Закон Хаббла

"Відстань до об'єктів за межами Місцевої групи тісно пов'язана з тим, як швидко вони віддаляються". Так звучить коротко закон Хаббла, який представляє його погляд на галактики. Що ж, давайте поглянемо на цей вислів більш поглиблено, торкнувшись закону Хаббла і червоного зміщення.

Едвін Хаббл – астроном, на чию честь назвали космічний телескоп, що дозволяє добути дивовижні фото галактик та віддалених об'єктів Всесвіту. Саме вченому приписують першість у появі відомої постійної космічної. Ось, що він писав у статті: «Дані в таблиці (галактики) вказують на лінійну кореляцію між відстанями та швидкостями». Схематично це виглядає так: v = Hd, де v - швидкість об'єкта, що віддаляється, d - відстань, а H - постійна Хаббла.

У світі цей закон виявляється у вигляді співвідношення червоного усунення і галактичного відстані. Він став першим прямим доказом того, що загальна теорія відносності застосовується до всього Всесвіту, що 2 роки до цього доводив Жорж Леметр (у його статті також виведено константу). Універсальність теорії лежить і в основі Великого Вибуху, а також у нашому баченні простору, що розширюється.

Звичайно, величезну частину роботи з вимірювання червоних зсувів виконали інші астрономи (як Весто Сілфер), але саме Хаббл створив методи оцінки дистанції до галактик і зібрав усе разом, щоб продемонструвати зв'язок між відстанню та швидкістю.

Але Закон Хаббла не завжди точний. У деяких галактиках червоне усунення відрізняється від передбаченого. Особливо це видно у галактичних скупченнях і пояснюється загальним рухом у локальних групах чи взаємним тяжінням.

Однак точне значення постійної Хаббла неймовірно важливе, оскільки від нього залежить обчислення віку Всесвіту і допомагає перевірити теорію темної матерії та темної енергії. Наразі воно досягає 71 км/с на мегапарсек (+/-7). Це приблизно 21 км/с на мільйон світлових років. Тобто, об'єкт, розташований у мільйоні світлових років, віддалятиметься від нас на швидкості 21 км/с.

Найбільш критичний перегляд постійної здійснили у 1998 році, коли виявилося, що Всесвіт не просто розширюється, але ще й прискорюється у цьому процесі. З цього моменту починає фігурувати темна енергія.

Закон Хаббла

Закон Хаббла, лінійна залежність між швидкістю v v v видалення галактики та відстанню r r r до неї: v ⁣ = ⁣ H 0 r . v\!=\!H_0r. v = H 0 r. Коефіцієнт пропорційності H 0 H_0 H 0 називається параметром Хаббла і залежить від часу; його сучасне значення становить 67,8 ± 1,3 км/(с·Мпк). Закон Хаббла виконується всім галактик і будь-якої миті часу. Відкритий 1929 р. е. н. Хаблом з аналізу швидкостей найближчих галактик. Це відкриття стало важливим аргументом на користь нині загальноприйнятої моделі Всесвіту , що розширюється , побудованої А. А. Фрідманом в 1922-1924 рр. . як рішення рівнянь Ейнштейна. Якщо припустити, що положення спостерігача не є виділеним, то із закону Хаббла випливає просторова однорідність та ізотропія Всесвіту. Також вірно, що якщо Всесвіт однорідний і ізотропний, то в ньому в будь-якій точці простору виконується даний закон.Відхилення від закону Хаббла, що спостерігаються на малих просторових масштабах (до декількох мегапарсек), пояснюються наявністю у галактик пекулярних (хаотичних) швидкостей, пов'язаних з космологічними збуреннями щільності, які призвели до утворення великомасштабної структури Всесвіту. Також закон Хаббла не виконується для галактик, що належать до однієї гравітаційно-пов'язаної системи (групи або скупчення галактик), якщо в якості нуль-пункту для відліку швидкості використовувати одну з галактик цієї ж системи. Це з тим, що рух галактик всередині гравітаційно-пов'язаної системи підпорядковується іншим законам динаміки і гравітаційне тяжіння речовини системи перешкоджає її хаббловскому розширенню. Залежно від того, що мається на увазі під відстанню від спостерігача до віддаленої галактики (у космології використовується кілька способів визначення відстані), закон Хаббла може або зберігати свою лінійну форму, або відхилятися від неї на великих масштабах. Причиною цього є нестаціонарність Всесвіту. Лінійна форма закону Хаббла справедлива для зв'язку швидкості втікання та власної відстані. Міхєєва Олена Володимирівна

