Astronomiya

Hubble Qanunu + Doppler Təsiri ilə kömək edin.

Hubble Qanunu + Doppler Təsiri ilə kömək edin.

Aşağıdakı cədvəllə bağlı bir sualım vardı. Doppler effekti ilə əlaqədar verilən məlumatlarla bağlı hansı riyazi müşahidə və ya tənlik edilə bilər? Bu, planetlərin bizdən uzaq bir sürətlə irəliləməsi deməkdirsə, qarışıqam? Bu qalaktikalar mavi rəngdə dəyişmiş görünür? Hər cür yardım üçün əvvəlcədən təşəkkür edirəm.


  1. Kalsium H və K xətlərinin laboratoriya dalğa boylarına baxın

  2. H və K xətlərinin müşahidə olunmuş dalğa uzunluqlarının nəzərdə tutduğu qırmızı sürüşməni hesablayın. $$ v / c = ( lambda - lambda_0) / lambda_0, $$ burada $ v $ nəzərdə tutulan tənəzzül sürəti, $ c $ işığın sürəti, $ lambda $ müşahidə olunan dalğa boyu və $ lambda_0 $ laboratoriyanın dalğa boyudur.

  3. Tənəzzül sürətini məsafəyə qarşı qurun və nə əldə etdiyinizi görün.

  4. Hubble redshift məsafə münasibəti haqqında oxuyun.


Hubble & # 039s Law and Doppler Shift

(a) Yerə nisbətən sürəti ## c ## olan bir qalaktika nə qədər olardı? Yerdən müşahidə edilə bilərmi?

(b) ## v (r) = 1.1c ## Müvafiq tənliklər: $ v sol (r sağ) = alfa r $ olan hipotetik qalaktika üçün eyni sualları (Doppler təsiri daxil olmaqla) nəzərdən keçirin.

Harada ## alpha = 2.18 cdot 10 ^ <-18> text ^ <-1> ##

Vikipediyaya görə müşahidə olunan kainatın radiusu ## 4.65 cdot 10 ^ <10> text ##

(a) Yerə nisbətən sürəti ## c ## olan bir qalaktika nə qədər olardı? Yerdən müşahidə edilə bilərmi?

Bəli, qalaktika Yerdən görünəcəkdi. Yəni kitabın arxasındakı cavablar bunun olmadığını göstərir (düzgün cavab: Xeyr). Bununla yanaşı (a) hissəsi üçün ədədi cavabım kitabın arxasına görə düzgündür. 1968-ci ildə kitab çıxanda müşahidə oluna bilən kainatın daha kiçik olması mümkündürmü? 1968-ci ildə nə olduğunu tapa bilmirəm? Yoxsa wiki-də istifadə / istinad edilən metod nəzərdən keçirildiyindən daha fərqlidir?

(b) ## v (r) = 1.1c ## olan fərziyyə qalaktikası üçün eyni sualları (Doppler təsiri daxil olmaqla) nəzərdən keçirin.

Doppler Effect-in mühasibatını necə aparacağımı vicdanla bilmirəm, amma Doppler Effect-i (a (b) hissəsindən istifadə edərək) mühasibat aparmadan əldə etdiyim şey. Dalğa uzunluğu və ya tezliyindən bəhs edilmir, buna görə Doppler Effektinin bununla necə bir əlaqəsi olduğunu anlamıram.


Mən itmişəm Hələ hissənin (b) bəndini başa düşmürəm.

Düzəliş: Lateksə göndərəcəyəm, şəkillər çəkdirəcəyəm, çünki forumdakı lateks qarışıq görünür.


Prof. Boerner & # 039s Explorations

Gerald Boerner tərəfindən redaktə edilmişdir

Şərh:

Edwin Hubble bəlkə də adi bir söz ola bilməz, amma əksər məktəblilər onun adını daşıyan Kosmik Teleskop haqqında eşitmişlər. Yəqin ki, bu cihazın "eynək" növü tələb etdiyini, optikada bir səhv düzəldilməsi üçün xüsusi servis missiyası tələb olunduğunu eşitmişik. Və düzəldin, doğrudan da nəticə!

