Закон Хаббла
График из оригинальной работы Хаббла 1929 года
В свое время закон Хаббла сделал переворот в профессиональной астрономии. В начале ХХ века американский астроном Эдвин Хаббл доказал, что наша Вселенная не статична, как казалось ранее, а постоянно расширяется.
Общие сведения
Постоянная Хаббла: данные с различных космических аппаратов
Закон Хаббла – физико-математическая формула, доказывающая, что наша Вселенная постоянно расширяется. Причем расширение космического пространства, в котором находится и наша галактика Млечный путь, характеризуется однородностью и изотропией. То есть, наша Вселенная расширяется одинаково во всех направлениях. Формулировка закона Хаббла доказывает и описывает не только теорию расширение Вселенной, но и главную идею ее происхождения – теорию Большого взрыва.
Наиболее часто в научной литературе закон Хаббла встречается под следующей формулировкой: v=H0*r. В этой формуле v означает скорость галактики, H0 – коэффициент пропорциональности, который связывает расстояние от Земли до космического объекта со скоростью его удаления (этот коэффициент еще называют «Постоянной Хаббла»), r – расстояние до галактики.
В некоторых источниках встречается другая формулировка закона Хаббла: cz=H0*r. Здесь c выступает, как скорость света, а z символизирует собой красное смещение – сдвиг спектральных линий химических элементов в длинноволновую красную сторону спектра по мере их удаления. В физико-теоретической литературе можно обнаружить и другие формулировки данного закона. Однако от разности формулировок суть закона Хаббла не меняется, а его суть заключается в описании того факта, что наша Вселенная непрерывно расширяется во всех направлениях.
Открытие закона
Возраст и будущее Вселенной может быть определено путем измерения постоянной Хаббла
Предпосылкой к открытию закона Хаббла был целый ряд астрономических наблюдений. Так, в 1913 году американский астрофизик Вейл Слайдер обнаружил, что Туманность Андромеды и несколько других огромных космических объектов движутся с большой скоростью, относительно Солнечной системы. Это дало ученому основание предположить, что туманность – это не формирующиеся в нашей галактике планетарные системы, а зарождающиеся звезды, которые находятся за пределами нашей галактики. Дальнейшее наблюдение за туманностями показало, что они не только являются другими галактическими мирами, но и постоянно удаляются от нас. Этот факт дал возможность астрономическому сообществу предположить, что Вселенная постоянно расширяется.
В 1927 году бельгийский ученый-астроном Жорж Леметр экспериментально установил, что галактики во Вселенной удаляются друг от друга в космическом пространстве. В 1929 году американский ученый Эдвин Хаббл при помощи 254-сантиметрового телескопа установил, что Вселенная расширяется и галактики в космическом пространстве удаляются друг от друга. Используя свои наблюдения, Эдвин Хаббл сформулировал математическую формулу, которая по сегодняшний день точно описывает принцип расширения Вселенной, и имеет огромное значение, как для теоретической, так и практической астрономии.
Закон Хаббла: применение и значение для астрономии
Закона Хаббла имеет огромное значение для астрономии. Его широко применяют современные ученые в рамках создания различных научных теорий, а также при наблюдении космических объектов.
Материалы по теме
Горизонт событий
Главное значение закона Хаббла для астрономии заключается в том, что он подтверждает постулат: Вселенная постоянно расширяется. Вместе с этим закон Хаббла служит дополнительным подтверждением теории Большого взрыва, ведь, как считают современные ученые, именно Большой взрыв послужил толчком для расширения «материи» Вселенной.
Закон Хаббла позволил выяснить также, что Вселенная расширяется во всех направлениях одинаково. В какой точке космического пространства не оказался бы наблюдатель, если он посмотрит вокруг себя, он заметит, что все объекты вокруг него одинаково от него удаляются. Наиболее удачно этот факт можно выразить цитатой философа Николая Кузанского, который еще в XV веке сказал: «Любая точка есть центр Безграничной Вселенной».
При помощи закона Хаббла современные астрономы могут с высокой долей вероятности просчитывать положение галактик и скоплений галактик в будущем. Точно так же с его помощью можно вычислить предположительное месторасположение любого объекта в космическом пространстве, спустя определенное количество времени.
Интересные факты
- Величина, обратная постоянной Хаббла, равна примерно 13,78 миллиардам лет. Эта величина указывает на то, сколько времени прошло с момента начала расширения Вселенной, а значит, вполне вероятно указывает и на ее возраст.
- Наиболее часто закон Хаббла используют для определения точных расстояний до объектов в космическом пространстве.
