebné si myslieť, že všetky hmlisté škvrny boli vzdialené hviezdne systémy. A v roku 1820 Herschel povedal, že za hranicami nášho vlastného systému je všetko zahalené v temnote neznáma.

V 19. storočí v hmlovinách, ktoré sa nedali rozlíšiť na hviezdy, uprednostňovali vidieť planetárne systémy v procese formovania – v duchu Laplaceovej hypotézy; NGC 1514 sa zdala byť príkladom ďaleko pokročilého vývoja – centrálna hviezda už kondenzovala z primárnej hmloviny.

Do polovice storočia John Herschel pridal ďalších 5 000 k 2 500 hmlovinám objaveným jeho otcom a štúdium ich rozloženia po oblohe poskytlo hlavný argument proti domnienke, že ide o vzdialené hviezdne systémy („ostrovné vesmíry“) podobné náš systém Mliečnej dráhy. Bola objavená "zóna vyhýbania sa" - takmer úplná absencia týchto slabých svetelných bodov v blízkosti roviny Mliečnej dráhy. To bolo chápané ako jasný náznak ich spojenia so systémom Mliečnej dráhy. Absorpcia svetla, ktorá je najsilnejšia v rovine Galaxie, bola stále neznáma.

V roku 1865 Heggins prvýkrát pozoroval spektrum hmlovín. Emisné čiary hmloviny Orion jasne naznačovali jej zloženie plynu, ale spektrum hmloviny Andromeda (M31) bolo súvislé, podobne ako spektrum hviezd. Zdalo by sa, že spor je vyriešený, ale Heggins dospel k záveru, že tento typ spektra M31 naznačuje iba vysokú hustotu a nepriehľadnosť plynu, ktorý je súčasťou.

V roku 1890 Agnia Clerk v knihe o rozvoji astronómie v 19. storočí napísala: "Otázka, či sú hmloviny vonkajšie galaxie, si dnes sotva zaslúži diskusiu. Pokrok výskumu na ňu odpovedal. Dá sa povedať, že nie jediný kompetentný mysliteľ pred "Vzhľadom na existujúce fakty nebude možné tvrdiť, že aspoň jedna hmlovina môže byť hviezdnym systémom porovnateľným veľkosťou s Mliečnou dráhou."

Zaujímalo by ma, ktoré zo súčasných rovnako kategorických tvrdení sa časom ukáže ako rovnako nesprávne... Všimnite si, že sto rokov pred Clerkom padol diametrálne opačný úsudok. „Hviezdy... sa zdajú byť zhromaždené v rôznych skupinách, z ktorých niektoré obsahujú miliardy hviezd... Naše Slnko a najjasnejšie hviezdy môžu byť súčasťou jednej z týchto skupín, ktoré zjavne obopínajú oblohu a tvoria Mliečnu dráhu. " Táto opatrná, ale absolútne správna formulácia patrí veľkému Laplaceovi.

Začiatkom 20. storočia fotografie, ktoré urobil Keeler s 36-palcovým reflektorom, ukázali, že slabých hmlovín je najmenej 120 000. Hviezdne spektrum reflexných (väčšinou prachových) hmlovín okolo hviezd Plejád akoby potvrdzovalo myšlienku, že ide o nie je možné vyriešiť problém spektrálnymi štúdiami. To umožnilo V. Slipherovi naznačiť, že spektrum hmloviny Andromeda je vysvetlené aj odrazom svetla centrálnej hviezdy (pre ktorú vzal jadro galaxie...)

Na vyriešenie otázky charakteru „slabých hmlovín“ bolo potrebné poznať ich vzdialenosť. Diskusia o tejto otázke pokračovala až do roku 1925; zaslúži si samostatný príbeh a tu si len stručne popíšeme, ako vznikla vzdialenosť kľúčového objektu – „hmloviny“ Andromeda.

2. Objav vesmíru

Už v roku 1910 získal George Ritchie pomocou 60-palcového teleskopu observatória Mount Wilson nádherné fotografie, na ktorých bolo jasné, že špirálové vetvy veľkých hmlovín sú posiate objektmi v tvare hviezdy, ale obrázky mnohých z nich boli rozmazané. Mohli by to byť kompaktné hmloviny, hviezdokopy a niekoľko zlúčených obrázkov hviezd.

