Hubblen laki

Hubblen laki (tai Hubble-Lemaitren laki [1] , galaksien yleisen laman laki) on kosmologinen laki, joka kuvaa maailmankaikkeuden laajenemista . Artikkeleissa ja tieteellisessä kirjallisuudessa se on muotoiltu erikoistumisestaan ja julkaisuajankohdasta riippuen eri tavalla [2] [3] [4] .

Klassinen määritelmä:

v=H_{0}r,

missä on galaksin nopeus, etäisyys siihen ja suhteellisuustekijä, jota nykyään kutsutaan Hubblen vakioksi . $v$ $r$ $H_{0}$

Kuitenkin nykyaikaisessa tarkkailijoiden työssä tämä riippuvuus saa muodon

cz=H_{0}r,

missä c on valon nopeus ja z on punasiirtymä . Lisäksi jälkimmäinen on etäisyyden standardimerkintä kaikessa nykyaikaisessa kosmologisessa työssä.

Kolmas Hubblen lain tyyppi löytyy teoreettisista julkaisuista:

H={\frac {{\piste {a}}(t_{1})}{a(t_{1})))),

missä on skaalaustekijä, joka riippuu vain ajasta, on sen aikaderivaata. $a$ ${\näyttötyyli {\piste {a}}}$

Hubblen laki on yksi tärkeimmistä havaittavista tosiasioista kosmologiassa . Sen avulla voit karkeasti arvioida maailmankaikkeuden laajenemisajan (ns. Hubblen ikä ):

t_{H}={\frac {r}{V}}={\frac {1}{H_{0}}}.

Tämä arvo yksikköluokan numeeriseen kertoimeen asti vastaa universumin ikää, joka on laskettu Friedmanin kosmologisen standardimallin mukaan .

Löytöhistoria

Vuosina 1913-1914 amerikkalainen tähtitieteilijä Westo Slipher totesi, että Andromeda-sumu ja yli tusina taivaankohdetta liikkuvat suhteessa aurinkokuntaan valtavilla nopeuksilla (noin 1000 km/s). Tämä tarkoitti, että ne kaikki olivat galaksin ulkopuolella (aiemmin monet tähtitieteilijät uskoivat, että sumut olivat galaksissamme muodostuvia planeettajärjestelmiä). Toinen tärkeä tulos: kaikki Sliferin tutkimat sumut kolmea lukuun ottamatta olivat siirtymässä pois aurinkokunnasta. Vuosina 1917-1922 Slifer sai lisätietoa, joka vahvisti, että lähes kaikkien ekstragalaktisten sumujen nopeus on suunnattu poispäin auringosta. Arthur Eddington , joka perustui noina vuosina keskusteltuihin yleisen suhteellisuusteorian kosmologisiin malleihin , ehdotti, että tämä tosiasia heijastaa yleistä luonnonlakia: maailmankaikkeus laajenee , ja mitä kauempana tähtitieteellinen kohde on meistä, sitä suurempi on sen suhteellinen nopeus.

Belgialainen tiedemies Georges Lemaitre vuonna 1927 [5] ja myöhemmin kuuluisa E. Hubble vuonna 1929 määritteli maailmankaikkeuden laajenemisen lain kokeellisesti galakseille käyttämällä 100 tuuman (254 cm) Mount Wilsonin observatorion teleskooppia. , joka mahdollisti tähtiä lähimpien galaksien erottamisen. Heidän joukossaan olivat kefeidit , joiden "jakso-luminositeetti" -riippuvuutta käyttäen Hubble mittasi etäisyyden niihin sekä galaksien punasiirtymän , jonka avulla on mahdollista määrittää niiden säteittäinen nopeus.

Hubblen saama suhteellisuuskerroin oli noin 500 km/s megaparsekkia kohden . Eri arvioiden mukaan nykyinen arvo on 74,03 ± 1,42 (km/s)/Mpc [6] tai 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc [7] . Tällainen merkittävä ero E. Hubblen tuloksiin johtuu kahdesta tekijästä: absorption jakso-luminositeettiriippuvuuden nollapistekorjauksen puuttumisesta (jota ei tuolloin vielä löydetty) ja omien nopeuksien merkittävästä vaikutuksesta. paikallisen galaksiryhmän kokonaisnopeuteen [8] .

Havaintojen teoreettinen tulkinta

Havaintojen moderni selitys annetaan Friedmannin universumin puitteissa. Oletetaan, että liikkuvassa järjestelmässä etäisyydellä r 1 havaitsijasta on lähde . Tarkkailijan vastaanottolaitteisto rekisteröi saapuvan aallon vaiheen. Tarkastellaan kahta väliä pisteiden välillä, joilla on sama vaihe [2] :

{\frac {\delta t_{1}}{\delta t_{0}}}={\frac {\nu _{0}}{\nu _{1}}}\equiv 1+z.

Toisaalta, valoaallon hyväksytyssä metriikassa , tasa-arvo

dt=\pm a(t){\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2)))).