Опубліковано 8 липня 2022 р. об 11:53 (GMT+3). Останнє оновлення 8 липня 2022 р. об 11:53 (GMT+3). Зв'язатися з редакцією

• Науково-освітній портал «Велика російська енциклопедія»
  Створено за фінансової підтримки Міністерства цифрового розвитку, зв'язку та масових комунікацій Російської Федерації.
  Свідоцтво про реєстрацію ЗМІ ЕЛ № ФС77-84198 видано Федеральною службою з нагляду у сфері зв'язку, інформаційних технологій та масових комунікацій (Роскомнагляд) 15 листопада 2022 року.
  ISSN: 2949-2076
• Засновник: Автономна некомерційна організація «Національний науково-освітній центр «Велика російська енциклопедія»
  Головний редактор: Кравець С. Л.
  Телефон редакції: +7 (495) 917 90 00
  Ел. пошта редакції: [email protected]

• © АНО БРЕ, 2022 - 2024. Всі права захищені.
• Умови використання інформації. Вся інформація, розміщена на даному порталі, призначена лише для використання в особистих цілях та не підлягає подальшому відтворенню.
  Медіаконтент (ілюстрації, фотографії, відео, аудіоматеріали, карти, скан образи) може бути використаний лише з дозволу правовласників.
• Умови використання інформації. Вся інформація, розміщена на даному порталі, призначена лише для використання в особистих цілях та не підлягає подальшому відтворенню.
  Медіаконтент (ілюстрації, фотографії, відео, аудіоматеріали, карти, скан образи) може бути використаний лише з дозволу правовласників.

Астрономічний словничок: закон Хаббла, затемнені зірки, зірка Вольфа - Райє

У 1912 році американський астроном Весто Мелвін Слайфер вперше став вимірювати доплерівський зсув у спектрах «спіральних туманностей» (як раніше називали спіральні галактики, коли ще не була відома їхня справжня природа). Незабаром він виявив, що майже всі подібні туманності віддаляються від нас. Він не міг зрозуміти всіх наслідків цього відкриття, оскільки тоді ще не було точно відомо, що всі ці «туманності» є «острівними всесвітами» — галактиками, подібними до нашого Чумацького Шляху.

У 1922 році російський і радянський математик, фізик і геофізик Олександр Олександрович Фрідман вивів з рівнянь гравітаційного поля Ейнштейна свій набір рівнянь, що описують розвиток у часі однорідного та ізотропного Всесвіту в рамках ОТО. цей показник називають космологічним масштабним коефіцієнтом. породили дві протиборчі теорії в космології - теорію Великого вибуху і теорію стабільного Всесвіту.

У 1927 році бельгійський священик, астрофізик, космолог і математик Жорж Леметр опублікував роботу зі подібним рішенням, знайденим незалежно від Фрідмана.

Тим часом в обсерваторії Маунт-Вілсон, де на той момент був встановлений найпотужніший у світі телескоп, працював Едвін Хаббл. На початку 1920-х років він вивчав відстані до різних астрономічних об'єктів. вивченою залежністю період – світність. Завдяки цій залежності та високій світності. цефеїди використовуються як стандартні свічки - з їх допомогою можна визначати відстані до віддалених об'єктів, у тому числі до інших галактик.

Праці Хаббла по-перше, привели до вирішення суперечок про те, чи є Всесвіт відносно невеликий (розміром з Чумацький Шлях) або набагато величезнішою. названий його ім'ям: галактики віддаляються від Землі зі швидкостями, пропорційними відстані до них.p align="justify"> Коефіцієнт пропорційності називають постійною Хаббла - вона дорівнює логарифмічної похідної за часом від масштабного коефіцієнта Фрідмана.

Проте, як зрозуміли 1998 року, Всесвіт розширюється з прискоренням, тому постійну Хаббла точніше називатиме «параметром Хаббла», т.к. у різні моменти часу параметр буде різним (при цьому, згідно з поточними космологічними моделями, він зменшується, що дещо суперечить інтуїції).

Темні зірки

У досить великому відсотку зоряних систем Всесвіту є не одна зірка, а відразу дві. За різними оцінками, такими є від 1/3 до 4/5 всіх зоряних систем. Подібні системи називають подвійними зірками. Багато зірок, видимих ​​у нашому нічному небі неозброєним оком, є насправді подвійними – зокрема, Сіріус, найяскравіша зірка нічного неба Землі.

Якщо площина орбіти, де ці зірки обертаються навколо загального центру тяжкості, майже паралельна лінії погляду спостерігача, тоді дві зірки періодично затьмарюють одна одну. Бувають і потрійні зоряні системи, у яких зірки затьмарюють одна одну з погляду земного спостерігача – чудовим прикладом такої системи є Алголь. Якщо з Землі ми не можемо візуально розрізнити подвійність зірки, але можемо зробити висновок про це за допомогою спектроскопа (спектр зірки змінюється із суворою періодичністю через ефект Доплера), таку подвійну зірку називають спектральною подвійною.