Edwin Hubble (1889 - 1953), mladý astronóm na tom istom observatóriu, dokázal v roku 1924 dokázať, že vo veľkých „hmlovinách“ vidíme jednotlivé hviezdy. Pomocou 100-palcového teleskopu našiel v hmlovine Andromeda 36 cefeíd. Amplitúdy zmien jasnosti týchto premenlivých supergigantov plne zodpovedali tým, ktoré sú známe z cefeíd našej Galaxie, a to dokázalo, že máme do činenia s jednotlivými hviezdami. Najdôležitejšie je, že vzťah medzi periódou a svietivosťou, ktorý vytvorili Cefeidy z Magellanových mračien a Galaxie, umožnil určiť svietivosť hviezd nájdených Hubbleovým teleskopom a porovnanie s brilantnosťou dalo vzdialenosť. Hmlovina Andromeda sa dostala ďaleko za hranice našej hviezdnej sústavy.Ukázalo sa, že slabé hmloviny sú vzdialené galaxie.

Môžete vidieť len to, čo si myslíte, že je možné vidieť... Keď na začiatku 20. rokov. Humason ukázal Shapleymu niekoľko premenných hviezd - pravdepodobných cefeíd, ktoré mal označené na doske zobrazujúcej hmlovinu Andromeda Shapley vymazal svoje značky - v tejto plynnej hmlovine nemôžu byť žiadne hviezdy!

3. Začiatok kozmológie

Vesmír je teda obývaný galaxiami, nie izolovanými hviezdami. Až teraz bolo možné otestovať závery rodiacej sa kozmológie – vedy o štruktúre a vývoji vesmíru ako celku. V roku 1924 K. Wirtz objavil slabú koreláciu medzi uhlovými priemermi a rýchlosťami recesie galaxií a navrhol, že by to mohlo súvisieť s kozmologickým modelom W. de Sittera, podľa ktorého by sa miera recesie vzdialených objektov mala zvyšovať s ich vzdialenosť. De Sitterov model zodpovedal prázdnemu vesmíru, ale v roku 1923 nemecký matematik G. Weyl poznamenal, že ak je doň umiestnená hmota, mala by sa rozpínať. O nestatickej povahe de Sitter Universe sa hovorilo aj v Eddingtonovej knihe, ktorá vyšla v tom istom roku.

De Sitter, ktorý publikoval svoju prácu „O Einsteinovej teórii gravitácie a jej astronomických dôsledkoch“ v roku 1917, hneď po objavení sa všeobecnej teórie relativity, poznal iba tri radiálne rýchlosti; pre M31 bol negatívny a pre dve slabé galaxie bol pozitívny a veľký.

Lundmark a potom Strömberg, ktorí zopakovali Wirtzovu prácu, nedosiahli presvedčivé výsledky a Strömberg dokonca v roku 1925 uviedol, že „neexistuje žiadna závislosť radiálnych rýchlostí od vzdialenosti od Slnka“. Bolo však jasné, že ani priemer ani jas galaxií nemožno považovať za spoľahlivé kritériá ich vzdialenosti.

O expanzii neprázdneho Vesmíru sa hovorilo aj v prvej kozmologickej práci belgického teoretika J. Lemaitre, publikovanej v roku 1925. Jeho ďalší článok, publikovaný v roku 1927, mal názov „Homogénny vesmír s konštantnou hmotnosťou a rastúcim polomerom, vysvetľujúci radiálne rýchlosti extragalaktických hmlovín." Koeficient úmernosti medzi rýchlosťou a vzdialenosťou, ktorý získal Lemaitre, bol blízky koeficientu, ktorý zistil Hubble v roku 1929. V roku 1931 z iniciatívy Eddingtona Lemaitrov článok bol pretlačený v Mesačných oznámeniach a odvtedy je široko citovaný; Diela A.A. Friedmana boli publikované už v rokoch 1922-1924, ale medzi astronómov sa stali všeobecne známe oveľa neskôr. V každom prípade Lemaitre ako prvý jasne uviedol, že objekty obývajúce rozpínajúci sa Vesmír, ktorých rozloženie a rýchlosť by mala byť predmetom kozmológie, nie sú hviezdy, ale obrie hviezdne sústavy, galaxie. Lemaitre sa opieral o výsledky Hubbleovho teleskopu, s ktorými sa oboznámil v roku 1926 v USA vo svojej správe.