Hubble Space teleskopu 1953-cü ildə Edwin Hubble-ın ölümündən bir neçə il sonra dizayn edildiyi halda, O, “Big Bang” -də yaranması ilə nəticələnən genişlənən bir kainat konsepsiyası ilə məşhur idi. Fyuçers töhfələri, Hubble Qanununa çevrilən rəngin “qırmızı sürüşməsinə” əsaslanaraq yayılmış rənglə əlaqəli genişlənmə sürətini əhatə edirdi. Stephen Hawking bunu müşahidə edir Kainatın genişləndiyi Hubble & # 8217s & quot kəşf 20-ci əsrin ən böyük intellektual inqilablarından biri idi. & quot

Dövrünün ən böyük iki teleskopunda işləməsinə baxmayaraq Dağda fahişə teleskopu Wilson və Palomar Dağıdakı Hale Teleskopu. Bu sahələr hər ikisi o dövrdə mövcud olan ən yaxşı optikləri təmsil edirdi. Ancaq Cənubi Kaliforniyadakı atmosfer şəraiti, foto filmlərdə görünə bilən görüntüləri əngəllədi və kameralar tələb olunan son dərəcə zəif görüntüləri qeyd etmək üçün hələ dəqiqləşdirilməmişdi. Hubble Kosmik Teleskopu, aşağıdakı şəkildən göründüyü kimi atmosfer şəraitini həll etdi.

Hubble & # 8217s ən məşhur şəkillərdən biri, Yaradılış Sütunları
Qartal Bulutsusunda meydana gələn ulduzları göstərir

Rahatlığınız üçün Hubble’ın konsepsiyalarını əks etdirən bir neçə YouTube videosunu əlavə etdik. Xahiş edirəm Adobe Flash-a ehtiyaclarını görmək üçün vaxt ayırın, buna görə iPad istifadə edənlər olacaq onlara başqa bir kompüterdən daxil olmaq lazım ola bilər. Bir iPad-də sınaqdan keçirildilər və OK oynadılar.

Beləliklə, Edwin Hubble & # 8230 kəşfiyyatına davam edək  GLB

Bu Giriş Şərhlər müəllif hüquqları ilə qorunur:
Müəllif hüquqları © 2010 - Gerald Boerner - Bütün hüquqları qorunur

[3742 söz]
    

İlə əlaqəli təkliflər EDWIN POWELL HUBBLE

"Möhtəşəm spiraller & # 8230, görünür bizim ulduz sistemimizin xaricindədir."
- Edwin Powell Hubble

"Astronomiya tarixi üfüqlərin geri çəkilmə tarixçəsidir."
- Edwin Powell Hubble

"Beş duyğusu ilə təchiz olunmuş insan ətrafdakı kainatı araşdırır və macəranı Elm adlandırır."
- Edwin Powell Hubble


Mündəricat

Hubble müşahidələrini aparmadan on il əvvəl, bir sıra fizik və riyaziyyatçılar Einşteynin ümumi nisbi tənliklərindən istifadə edərək genişlənən bir kainatın davamlı nəzəriyyəsini yaratdılar. Kainatın təbiətinə ən ümumi prinsipləri tətbiq etmək, o zaman yayılmış statik bir kainat anlayışı ilə ziddiyyət təşkil edən dinamik bir həll verdi.

Slipher'in müşahidələri Düzenle

1912-ci ildə Vesto Slipher, "spiral dumanlıq" ın (spiral qalaktikalar üçün köhnəlmiş termini) ilk Doppler növbəsini ölçdü və qısa müddət ərzində bu cür dumanlıqların hamısının Yerdən geri çəkildiyini aşkar etdi. Bu həqiqətin kosmoloji təsirlərini qavramadı və həqiqətən o dövrdə bu dumanlıqların Samanyolu xaricində "ada kainatları" olub-olmaması olduqca mübahisəli idi. [19] [20]