Integroimalla tämän yhtälön saamme

\int \limits _{t_{0}}^{t_{1}}{\frac {dt}{a(t)}}=\int \limits _{0}^{r_{c}} {\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2)))).

Ottaen huomioon, että liikkuvissa koordinaateissa r ei riipu ajasta, samoin kuin aallonpituuden pienuudesta suhteessa universumin kaarevuussäteeseen, saadaan suhde

{\frac {\delta t_{1}}{a(t_{1})}}={\frac {\delta t_{0}}{a(t_{0}}))).

Jos nyt korvaamme sen alkuperäisellä suhteella, niin

1+z={\frac {a(t_{0})}{a(t_{1})))).

Laajennetaan a ( t ) Taylor-sarjaksi , jonka keskipiste on piste a ( t 1 ) ja otetaan huomioon vain ensimmäisen asteen ehdot:

a(t)=a(t_{1})+{\piste {a}}(t_{1})(t-t_{1}).

Kun termit on heitetty ja c :llä kerrottu :

cz={\frac {{\piste {a}}(t_{1})}{a(t_{1})}}c(t-t_{1})=HD.

Vastaavasti Hubblen vakio

H={\frac {{\piste {a}}(t_{1})}{a(t_{1})}}.

Hubble-vakion estimointi ja sen fyysinen merkitys

Laajenemisprosessissa, jos se tapahtuu tasaisesti, Hubble-vakion tulisi laskea, ja indeksi "0" sen nimeämisessä osoittaa, että H 0 :n arvo viittaa nykyaikaan. Hubble-vakion käänteisluvun tulisi tällöin olla yhtä suuri kuin aika, joka on kulunut laajentumisen alkamisesta, eli maailmankaikkeuden ikä .

H 0 :n arvo määritetään havainnoista galakseista, joiden etäisyydet mitataan ilman punasiirtymän apua (ensisijaisesti kirkkaimmista tähdistä eli kefeideistä ). Useimmat riippumattomat H 0 -arviot antavat tälle parametrille arvon 66–78 km/s megaparsekia kohden . Tämä tarkoittaa sitä, että 100 megaparsekin etäisyydellä sijaitsevat galaksit etenevät meistä 6600-7800 km/s nopeudella . Tällä hetkellä (2019) Hubble-avaruusteleskoopilla havaittujen kefeidien valoisuuden perusteella galaksien etäisyydet laskemalla saadut arvot antavat arvioksi 74,03 ± 1,42 (km/s)/Mpc [9] , ja Planckin avaruusobservatorion CMB-parametrien mittauksista saadut arvot osoittivat arvon 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc [10] vuodesta 2018 lähtien.

H 0 :n estimointiongelmaa vaikeuttaa se, että universumin laajenemisesta johtuvien kosmologisten nopeuksien lisäksi galakseilla on myös omat (omituiset) nopeudet, jotka voivat olla useita satoja km/s (massiivisten jäsenten kohdalla). galaksiklusterit , yli 1000 km/s ). Tämä johtaa siihen, että Hubblen laki täyttyy huonosti tai ei täyty ollenkaan kohteissa, jotka sijaitsevat lähempänä kuin 10-15 miljoonaa sv. vuotta , eli vain niille galakseille, joiden etäisyydet määritetään luotettavimmin ilman punasiirtymää.

Toisaalta, jos korvaamme yhden fotonin värähtelyjakson verran punasiirtymäkaavaa , saadaan, että Hubblen vakio on määrä, jolla fotonitaajuus pienenee yhdessä värähtelyjaksossa aallonpituudesta riippumatta , ja määrittää kuinka paljon fotonitaajuus on laskenut, on tarpeen kertoa Hubblen vakio tehtyjen värähtelyjen määrällä: $z=H_{0}t$ $T=1/\nu ,$ $\nu _{n}=nH_{0}.$

Hubblen lain analogeja muilla astrofysiikan alueilla

Laajenemisnopeuden lineaarinen kasvu etäisyyden mukaan havaitaan myös monien planetaaristen sumujen kohdalla (ns. Hubblen kaltainen virtaus) [11] [12] [13] .