Americký teoretik H. Robertson v roku 1928 na základe údajov z HST z roku 1926 tiež zistil, že rýchlosť recesie galaxií je úmerná ich vzdialenosti. Hubble zrejme poznal túto prácu. Od roku 1928 sa na jeho pokyn M. Humason (1891-1972) vytrvalo pokúšal merať červený posun najvzdialenejších galaxií. Čoskoro po 45 hodinách expozície bola nameraná rýchlosť recesie galaxie NGC 7619 v zhluku Perseus 3779 km/s. (Netreba dodávať, že posledné dve číslice sú nadbytočné). Sám Hubble vyvinul kritériá na určovanie vzdialeností pre vzdialené galaxie, cefeidy, v ktorých zostali neprístupné pre 100-palcový teleskop. Vychádzali z predpokladu, že najjasnejšie jednotlivé hviezdy v rôznych galaxiách majú rovnakú jasnosť. V roku 1929 mal spoľahlivé vzdialenosti dva tucty galaxií, vrátane hviezdokopy v Panne, ktorých rýchlosti dosahovali približne 1100 km/s.

4. Hubbleov zákon

A tak 17. januára 1929 časopis Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States dostal Humasonov článok o radiálnej rýchlosti NGC 7619 a Hubbleov článok s názvom „Vzťah medzi vzdialenosťou a radiálnou rýchlosťou extragalaktických hmlovín“. Porovnanie týchto vzdialeností s radiálnymi rýchlosťami ukázalo jasnú lineárnu závislosť rýchlosti od vzdialenosti, teraz právom nazývanú Hubbleov zákon.

Hubble pochopil význam svojho objavu. V správe o tom napísal, že „vzťah medzi rýchlosťou a vzdialenosťou môže predstavovať de Sitterov efekt, a preto môže poskytnúť kvantitatívne údaje na určenie všeobecného zakrivenia priestoru“. Početné pokusy vysvetliť Hubblovu závislosť nie expanziou vesmíru, ale niečím iným, čo možno nájsť aj dnes, vždy zlyhávajú. Takže starý predpoklad, že počas dlhej cesty fotóny „starnú“, strácajú energiu a zodpovedajúca vlnová dĺžka sa zväčšuje, nefunguje – v tomto prípade by boli obrazy vzdialených objektov tiež rozmazané a hodnota červeného posunu by závisela od vlnová dĺžka, ktorá nie je pozorovaná. Priamy dôkaz o správnosti záveru, že vzdialenejšie objekty majú väčší červený posun, bol nedávno získaný štúdiom svetelných kriviek a spektier vzdialených supernov.

Zdôrazňujeme, že rozhodujúci význam mali metódy určovania vzdialeností galaxií vyvinuté Hubbleom, ktoré si vyžadovali priame fotografie na 100-palcovom reflektore.

V tridsiatych rokoch zaberal Hubble a jeho spolupracovníci viac ako polovicu pozorovacieho času najväčšieho - a prakticky jediného ďalekohľadu vtedy vhodného na takúto prácu. A táto koncentrácia úsilia viedla k najväčším úspechom pozorovacej astronómie 20. storočia!

V roku 1935 mal Humason spektrogramy 150 galaxií až do vzdialeností 35-krát väčších ako kopa galaxií v Panne a do roku 1940 boli najvyššie rýchlosti recesie galaxií, ktoré objavil, 40 000 km/s. A až do najväčších vzdialeností zostala priama úmernosť medzi červeným posunom čiar v spektre,

a vzdialenosť, ktorá sa vo všeobecnosti píše takto:

Kde c- rýchlosť svetla, z- vzdialenosť a v- radiálna rýchlosť. Faktor proporcionality H sa neskôr nazývala Hubbleova konštanta.

Tento nový prírodný zákon bol vysvetlený v modeloch vesmíru založených na všeobecnej teórii relativity ešte predtým, ako bol pevne stanovený. Prednosť by mal dostať A.A. Friedman; modely získané skôr Einsteinom a de Sitterom sa ukázali ako limitujúce prípady Friedmannových modelov. Dlho zostali všeobecne známe len výsledky Lemaitra (v tom čase ešte neznámeho Friedmanovho diela), ktorý po zverejnení Hubblovej práce pripomenul Eddingtonovi jeho prácu v roku 1927 – v tejto práci Lemaitre dospel k záveru o rozšírení model

Vesmír s konečnou priemernou hustotou hmoty v ňom. Avšak už v roku 1931 Einstein, keď hovoril o rozširujúcom sa vesmíre, poznamenal, že Friedman bol prvý, kto sa vydal touto cestou.