FLRW tənliklərini düzəldin

1922-ci ildə Alexander Friedmann, Friedmann tənliklərini Einstein'ın sahə tənliklərindən çıxardı və kainatın tənliklərlə hesablana bilən bir sürətlə genişlənə biləcəyini göstərdi. [21] Fridmanın istifadə etdiyi parametr günümüzdə miqyas faktoru kimi tanınır və Hubble qanununun mütənasiblik sabitinin miqyaslı dəyişməz forması kimi qəbul edilə bilər. Georges Lemaître, sonrakı hissədə müzakirə olunan 1927-ci il sənədində müstəqil olaraq oxşar bir həll tapdı. Friedmann tənlikləri, homojen və izotropik bir kainat üçün metriki müəyyən bir sıxlığa və təzyiqə sahib bir maye üçün Eynşteynin sahə tənliklərinə daxil edərək əldə edilir. Genişlənən bir fəza ideyası, nəticədə Böyük Partlayışa və Davamlı Dövlət kosmoloji nəzəriyyələrinə səbəb olacaqdır.

Lemaître tənliyi Düzəliş et

1927-ci ildə, Hubbleın öz məqaləsini yayımlamasından iki il əvvəl, Belçika rahibi və astronomu Georges Lemaître, indi Hubble qanunu olaraq bilinən araşdırmanı yayımlayan ilk şəxs idi. Kanadalı astronom Sidney van den Bergh'a görə, "1927-ci ildə Lemaître tərəfindən kainatın genişlənməsini kəşf edən, aşağı təsirli bir jurnalda Fransız dilində nəşr olundu. 1931-ci ildə bu məqalənin yüksək təsirli İngilis dilində tərcüməsində kritik bir tənlik dəyişdirildi indi Hubble sabiti olaraq bilinənə istinad edilmədən. " [22] Artıq tərcümə olunmuş kağızdakı dəyişikliklərin Lemaître tərəfindən həyata keçirildiyi məlumdur. [10] [23]

Kainatın şəkli Düzenle

Müasir kosmologiyanın yaranmasından əvvəl, kainatın ölçüsü və forması haqqında xeyli söhbətlər olmuşdu. 1920-ci ildə bu mövzuda Harlow Shapley və Heber D. Curtis arasında Shapley-Curtis mübahisəsi baş verdi. Şapley Samanyolu qalaktikasının böyüklüyündə kiçik bir kainat, Curtis isə kainatın daha böyük olduğunu iddia etdi. Önümüzdəki on ildə Hubble'ın inkişaf etdirdiyi müşahidələrlə problem həll edildi.

Samanyolu Düzenle xaricindəki Cepheid dəyişən ulduzları

Edwin Hubble, peşəkar astronomik müşahidə işlərinin çoxunu o dövrdə dünyanın ən güclü teleskopunun yerləşdiyi Mount Wilson Rəsədxanasında [24] etdi. "Spiral dumanlıqlarda" Cepheid dəyişkən ulduzlarını müşahidə etməsi ona bu cisimlərə olan məsafələri hesablamağa imkan verdi. Təəccüblüdür ki, bu cisimlərin Samanyolu kənarında yerləşdirdiyi məsafələrdə olduğu aşkar edildi. Onlara zəng etməyə davam etdilər dumanlıqvə bu müddət yalnız tədricən idi qalaktikalar onu əvəz etdi.

Redshiftlərin məsafə ölçmələri ilə birləşdirilməsi Redaktə edin

Hubble qanununda görünən parametrlər, sürətlər və məsafələr birbaşa ölçülmür. Əslində, məsafəsi və qırmızıya sürüşməsi barədə məlumat verən bir supernova parlaqlığını təyin edirik z = ∆λ/λ onun radiasiya spektrinin. Hubble parlaqlıq və parametr ilə əlaqəli idi z.

Galaktika məsafələrini ölçmələrini Vesto Slipher və Milton Humasonun qalaktikalarla əlaqəli qırmızı sürüşmələr ölçüləri ilə birləşdirərək Hubble bir cismin qırmızı sürüşməsi ilə məsafəsi arasında kobud bir nisbət tapdı. Hələ də xeyli səpələnmə olmasına baxmayaraq (indi özünəməxsus sürətlərin səbəb olduğu bilinir - 'Hubble axını'), tənəzzül sürətinin lokal özünəməxsus sürətlərdən daha böyük olduğuna dair kosmos bölgəsinə istinad etmək üçün istifadə olunur). tədqiq etdiyi 46 qalaktikadan trend xətti və Hubble sabitinin 500 km / s / Mpc üçün bir dəyər əldə etdi (məsafə kalibrasyonlarındakı səhvlər səbəbiylə qəbul edilən dəyərdən çox daha çox məlumat üçün kosmik məsafə nərdivanına baxın).