Katso myös

Hubblen äänenvoimakkuus

Muistiinpanot

↑ Vuonna 2018 Kansainvälisen tähtitieteellinen liiton yleiskokous hyväksyi päätöslauselman, jossa suositeltiin nimen "Hubble-Lemaitren laki" käyttöä. Tämä suositus aiheutti kuitenkin useita protesteja "epäilyttävänä historiallisesta, tieteellisestä ja filosofisesta näkökulmasta", katso Cormac O'Raifeartaigh, Michael O'Keeffe. Punasiirtymät vs. paradigman muutokset; Hubblen lain uudelleennimeämistä vastaan. Arkistoitu 8. helmikuuta 2022 Wayback Machinessa
↑ 1 2
- A. V. Zasov, K. A. Postnov. Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Ikä 2, 2006. - S. 421 -432. — 496 s. — ISBN 5-85099-169-7 .
- D. S. Gorbunov, V. A. Rubakov. Johdatus varhaisen maailmankaikkeuden teoriaan: Kuuman alkuräjähdyksen teoria. - Moskova: LKI, 2008. - S. 45-80. — 552 s. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
- Stephen Weinberg. Kosmologia . - Moskova: URSS, 2013. - S. 21 -81. — 608 s. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Hubblen laki / Novikov I. D. // Avaruusfysiikka: Pieni Encyclopedia / Toimituslautakunta: R. A. Sunyaev (päätoimittaja) ja muut - 2. painos. - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1986. - S. 709. - 783 s. – 70 000 kappaletta.
↑ [dic.academic.ru/dic.nsf/enc_physics/5158/HUBBLE Hubblen laki] // Physical Encyclopedia. 5 osassa.
↑ Edwin Hubble käännösongelmissa Arkistoitu 21. maaliskuuta 2017 Wayback Machineen . luontouutisia.
↑ Dan Scolnic, Lucas M. Macri, Wenlong Yuan, Stefano Casertano, Adam G. Riess. Suuret Magellanin pilvikefeidistandardit tarjoavat 1 %:n perustan Hubblen vakion määrittämiselle ja vahvemman todisteen fysiikasta ΛCDM :n ulkopuolella . – 18.3.2019. - doi : 10.3847/1538-4357/ab1422 . — . - arXiv : 1903.07603 .
↑ M. Lilley, PB Lilje, M. Liguori, A. Lewis, F. Levrier. Planck 2018 tulokset. VI. Kosmologiset parametrit . – 17.07.2018. - arXiv : 1807.06209 .
↑ Yu. N. Efremov. Hubblen vakio . Astronetti . Haettu 29. lokakuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Dan Scolnic, Lucas M. Macri, Wenlong Yuan, Stefano Casertano, Adam G. Riess. Suuret Magellanin pilvikefeidistandardit tarjoavat 1 %:n perustan Hubblen vakion määrittämiselle ja vahvemman todisteen fysiikasta ΛCDM :n ulkopuolella . – 18.3.2019. - doi : 10.3847/1538-4357/ab1422 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. heinäkuuta 2019.
↑ M. Lilley, PB Lilje, M. Liguori, A. Lewis, F. Levrier. Planck 2018 tulokset. VI. Kosmologiset parametrit . – 17.07.2018. Arkistoitu alkuperäisestä 26. huhtikuuta 2019.
↑ Corradi, RLM, useat, samanaikaiset ja Hubblen kaltaiset kaksinapaiset ulosvirtaukset . Haettu 10. marraskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 24. joulukuuta 2019. (määrätön)
↑ C. Szyszka et ai., Planetaarisen sumun NGC 6302 laajenemisen oikeat liikkeet Hubble-avaruusteleskooppikuvauksesta . Haettu 23. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 24. joulukuuta 2019. (määrätön)
↑ Planetaarisumut galaksissamme ja sen ulkopuolella . Haettu 4. lokakuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 10. marraskuuta 2014. (määrätön)

Linkit

Edwin Hubble. Etäisyyden ja radiaalinopeuden välinen suhde galaksien ulkopuolisten sumujen välillä (englanniksi) // Proc. NAS. - 1929. - Voi. 15. - s. 168-173. (Englanti)
G.A. Tamman . Retro- ja prospektiivinen huomautus
G.A. Tamman . Hubble- vakion ylä- ja alamäkiä
S. B. Popov, A. V. Toporensky Jumalat eivät seuraa maailmankaikkeuden laajenemista
S. B. Popov, A. V. Toporensky Tapahtumahorisontin ulkopuolella
Adam G. Riess et al. Hubble-vakion uudelleenmääritys Hubble-avaruusteleskoopilla differentiaalietäisyyden tikkailta . (määrätön)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri tanskalainen Suuri katalaani iso kiinalainen Iso venäläinen maailman ympäri Britannica (verkossa)

Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet	Universumi havaittava maailmankaikkeus Punasiirtymä kosmologinen CMB-säteilyä Gravitaatioaallot Universumin laajeneminen kiihdytetty piilotettu massa Pimeä aine pimeää energiaa
Universumin historia	Alkuräjähdys iso paluu Alkuräjähdyksen kronologia Inflaatio Primaarinen nukleosynteesi Rekombinaatio Galaksien evoluutio Universumin aika Universumin tulevaisuus
Universumin rakenne	Universumin laajamittainen rakenne Galaksien superjoukko Suuri joukko kvasaareja Galaktinen lanka Tyhjä Hubble kupla Universumin muoto
Teoreettiset käsitteet	Universumia koskevien ideoiden kehityksen historia Hubblen laki Gravitaation epävakaus Kosmologinen periaate Kosmologiset mallit Kosmologinen singulaarisuus De Sitter malli kuuma maailmankaikkeuden malli Friedmanin universumi Seuran etäisyys Kriittinen tiheys Friedmanin yhtälö Kosmologinen tilayhtälö Lambda-CDM malli
Kokeilut	Havaintokosmologia 2dF 6dF Bumerangi COBE SDSS WMAP Planck DES
Portaali: Tähtitiede