Sám Hubble však čoskoro stratil istotu, že červený posun znamená expanziu vesmíru, pravdepodobne pod vplyvom neúprosného záveru z tohto predpokladu. Ako vtedy napísal G. Russell, "je predčasné akceptovať de Sitterovu teóriu bez výhrad. Je filozoficky neprijateľné, aby všetky galaxie boli predtým spolu. Nenachádzame odpoveď na otázku "prečo." Práve z týchto dôvodov zaviedol Einstein do svojich rovníc v roku 1916 kozmologickú konštantu, ktorá by mala vesmír stabilizovať. Tento najhlbší problém je predmetom článku A.D. Chernina „Physical Vacuum and Cosmic Antigravity“ na webovej stránke www.site a tu len poznamenávame, že zrýchlená expanzia vesmíru, objavená v roku 1998 supernovami typu Ia, sa vysvetľuje negatívnym tlakom. kozmického vákua, ktorého existenciu odráža dodatočný kozmologický člen Einsteinových rovníc.

V lete 1929 Hubble zaútočil na de Sittera za to, že sa odvážil publikovať podrobnú prácu porovnávajúcu teoretické a pozorovacie závery o expanzii vesmíru. De Sitterovi napísal, že vzťah medzi rýchlosťou a vzdialenosťou bol „úspech Mount Wilsonian“ a že „prvá diskusia o nových údajoch prirodzene patrí tým, ktorí tú prácu skutočne vykonali“. Avšak v roku 1931, po objavení sa Zwickyho hypotézy o možnosti starnutia fotónov, Hubble napísal de Sitterovi, že „interpretácia by mala byť ponechaná na vás a veľmi málo ďalších, ktorí sú kompetentní diskutovať o tejto téme s autoritou“ ... koniec svojho života (1953) Hubble Zjavne sa ešte sám nerozhodol, či červený posun naznačuje expanziu vesmíru, alebo je to spôsobené „nejakým novým princípom prírody“. Tak či onak, jeho meno zostane navždy na zozname najväčších vedcov všetkých čias.

Červený posun úmerný vzdialenosti neznamená, že sa galaxie od nás vzďaľujú, ale zväčšovanie všetkých vzdialeností medzi všetkými objektmi vo vesmíre (presnejšie medzi objektmi, ktoré nie sú spojené gravitáciou – t.j. zhluky galaxií) rýchlosťou úmernou vzdialenosť, rovnako ako sa zväčšujú vzdialenosti medzi všetkými bodmi umiestnenými na povrchu nafukovacej lopty. Pozorovateľ v akejkoľvek galaxii vidí, že všetky ostatné galaxie sa od neho rozptyľujú. Rýchlosť rozpínania vesmíru zostáva jedným z najdôležitejších problémov astronómie.

Najprv vám povieme, ako to v roku 1935 vyriešil samotný Hubble.

Mal údaje o červenom posune 29 blízkych galaxií, ktoré sa však nachádzajú mimo Miestnej skupiny: galaxie, ktoré sú príliš blízko, zjavne nemožno použiť, pretože pre ne sú rýchlosti odstraňovania od nás v dôsledku expanzie vesmíru príliš vysoké. malé a porovnateľné s ich náhodnými rýchlosťami v priestore .

V týchto 29 galaxiách Hubble určil magnitúdy najjasnejších hviezd. Keďže ich svietivosti sú vo všetkých galaxiách, ako zistil Hubble, približne rovnaké, ich magnitúdy by mali byť funkciou vzdialenosti a v skutočnosti vykazujú závislosť od ustupujúcej rýchlosti. v.

Táto závislosť je podľa údajov z Hubblea reprezentovaná vzorcom. Na druhej strane, , , a , kde M- absolútna hodnota. Z týchto troch vzorcov vyplýva výraz, pomocou ktorého sa určuje Hubbleova konštanta: . Vo všeobecnosti to vyplýva z Hubbleovho zákona a vzorca, t.j. .

Absolútna magnitúda najjasnejších hviezd nájdených Hubbleom sa rovnala -6,35 m a magnitúda H(Hubble to označil) to bolo 535 (km/s)/Mpc.

Keďže svietivosť najjasnejších hviezd sa určovala porovnaním s cefeidami, revízia nulového bodu vzťahu perióda – svietivosť (W. Baade, 1952) znamenala potrebu revízie hodnoty Hubbleovej konštanty. Humason, Mayall a Sandage v roku 1955 s použitím nových údajov o červenom posune a pri zohľadnení Baadeho korekcie na nulový bod vzťahu periódy a svietivosti získali H=180 (km/s)/Mpc.