Hubble qanununun kəşf edildiyi və inkişaf etdiyi dövrdə qırmızıya keçid fenomenini xüsusi nisbi nisbətdə bir Doppler sürüşməsi kimi izah etmək və qırmızı sürüşməni birləşdirmək üçün Doppler düsturundan istifadə etmək məqbul idi. z sürətlə. Bu gün ümumi nisbilik kontekstində uzaq cisimlər arasındakı sürət istifadə olunan koordinatların seçilməsindən asılıdır və bu səbəbdən qırmızıya bərabər şəkildə Doppler sürüşməsi və ya genişlənən məkan səbəbiylə bir kosmoloji sürüşmə (və ya cazibə) kimi təsvir edilə bilər. ikisinin birləşməsi. [28]

Hubble diaqramı Düzenle

Hubble qanunu, bir cismin sürətinin (qırmızı sürüşmə ilə təxminən mütənasib olaraq götürüldüyü) müşahidəçidən uzaqlığına görə qurulduğu bir "Hubble diaqramında" asanlıqla təsvir edilə bilər. [29] Bu diaqramdakı müsbət yamacın düz xətti Hubble qanununun əyani təsviridir.

Kozmoloji davamlı tərk edilmiş Edit

Hubble'ın kəşfi yayımlandıqdan sonra, Albert Einstein, kainatın doğru vəziyyəti olduğunu düşündüyü statik bir həll istehsal etməsinə imkan vermək üçün ümumi nisbi tənliklərini dəyişdirmək üçün hazırladığı kosmoloji sabitindəki işini tərk etdi. Einşteyn tənlikləri, ən sadə formalarındakı modeldə ya genişlənən və ya daralan bir kainat meydana gətirdi, buna görə də Einşteynin kosmoloji sabitliyi, mükəmməl statik və düz bir kainat əldə etmək üçün genişlənmə və ya daralmaya qarşı süni şəkildə yaradıldı. [30] Hubble'ın kainatın əslində genişləndiyini kəşf etməsindən sonra Einstein, kainatın statik olduğuna dair səhv fərziyyəsini "ən böyük səhv" adlandırdı. [30] Öz-özlüyündə ümumi nisbilik, kainatın genişlənməsini proqnozlaşdıra bilər ki, bu da (işığın böyük kütlələr tərəfindən bükülməsi və ya Merkuri orbitinin prekisiyası kimi müşahidələr nəticəsində) təcrübə yolu ilə müşahidə oluna bilər və nəzəri hesablamalarına bənzəyir. əvvəlcə formalaşdırdığı tənliklərin müəyyən həllərindən istifadə edərək.

1931-ci ildə, Einstein, Hubble'ya müasir kosmologiyanın müşahidə zəminini yaratdığına görə təşəkkür etmək üçün Mount Wilson Rəsədxanasına bir səfər etdi. [31]

Kosmoloji sabiti qaranlıq enerji üçün bir fərziyyə olaraq son onilliklərdə yenidən diqqət çəkdi. [32]

Qırmızı sürüşmə ilə məsafə arasındakı xətti əlaqənin kəşfi, resessional sürət və qırmızı sürüşmə arasındakı ehtimal olunan xətti əlaqəsi ilə birlikdə Hubble qanunu üçün düz bir riyazi ifadə verir:

  • v < displaystyle v>, adətən km / s ilə ifadə olunan resessional sürətdir.
  • H0 Hubble sabitidir və H < displaystyle H> dəyərinə uyğundur (tez-tez Hubble parametri zamandan asılı olan və miqyas faktoru ilə ifadə edilə bilən bir dəyərdir) alt yazı ilə işarələnmiş müşahidə zamanı alınan Friedmann tənliklərində. 0. Bu dəyər, müəyyən bir vaxt üçün kainat boyu eynidir.
  • D < displaystyle D>, verilmiş kosmoloji zamanla təyin olunan 3 boşluqda meqaparsek (Mpc) ilə ölçülən qalaktikadan müşahidəçiyə doğru məsafəsidir (sabit olan məsafəli məsafədən fərqli olaraq zamanla dəyişə bilər). . (Tənəzzül sürəti yalnız v = dD / dt).