3. Закон Хаббла определяет удаление от нас далеких галактик. Что касается ближайших к нам галактик, то здесь его действие не так ярко выражено. Связано это с тем, что эти галактики помимо скорости, связанной с расширением Вселенной, обладают еще и своей собственной скоростью. В связи с этим они могут, как удаляться от нас, так и приближаться к нам. Но, в общем и целом закон Хаббла актуален для всех космических объектов во Вселенной.
‘ alt=»yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7 — Закон Хаббла» title=»Закон Хаббла»>
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Источник
Расширение Вселенной: как его открывали
В 1870 году английский математик Уильям Клиффорд пришел к очень глубокой мысли, что пространство может быть искривлено, причем неодинаково в разных точках, и что со временем его кривизна может изменяться. Он даже допускал, что такие изменения как-то связаны с движением материи. Обе эти идеи спустя много лет легли в основу общей теории относительности. Сам Клиффорд до этого не дожил — он умер от туберкулеза в возрасте 34 лет за 11 дней до рождения Альберта Эйнштейна.
Красное смещение
Первые сведения о расширении Вселенной предоставила астроспектрография. В 1886 году английский астроном Уильям Хаггинс заметил, что длины волн звездного света несколько сдвинуты по сравнению с земными спектрами тех же элементов. Исходя из формулы оптической версии эффекта Допплера, выведенной в 1848 году французским физиком Арманом Физо, можно вычислить величину радиальной скорости звезды. Подобные наблюдения позволяют отследить движение космического объекта.
Четверть века спустя эту возможность по-новому использовал сотрудник обсерватории во Флагстаффе в штате Аризона Весто Слайфер, который с 1912 года изучал спектры спиральных туманностей на 24-дюймовом телескопе с хорошим спектрографом. Для получения качественного снимка одну и ту же фотопластинку экспонировали по нескольку ночей, поэтому проект двигался медленно. С сентября по декабрь 1913 года Слайфер занимался туманностью Андромеды и с помощью формулы Допплера-Физо пришел к выводу, что она ежесекундно приближается к Земле на 300 км.
В 1917 году он опубликовал данные о радиальных скоростях 25 туманностей, которые показывали значительную асимметрию их направлений. Только четыре туманности приближались к Солнцу, остальные убегали (и некоторые очень быстро).
Слайфер не стремился к славе и не пропагандировал свои результаты. Поэтому они стали известны в астрономических кругах, лишь когда на них обратил внимание знаменитый британский астрофизик Артур Эддингтон.
В 1924 году он опубликовал монографию по теории относительности, куда включил перечень найденных Слайфером радиальных скоростей 41 туманности. Там присутствовала все та же четверка туманностей с голубым смещением, в то время как у остальных 37 спектральные линии были сдвинуты в красную сторону. Их радиальные скорости варьировали в пределах 150 — 1800 км/с и в среднем в 25 раз превышали известные к тому времени скорости звезд Млечного Пути. Это наводило на мысль, что туманности участвуют в иных движениях, нежели «классические» светила.
Космические острова
В начале 1920-х годов большинство астрономов полагало, что спиральные туманности расположены на периферии Млечного Пути, а за его пределами уже нет ничего, кроме пустого темного пространства. Правда, еще в XVIII веке некоторые ученые видели в туманностях гигантские звездные скопления (Иммануил Кант назвал их островными вселенными). Однако эта гипотеза не пользовалась популярностью, поскольку достоверно определить расстояния до туманностей никак не получалось.
Эту задачу решил Эдвин Хаббл, работавший на 100-дюймовом телескопе-рефлекторе калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон. В 1923—1924 годах он обнаружил, что туманность Андромеды состоит из множества светящихся объектов, среди которых есть переменные звезды семейства цефеид. Тогда уже было известно, что период изменения их видимого блеска связан с абсолютной светимостью, и поэтому цефеиды пригодны для калибровки космических дистанций. С их помощью Хаббл оценил расстояние до Андромеды в 285 000 парсек (по современным данным, оно составляет 800 000 парсек). Диаметр Млечного Пути тогда полагали приблизительно равным 100 000 парсек (в действительности он втрое меньше). Отсюда следовало, что Андромеду и Млечный Путь необходимо считать независимыми звездными скоплениями. Вскоре Хаббл идентифицировал еще две самостоятельные галактики, чем окончательно подтвердил гипотезу «островных вселенных».
Справедливости ради стоит отметить, что за два года до Хаббла расстояние до Андромеды вычислил эстонский астроном Эрнст Опик, чей результат — 450000 парсек — был ближе к правильному. Однако он использовал ряд теоретических соображений, которые не были так же убедительны, как прямые наблюдения Хаббла.