V roku 1958 Allan Sandage, pokračujúc v práci svojho učiteľa Hubblea, zverejnil výsledky novej revízie konštanty H. Na základe hlavne Novayas Sandage dospel k záveru, že magnitúdy Magellanových oblakov, M31, M33 a NGC 6822 by sa mali zvýšiť v priemere o 2,3 m v porovnaní s hodnotami, ktoré akceptuje Hubble. V dôsledku toho musia byť absolútne magnitúdy najjasnejších hviezd zjasnené o rovnakú hodnotu; boli tiež spresnené použitím nových údajov o najjasnejších hviezdach galaxií Miestnej skupiny. Okrem týchto objasnení však Sandage objavil aj vážnu chybu svojho učiteľa – objekty, ktoré Hubble považoval za najjasnejšie hviezdy v galaxiách ležiacich mimo Miestnej skupiny, sú v skutočnosti kompaktné emisné hmloviny, oblasti HII.

Hubbleov teleskop, ktorý v dvadsiatych rokoch dokázal pracovať iba s platňami citlivými na modré lúče, nedokázal rozlíšiť obrazy kompaktných oblastí HII od hviezd, najmä vo vzdialených galaxiách. Ani v M31 napriek starostlivému pátraniu nenašiel jedinú emisnú hmlovinu, hoci ich tam dnes poznáme 981. Pravdepodobne preto HST nenapadla možnosť takejto zámeny. Podarilo sa ich nájsť iba Baade, ktorý M31 fotografoval v rôznych lúčoch a používal najmä platne citlivé na červené lúče a filtre, ktoré vystrihovali červenú vodíkovú čiaru Hα. Sandage, ktorý fotografoval galaxiu NGC 4321 = M100 v zhluku Virgo v rôznych lúčoch, zistil, že najjasnejšie oblasti HII sú o 1,8 m jasnejšie ako najjasnejšie hviezdy – o toľko podcenil Hubbleov modul vzdialenosti a určil ho z „najjasnejších hviezd“ . Celková chyba v dištančných moduloch akceptovaných HST je teda asi 4,0 m! Výsledkom je, že podľa Sandage by mala byť Hubbleova konštanta v rozsahu 50-100 (km/s)/Mpc. Príčinu zostávajúcej neistoty pripisoval najmä rozptylu absolútnych hodnôt najjasnejších hviezd. Výsledky Sandage znamenali, že Hubble podcenil vzdialenosti vzdialených galaxií faktorom 6-7!

V roku 1968 Sandage určil Hubbleovu konštantu iným spôsobom. Hubble tiež zistil, že najjasnejší členovia kôp galaxií - obrie eliptické galaxie - majú takmer rovnakú absolútnu magnitúdu. Je tiež možné skonštruovať vzťah medzi viditeľnými magnitúdami a červeným posunom (nižšie je tento diagram pre 65 najjasnejších galaxií v kopách, skonštruovaných Sandageom, Christianom a Westphalom v roku 1976) a ak určíme svietivosť aspoň jednej z nich , z tohto vzťahu môžeme určiť Hubbleovu konštantu, podobne ako to urobil samotný Hubble s najjasnejšími hviezdami. Je obzvlášť dôležité, že teraz môžeme ísť nezmerateľne ďalej – najjasnejšie galaxie v zhlukoch sú o 11 m -12 m jasnejšie ako najjasnejšie hviezdy! Svetelnosť najjasnejšej galaxie v zhlukoch sa dá určiť na základe znalosti vzdialenosti aspoň jedného zhluku. Najbližšia bohatá kopa je Kopa Panny a Sandage použil guľové hviezdokopy v eliptickej galaxii M87 na určenie jej vzdialenosti.

Za predpokladu, spolu so Sandageom, že svietivosť najjasnejších hviezdokôp v galaxiách na ne bohatých je rovnaká, ak poznáme integrálnu absolútnu magnitúdu najjasnejšej hviezdokopy našej Galaxie (-9,7 m B, ω Centaur) a M31 (-9,8 m B, B282) a tiež jasnosť najjasnejšej kopy M87 (21,3 m B), získame modul vzdialenosti M87 a celej kopy galaxií: m-M= 21,3 m +9,8 m = 31,1 m. Z toho vyplýva, že najjasnejšia galaxia v hviezdokope (eliptická galaxia NGC 4472, ktorá má aj veľa guľových hviezdokôp) – a teda najjasnejšie galaxie vo všetkých hviezdokopách vôbec – má absolútnu magnitúdu -21,7 m.

Keď poznáme absolútnu magnitúdu galaxií a závislosť ich zdanlivých magnitúd od červeného posunu, je ľahké nájsť Hubbleovu konštantu. Týmto spôsobom dostal Sandage význam v roku 1968 H=75 (km/s)/Mpc, čo bolo dlho považované za najpravdepodobnejšie.