Hubble qanunu resessional sürət və məsafə arasındakı təməl bir əlaqə sayılır. Bununla birlikdə, resessional sürət və qırmızı sürüşmə arasındakı əlaqə, qəbul edilmiş kosmoloji modeldən asılıdır və kiçik qırmızı sürüşmələr xaricində qurulmur.

Məsafələr üçün D. Hubble kürəsinin radiusundan daha böyükdür rHS , cisimlər işıq sürətindən daha sürətli bir şəkildə geri çəkilir (Görmək Bunun əhəmiyyətini müzakirə etmək üçün uyğun məsafədən istifadə):

Hubble "sabit" zaman içərisində deyil, yalnız kosmosda bir sabit olduğu üçün Hubble kürəsinin radiusu müxtəlif zaman aralığında artıra və ya azalda bilər. '0' alt yazısı bu gün Hubble sabitinin dəyərini göstərir. [25] Mövcud dəlillər kainatın genişlənməsinin sürətləndiyini göstərir (görmək Sürətlənən kainat), yəni hər hansı bir qalaktika üçün dD / dt tənəzzül sürətinin zamanla qalaktikanın daha böyük məsafələrə doğru irəliləməsi ilə artması deməkdir, Hubble parametrinin əslində zamanla azaldığı düşünülür, yəni olsaydıq bəzilərinə bax sabit D məsafəsi və bir sıra fərqli qalaktikaların bu məsafəni keçməsinə baxın, sonrakı qalaktikalar bu məsafəni əvvəlkilərdən daha kiçik bir sürətlə keçəcək. [34]

Redshift sürəti və resessional sürəti Redaktə edin

Qırmızı sürüşmə, uzaq kvazarlar üçün hidrogen α-xətləri kimi bilinən bir keçidin dalğa uzunluğunu təyin etmək və stasionar bir istinadla müqayisədə fraksiya sürüşməsini tapmaqla ölçülə bilər. Beləliklə, qırmızı sürüşmə eksperimental müşahidə üçün birmənalı bir kəmiyyətdir. Qırmızı sürüşmənin resessional sürətlə əlaqəsi başqa məsələdir. Geniş bir müzakirə üçün Harrison-a baxın. [35]

Redshift sürətini redaktə edin

Qırmızı sürüşmə z tez-tez bir redshift sürət, eyni qırmızı sürüşməni meydana gətirəcək resessional sürətdir əgər buna xətti bir Doppler effekti səbəb oldu (lakin bu belə deyil, çünki sürüşməyə qismən kosmoloji genişlənmə səbəb olur və sürətlər Doppler sürüşməsi üçün nisbi olmayan bir düsturdan istifadə etmək üçün çox böyükdür. ). Bu qırmızı sürət sürəti işıq sürətini asanlıqla aça bilər. [36] Başqa sözlə, qırmızı sürət sürətini təyin etmək vrs, münasibət:

istifadə olunur. [37] [38] Yəni var əsas fərq yoxdur qırmızı sürət sürəti ilə qırmızı sürüşmə arasında: qəti olaraq mütənasibdir və heç bir nəzəri mülahizə ilə əlaqələndirilmir. "Qırmızı sürət sürəti" terminologiyasının arxasındakı motiv, qırmızı sürət sürətinin Fizeau-Doppler deyilən düsturun aşağı sürət sadələşdirilməsindən gələn sürətlə uyğunlaşmasıdır. [39]

Burada, λo, λe müvafiq olaraq müşahidə olunan və yayılmış dalğa uzunluqlarıdır. "Qırmızı sürət sürəti" vrs böyük sürətlərdəki real sürətlə o qədər də sadə əlaqədə deyil və bu terminologiya həqiqi sürət kimi təfsir edildikdə qarışıqlığa səbəb olur. Sonra, qırmızıya sürüşmə və ya qırmızı sürət sürəti ilə resessional sürət arasındakı əlaqə müzakirə olunur. Bu müzakirə Sartoriyə əsaslanır. [40]