Через постійні обопільні затемнення затемнені зірки є за визначенням змінними. Крива їхньої світності має періодичність – періоди постійної світності змінюються провалами, коли одна зі зірок проходить перед іншою.За один період яскравість може падати двічі – по одному разу на кожну зі зірок, що проходить перед іншою. Глибокіший із двох провалів називається основним. Падіння яскравості залежить від відносної яскравості зірок, відсотка площі, який закриває одна зірка на інший, та їхньої поверхневої яскравості (ефективної температури). Зазвичай основне затемнення відбувається, коли менш гаряча зірка затьмарює гарячішу.

З 1995 року з появою 8-метрових телескопів ми можемо вимірювати фундаментальні параметри затемнених зірок, розташованих в інших галактиках. Завдяки їм ми можемо уточнювати відстань до цих галактик – цей метод дає меншу похибку, ніж використання стандартних свічок.

Зірка Вольфа - Райє

Туманність M1-67 навколо зірки Вольфа-Райє WR 124 (зображення зроблено Хабблом)

У 1867 році за допомогою 40-сантиметрового телескопа Паризької обсерваторії астрономи Шарль Вольф і Жорж Райє виявили в сузір'ї Лебедя три незвичайні зірки (HD 191765, HD 192103 і HD 192641, за сучасною класифікацією - WR). Виділялися ці зірки наявністю сильних емісійних ліній у спектрі – тоді як для спектрів звичайних зірок характерні лінії поглинання.

Пізніше було показано, що ці лінії присутні в спектрі незвичайних зірок завдяки тому, що в ядерному синтезі в них бере участь гелій (елемент, відкритий тільки в 1868 році). Американський астроном Едуард Чарлз Пікерінг, який вивчав ВР-зірки після їх відкриття, помітив схожість їх спектру зі спектром туманностей, з чого було зроблено висновок, що ці зірки знаходяться в центрах планетарних туманностей.

До 1929 ширину емісійних ліній пояснили через Доплерівське розширення.Виходило, що оточуючий ці зірки газ повинен рухатися з гігантськими швидкостями аж до 2400 км/с. туманними до кінця XX століття.

Наприклад, було ясно, що в таких зірках дуже мало водню і дуже багато азоту, кисню і вуглецю, але причини цього були не до кінця вивчені. зірку чи, навпаки, викидається нею у космос.

І тільки до початку XXI століття стало ясно, що ВР-зірки – це масивні зірки, що витратили весь свій водень у процесі ядерного синтезу, що вийшли за межі головної послідовності, і скинули більшу частину своєї атмосфери. з гелію та більш важких елементів.

Скинута оболонка поглинає практично все випромінювання гарячого ядра і розігрівається до такої високої температури, що починає світитися. Саме тому випромінювання ВР-зірки виглядає так дивно на тлі інших зірок.

Абсолютна зоряна величина
Адаптивна та активна оптика
Альбедо
Астрономічна одиниця
Баріонні акустичні осциляції
Білий карлик
Швидкий процес захоплення нейтронів
Галактичні скупчення
Галактичне гало
Галілеєві супутники
Геліосфера
Гідростатична рівновага
Горизонт подій
Гравітаційне лінзування
Гравітація
Діаграма Герцшпрунга - Рассела
Закон Хаббла
Темні зірки
Зірка Вольфа - Райє
Зодіакальне світло
Іоносфера
Квазар
Кома
Коричневий карлик
Космічна швидкість
Космічні промені
Червоний карлик
Магнетар
Міжзоряне середовище
Місцева група
Молекулярні хмари
Нейтріно
Нейтронна зірка
Неправильна галактика
Нова зірка
Паралакс
Парсек
Планета
Планетарна туманність
Полярне сяйво
Приливний розігрів
Протопланетний диск
Радіаційний пояс
Розсіяне зоряне скупчення
Реліктове випромінювання
Наднова типу Ia
Наднова типу II
Світність
Сильна взаємодія
Слабка взаємодія
Спектр
Стандартні свічки
Темна матерія
Темна енергія
Тінь і півтінь
Теорія Великого вибуху
Транснептуновий об'єкт
Хромосфера
Цефеїди
Червоточини
Чорні дірки
Кульові скупчення
Щілини Кірквуда
Ексцентриситет орбіти
Електромагнетизм
Еліптична галактика
Ефект Доплера