V sérii prác publikovaných v rokoch 1974-1975 však A. Sandage a švajčiarsky astronóm G. Tammann získali pre Hubbleovu konštantu hodnotu 55 (km/s)/Mpc. Po určení vzdialeností galaxií Local Group a M81 pomocou cefeíd získali vzťah medzi lineárnymi veľkosťami oblastí HII a svietivosťou galaxie, ktorá ich obsahuje. Pomocou tejto závislosti našli vzdialenosti mnohých galaxií nepravidelného a špirálového poľa od uhlových priemerov oblastí HII a určili svietivosť obrovských špirálových galaxií ScI, ktoré sa dajú rozlíšiť podľa ich vzhľadu. Pre 50 slabých galaxií ScI Sandage a Tamman určili radiálne rýchlosti (všetky boli väčšie ako 4000 km/s). Keď poznáme zdanlivé a absolútne hodnoty, nie je ťažké získať Hubbleovu konštantu.

Sandage a Tamman trvali na tom, že Hubbleova konštanta s chybou asi 10 % bola 50 (km/s)/kpc, zatiaľ čo J. de Vaucouleurs získal hodnotu s rovnakou chybou. H= 95. Magické číslo 10% je neoddeliteľne spojené s definíciami tejto konštanty; Pripomeňme si, že Hubble to určil na 535 (km/s)/kpc – a odhadol chybu presne na 10 %... Treba povedať, že väčšina astronómov získala hodnotu H medzi 75 a 100 a Sandage a Tamman boli takmer jedinými zástancami meradla na veľké vzdialenosti. Ozveny tejto diskusie možno stále počuť, hoci možný rozsah hodnôt pre Hubbleovu konštantu sa zúžil.

Stalo sa tak najmä vďaka špeciálnemu programu pozorovania cefeíd na Hubblovom vesmírnom teleskope. Boli nájdené a študované v dvoch desiatkach galaxií, hlavne v zhluku Panny, a metódy (Tulley-Fisher, Supernova Ia atď.) boli kalibrované pomocou vzdialeností týchto galaxií, čo umožnilo určiť vzdialenosti ešte vzdialenejších galaxií. , pri ktorých ich náhodnosť možno zanedbať pohyby. Jedna skupina výskumníkov vedená expertom na cefeidy V. Friedmanom dostala v roku 2001 hodnotu H=72+/-7 a skupina A. Sandage získala hodnotu v roku 2000 H=59+/-6. Chybu opäť odhadli obe skupiny presne na 10 %!

6. Expanzia vesmíru

Úloha určiť Hubbleovu konštantu bola taká naliehavá, pretože od jej hodnoty závisia mierka vesmíru, jeho priemerná hustota a vek. Extrapoláciou spätne od ústupu galaxií sme dospeli k záveru, že kedysi boli všetky zhromaždené v jednom bode. Ak by expanzia vesmíru nastala rovnakou rýchlosťou, potom recipročná hodnota Hubbleovej konštanty () nám umožňuje povedať, že tento moment t=0 sa konalo 13-19 ( H=50) alebo 7-10 ( H= 100) miliardami rokov. Tento „vek expanzie vesmíru“ s nižšou hodnotou Hubbleovej konštanty, ktorú Sandage vždy získava, je s istotou väčší ako vek najstarších hviezd, čo sa nedá povedať o hodnote H= 100. Teraz však tento problém stratil svoju naliehavosť, pretože už niet pochýb o tom, že expanzia vesmíru prebiehala nerovnakou rýchlosťou. Hubbleova „konštanta“ je konštantná iba v priestore, ale nie v čase.

Nedávne (2003) satelitné merania anizotropie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia dávajú Hubblovej konštante hodnotu 71 (+4\-3) km\s\Mpc a pre vek vesmíru hodnotu 13,7+\- 0,2 miliardy rokov (D. Spergel a kol., astro-ph/0302209). Pesimisti stále veria, že je lepšie hovoriť o hodnotách 45-90 pre Hubbleovu konštantu a o veku vesmíru 14+\-1 miliarda rokov. Najlepšie pozemské údaje (založené na výsledkoch veľkých prieskumov červených posunov galaxií, ich zvláštnych rýchlostí a supernov Ia – C. Odman a kol., astro-ph/0405118) dávajú hodnotu Hubbleovej konštanty 57 (+15 \-14) km\s\ Mpk.

Štúdie supernov typu Ia vo vzdialených galaxiách, ktorých prvé výsledky sa objavili v roku 1998, sa stali začiatkom novej revolúcie v kozmológii, ktorá je popísaná v spomínanom článku A.D. Chernina. Povedzme si tu len pár slov.