Resessional sürət redaktə edin

Güman R (t) adlanır miqyaslı amil kainatın seçimi və kainat seçilən kosmoloji modelindən asılı olaraq genişləndikcə artır. Bunun mənası budur ki, bütün uyğun məsafələr ölçülür D (t) birlikdə hərəkət edən nöqtələr arasında mütənasib olaraq artır R. (Birgə hərəkət edən nöqtələr, məkanın genişlənməsi nəticəsində başqa bir-birinə nisbətən hərəkət etmir.) Başqa sözlə:

harada t0 biraz istinad vaxtıdır. Zamanında bir qalaktikadan işıq yayılırsa te və bizim tərəfimizdən qəbul edildi t0, yerin genişlənməsi və bu qırmızı sürüşmə səbəbindən yenidən dəyişdirilir z sadəcə:

Tutaq ki, qalaktika məsafədədir D.və bu məsafə sürətlə zamanla dəyişir dtD.. Bu tənəzzül sürətinə "tənəzzül sürəti" deyirik vr:

İndi Hubble sabitini belə təyin edirik

və Hubble qanununu kəşf et:

Bu baxımdan, Hubble qanunu (i) məkanın genişlənməsinin təyini etdiyi sürət sürəti ilə (ii) bir obyektə olan məsafə arasındakı qırmızı sürüşmə ilə məsafə arasındakı əlaqə Hubble qanununu müşahidələrlə birləşdirmək üçün istifadə edilən bir qol dirəyidir. Bu qanun redshift ilə əlaqəli ola bilər z təxminən Taylor seriyasını genişləndirərək:

Məsafə çox böyük deyilsə, modelin bütün digər fəsadları kiçik düzəlişlərə çevrilir və vaxt intervalı sadəcə işığın sürətinə bölünən məsafədir:

Bu yanaşmaya görə münasibət cz = vr modeldən asılı olan böyük qırmızı sürüşmələrdə bir əlaqə ilə əvəz ediləcək, aşağı qırmızı sürüşmələrdə etibarlı olan bir təxmindir. Sürət-sürüşmə rəqəminə baxın.

Parametrlərin müşahidə edilməsi

Dəqiq desək, nə də v nə də D. düsturda birbaşa müşahidə olunur, çünki onlar xüsusiyyətlərdir İndi bir qalaktika, halbuki müşahidələrimiz keçmişdə qalaktikaya, hal hazırda gördüyümüz işığın onu tərk etdiyi vaxta aiddir.

Nisbətən yaxınlıqdakı qalaktikalar üçün (qırmızı sürüşmə) z birlikdən çox azdır), vD. çox dəyişməyəcək və v v = z c < displaystyle v = zc> düsturundan istifadə edərək qiymətləndirmək olar c işığın sürətidir. Bu, Hubble tərəfindən tapılmış empirik əlaqəni verir.

Uzaq qalaktikalar üçün v (və ya D.) -dən hesablamaq olmur z necə üçün ətraflı bir model göstərmədən H zamanla dəyişir. Qırmızı sürüşmə işığın başladığı anda durğunluq sürəti ilə birbaşa əlaqəli deyil, ancaq sadə bir şərhə malikdir: (1 + z) foton müşahidəçiyə doğru gedərkən kainatın genişləndiyi amildir.

Genişlənmə sürəti nisbi sürətə nisbətən Düzəliş edin

Məsafələri təyin etmək üçün Hubble qanunundan istifadə edərkən yalnız kainatın genişlənməsi səbəbindən sürət istifadə edilə bilər.Cazibə qüvvəsi ilə qarşılıqlı əlaqədə olan qalaktikalar kainatın genişlənməsindən asılı olmayaraq bir-birlərinə nisbətən hərəkət etdikləri üçün [42] özünəməxsus sürətlər adlanan bu nisbi sürətlərin Hubble qanununun tətbiq edilməsində nəzərə alınması lazımdır.

Tanrının Parmak təsiri bu fenomenin bir nəticəsidir. Qalaktikalar və ya planet sistemimiz kimi cazibə qüvvəsi ilə əlaqəli sistemlərdə məkanın genişlənməsi cazibədar cazibə qüvvəsi ilə müqayisədə çox zəif bir təsirdir.