К 1926 году Хаббл провел статистический анализ наблюдений четырех сотен «внегалактических туманностей» (этим термином он пользовался еще долго, избегая называть их галактиками) и предложил формулу, позволяющую связать расстояние до туманности с ее видимой яркостью. Несмотря на огромные погрешности этого метода, новые данные подтверждали, что туманности распределены в пространстве более или менее равномерно и находятся далеко за границами Млечного Пути. Теперь уже не приходилось сомневаться, что космос не замыкается на нашей Галактике и ее ближайших соседях.
Модельеры космоса
Эддингтон заинтересовался результатами Слайфера еще до окончательного выяснения природы спиральных туманностей. К этому времени уже существовала космологическая модель, в определенном смысле предсказывавшая эффект, выявленный Слайфером. Эддингтон много размышлял о ней и, естественно, не упустил случая придать наблюдениям аризонского астронома космологическое звучание.
Современная теоретическая космология началась в 1917 году двумя революционными статьями, представившими модели Вселенной, построенные на основе общей теории относительности. Одну из них написал сам Эйнштейн, другую — голландский астроном Виллем де Ситтер.
Эдвин Хаббл эмпирически выявил примерную пропорциональность красных смещений и галактических дистанций, которую он с помощью формулы Допплера-Физо превратил в пропорциональность между скоростями и расстояниями. Так что мы имеем здесь дело с двумя различными закономерностями.
Хаббл не знал, как они связаны друг с другом, но что об этом говорит сегодняшняя наука?
Как показал еще Леметр, линейная корреляция между космологическими (вызванными расширением Вселенной) красными смещениями и дистанциями отнюдь не абсолютна. На практике она хорошо соблюдается лишь для смещений, меньших 0,1. Так что эмпирический закон Хаббла не точный, а приближенный, да и формула Допплера-Физо справедлива только для небольших смещений спектра.
А вот теоретический закон, связывающий радиальную скорость далеких объектов с расстоянием до них (с коэффициентом пропорциональности в виде параметра Хаббла V=Hd), справедлив для любых красных смещений. Однако фигурирующая в нем скорость V – вовсе не скорость физических сигналов или реальных тел в физическом пространстве. Это скорость возрастания дистанций между галактиками и галактическими скоплениями, которое обусловлено расширением Вселенной. Мы бы смогли ее измерить только в том случае, если были бы в состоянии останавливать расширение Вселенной, мгновенно протягивать мерные ленты между галактиками, считывать расстояния между ними и делить их на промежутки времени между измерениями. Естественно, что законы физики этого не позволяют. Поэтому космологи предпочитают использовать параметр Хаббла H в другой формуле, где фигурирует масштабный фактор Вселенной, который как раз и описывает степень ее расширения в различные космические эпохи (поскольку этот параметр изменяется со временем, его современное значение обозначают H0). Вселенная сейчас расширяется с ускорением, так что величина хаббловского параметра возрастает.
Измеряя космологические красные смещения, мы получаем информацию о степени расширения пространства. Свет галактики, пришедший к нам с космологическим красным смещением z, покинул ее, когда все космологические дистанции были в 1+z раз меньшими, нежели в нашу эпоху. Получить об этой галактике дополнительные сведения, такие как ее нынешняя дистанция или скорость удаления от Млечного Пути, можно лишь с помощью конкретной космологической модели. Например, в модели Эйнштейна – де Ситтера галактика с z = 5 отдаляется от нас со скоростью, равной 1,1 с (скорости света). А вот если сделать распространенную ошибку и просто уравнять V/c и z, то эта скорость окажется впятеро больше световой. Расхождение, как видим, нешуточное.
Зависимость скорости далеких объектов от красного смещения согласно СТО, ОТО (зависит от модели и времени, кривая показывает настоящее время и текущую модель). При малых смещениях зависимость линейная.
Эйнштейн в духе времени считал, что Вселенная как целое статична (он пытался сделать ее еще и бесконечной в пространстве, но не смог найти корректные граничные условия для своих уравнений). В итоге он построил модель замкнутой Вселенной, пространство которой обладает постоянной положительной кривизной (и поэтому она имеет постоянный конечный радиус). Время в этой Вселенной, напротив, течет по-ньютоновски, в одном направлении и с одинаковой скоростью. Пространство-время этой модели искривлено за счет пространственной компоненты, в то время как временная никак не деформирована. Статичность этого мира обеспечивает специальный «вкладыш» в основное уравнение, препятствующий гравитационному схлопыванию и тем самым действующий как вездесущее антигравитационное поле. Его интенсивность пропорциональна особой константе, которую Эйнштейн назвал универсальной (сейчас ее называют космологической постоянной).
Источник