Použitie SNIa ako „štandardnej sviečky“ na určovanie veľmi veľkých vzdialeností bolo možné vďaka práci Yu.P. Pskovského, ktorá bola vykonaná v SAI v sedemdesiatych rokoch. Predpokladá sa, že rovnaká svietivosť pri maxime je vysvetlená skutočnosťou, že fenomén supernovy Ia sa vyskytuje v blízkom systéme, vrátane bieleho trpaslíka, na ktorý sa z druhej zložky nahromadí hmota.

Keď hmotnosť bieleho trpaslíka dosiahne hraničnú hodnotu 1,4 hmotnosti Slnka, dôjde k výbuchu, ktorý zmení jeho zvyšok na neutrónovú hviezdu.

Poloha supernov typu Ia na Hubblovom diagrame naznačuje, že expanzia vesmíru sa v modernej dobe zrýchľuje. Najprirodzenejšie sa to vysvetľuje tým, že podtlak kozmického vákua urýchľuje expanziu kopy galaxií. Antigravitácia vákua znamená, že expanzia vesmíru bude pokračovať navždy.

Ak sú tieto teoretické závery správne, v skoršom období mala byť expanzia vesmíru naopak pomalšia, keďže ju spomalila gravitácia temnej hmoty. Jeho hustota bola podľa teórie menšia ako hustota vákua pred 6 až 8 miliardami rokov a skutočne tých niekoľko najvzdialenejších supernov Ia naznačuje pomalšiu expanziu. Nedávno tento záver potvrdili úplne nezávislé údaje zo satelitu Chandra o horúcom plyne pozorovanom v röntgenových lúčoch v kopách galaxií. Pomer hmotnosti tohto plynu k hmotnosti tmavej hmoty by mal byť vo všetkých zhlukoch rovnaký a odtiaľ sa dajú získať vzdialenosti kôp galaxií. Ukázali, že pomalá expanzia vesmíru ustúpila zrýchlenej pred 6 miliardami rokov.

Dominancia vákuovej antigravitácie podľa A.D. Chernina a jeho kolegov vysvetľuje aj paradox, ktorý zaznamenal A. Sandage ešte v roku 1972 – expanziu vesmíru objavil Hubble v galaxiách, ktoré boli zdanlivo príliš blízko, heterogenita ich distribúcie v priestor a s tým spojené gravitačné pohyby by vyplavili celkovú expanziu. Nedávne údaje získané I.D. Karachentsevom a jeho spolupracovníkmi na 6-metrovom ďalekohľade Špeciálneho astrofyzikálneho observatória Ruskej akadémie vied potvrdzujú, že izotropná expanzia vesmíru začína veľmi blízko nás, tesne mimo Miestnej skupiny galaxií.

Astronomické údaje teda po prvýkrát umožnili určiť hustotu energie vákua; sú plné novej revolúcie vo fyzike, pretože význam tejto hustoty je modernou teóriou nevysvetliteľný.

7. Na okraj Vesmíru

Na záver vám povieme o výsledkoch hľadania objektov s najvyšším možným červeným posunom. To si vyžadovalo najväčšie teleskopy a mnoho hodín expozície. Dlhé roky bolo nadšencov a veľkých ďalekohľadov menej ako prstov na jednej ruke. S uvedením 200-palcového teleskopu (na obrázku - Hubbleov teleskop v kabíne hlavného ohniska tohto ďalekohľadu, fotografia z konca 40. rokov) dokázal Humason v roku 1949 zmerať z= 0,20 pre galaxiu z kopy Hydra s V= 17,3 m. Čiary nočnej oblohy nám dlho bránili získať červený posun pre slabšie a vzdialenejšie galaxie pomocou absorpčných čiar v ich spektre. Pomocou jedinej emisnej čiary našiel R. Minkowski v roku 1960 z=0,46 pre rádiovú galaxiu 3C295 ( V=19,9 m), čo zostalo dlho rekordom pre galaxie. V roku 1971 túto hodnotu potvrdil J. Oak pomocou absorpčných čiar, pričom spektrum 3C295 zaznamenal pomocou 32-kanálového spektrometra a určil jeho posun vzhľadom na štandardné spektrum s nulovým červeným posunom. Táto práca trvala 8 hodín z času 200-palcového teleskopu. V roku 1929 potreboval Humason 40 hodín so 100-palcovým teleskopom, aby určil červený posun o osem magnitúd jasnejšej galaxie.

V roku 1975 X. Spinrad pomocou 3-metrového reflektora našiel z=0,637 pre rádiovú galaxiu 3C123 -- s V= 21,7 m. Spinrad bol schopný zmerať niekoľko čiar v spektre 3C123 pomocou elektrónovo-optického skenovacieho spektrometra, pričom fotóny akumuloval počas 7 hodín pozorovaní počas 4 nocí.

Je to obrovská eliptická galaxia, štyrikrát výkonnejšia ako Kentaur A. Sandage a jeho spolupracovníci vtedy našli z= 0,53 pre rádiovú galaxiu 3C330. Nakoniec v roku 1981 Spinrad, ktorý získal spektrá rádiových galaxií, našiel z=1,050 pre 3C13 a z= 1,175 pre 3C427; expozície opäť dosiahli 40 hodín, ale pozorovali sa objekty, ktoré boli desaťtisíckrát slabšie ako v roku 1929.

Merania extrémne veľkých červených posunov zostali údelom jednotlivcov, až kým sa masy nezmocnila myšlienka, že štúdiom vesmíru na extrémne veľkých mierkach pochopíme fyziku, ktorá riadi mikrokozmos...

Astronómia sa o pol storočia neskôr ako fyzika začala transformovať na veľkú vedu, v ktorej početné tímy pracujú na obrovských inštaláciách. Obrovskú úlohu zohral aj vývoj elektroniky, ktorý viedol k vytvoreniu účinných svetelných detektorov.

Pre anglo-austrálsky 4-m ďalekohľad bolo vyvinuté zariadenie, ktoré pomocou svetlovodov umožňuje súčasné získavanie spektier v oblasti merajúcej štyri štvorcové stupne. Z 250 000 červených posunov galaxií, ktoré sa plánovali získať, bolo do jari 2001 nameraných už 150 000. Do tejto spolupráce je zapojených 20 - 30 ľudí. Ambicióznejšie sú úlohy Sloan Numerical Sky Survey, pre ktorý bol na náklady milionára Sloana zostrojený širokouhlý 3,5-metrový ďalekohľad. Cieľom prieskumu je zmerať pomocou viacfarebnej fotometrie červené posuny asi milióna galaxií na štvrtine oblohy. Zapojených je tu už 150 astronómov z 11 ústavov.

Medzi prvé úlovky prieskumu Sloan patril v roku 2001 objav kvasaru s červeným posunom z= 6,28. Hneď nasledujúci rok však bol tento rekord prekonaný a šampión sa ukázal ako nie kvazar, ale galaxia. Ako vieme, kvazary sú galaxie s nezvyčajne jasným jadrom a dajú sa ľahšie odhaliť na väčšie vzdialenosti. Červený posun takejto vzdialenej obyčajnej galaxie bolo možné zistiť, pretože svetelný tok z nej sa vplyvom gravitačnej šošovky zosilnil 4,5-krát. Táto galaxia, označená ako HCM 6A, leží jednu minútu oblúka od stredu masívnej kopy galaxií Abell 370, ktorá, keďže je oveľa bližšie k nám, slúžila ako gravitačná šošovka. Vďaka pôsobeniu tohto prirodzeného teleskopu bolo možné zaznamenať spektrum galaxie v infračervenom spektre pomocou 10 m ďalekohľadu Keck-II na Mauna Kea. Emisná čiara bola nájdená pri 9190 angstromoch, čo je takmer určite červená Lymanova alfa čiara z= 6,56 z ultrafialovej oblasti spektra.

Táto identifikácia bola potvrdená pozorovaniami na neďalekom japonskom 8-metrovom ďalekohľade Subaru, ktoré ukázali, že vo vzdialenejších infračervených pásmach je tok tisíckrát slabší ako v tejto emisnej čiare, čo je v súlade s jej identifikáciou ako Lyman-alfa čiara.

Ďalší rekord bol nedávno dosiahnutý pomocou jedného z 8-m teleskopov (VLT) juhoeurópskeho observatória na hore Paranal v Čile. Efekt gravitačnej šošovky sa opäť použil na hľadanie slabých galaxií viditeľných iba v infračervenom spektre blízko stredu bohatej kompaktnej kopy galaxií Abell 1835. Jeden z týchto objektov, #1916, mal vo svojom spektre jedinú silnú čiaru, tzv. ktorých identifikácia s Lyman alfa viedla k červenému posunu z= 10,0. Iné možné identifikácie sú zamietnuté, pretože v tomto prípade by bolo v spektre pozorovaných niekoľko silných čiar (R. Pello et al., astro-ph/0403025

Všetky publikácie na rovnakú tému >>