Hubble parametrinin vaxtdan asılılığı Edit

Ölçüsüz yavaşlama parametrini təyin etmək barədə

Bundan görünür ki, Hubble parametri zamanla azalır, q & lt - 1 < displaystyle q & lt-1> istisna olmaqla, ikincisi yalnız kainat nəzəri cəhətdən bir qədər inanılmaz hesab edilən fantom enerjisi içərisində ola bilər.

İdeallaşdırılmış Hubble qanunu Düzenle

Formal şəkildə genişlənən bir kainat üçün idealizə olunmuş Hubble qanununun riyazi çıxarışı, metrik məkan kimi qəbul edilən, tamamilə homojen və izotrop olan 3 ölçülü Kartezyen / Nyuton koordinat məkanındakı həndəsə nəzəriyyəsidir. və ya istiqamət). Sadəcə olaraq teorem belə ifadə edildi:

Başlanğıcdan uzaqlaşan hər biri düz xətlər boyunca və sürət mənşəyə məsafəyə mütənasib olaraq bir-birindən ayrı məsafələrə nisbətli bir sürətlə uzaqlaşacaq.

Əslində bu Kartezyen olmayan boşluqlar lokal olaraq homojen və izotrop olduğu müddətdə, xüsusən də tez-tez kosmoloji modelləri olaraq qəbul edilən mənfi və müsbət əyri boşluqlara aiddir (baxın, kainatın forması).

Bu teoremdən irəli gələn bir müşahidə budur ki, cisimlərin Yer üzündə bizdən geri çəkilməsini görmək, Yerin genişlənmənin baş verdiyi bir mərkəzə yaxın olduğunun göstəricisi deyil, əksinə hər genişlənən bir kainatda müşahidəçi onlardan geri çəkilən cisimləri görəcəkdir.

Kainatın son taleyi və yaşı Düzenle

Hubble parametresinin dəyəri zamanla dəyişir, q < displaystyle q> deyilən yavaşlama parametri dəyərindən asılı olaraq artar və ya azalır.

Yavaşlama parametri sıfıra bərabər olan bir kainatda belə çıxır H = 1/t, harada t Böyük Partlayışdan bəri vaxtdır. Sıfır olmayan, zamana bağlı bir q < displaystyle q> dəyəri Friedmann tənliklərinin indiki andan etibarən üfüq ölçüsünün sıfır olduğu zamana qədər inteqrasiyasını tələb edir.

Çoxdan düşünülmüşdü q genişlənmənin cazibə qüvvəsi səbəbindən yavaşladığını ifadə edən müsbət idi. Bu, kainatın 1/1-dən az yaşını nəzərdə tutur.H (təxminən 14 milyard ildir). Məsələn, üçün bir dəyər q 1/2 (bir vaxtlar əksər nəzəriyyəçilər tərəfindən bəyənilmişdir) kainatın yaşını 2 / (3) olaraq verərdiH). 1998-ci ildəki kəşf q zahirən mənfi kainatın 1 / -dən daha yaşlı ola biləcəyi deməkdirH. Ancaq kainatın yaşı təxminləri 1/1-ə çox yaxındırH.

Olbers 'paradoksunu düzəldin

Hubble qanununun Big Bang təfsiri ilə xülasə edildiyi məkanın genişlənməsi, Olbers paradoksu olaraq bilinən köhnə tapmaca ilə əlaqədardır: Əgər kainat böyüklüyü sonsuz, statik və ulduzların bərabər paylanması ilə doldurulmuşdusa səma bir ulduzda bitəcəkdi və səma bir ulduzun səthi qədər parlaq olardı. Bununla birlikdə, gecə səması böyük dərəcədə qaranlıqdır. [43] [44]

17-ci əsrdən bəri, astronomlar və digər mütəfəkkirlər bu paradoksu həll etmək üçün bir çox mümkün yol təklif etdilər, lakin hazırda qəbul edilmiş qərar qismən Big Bang nəzəriyyəsindən, qismən Hubble genişlənməsindən asılıdır: Sonlu miqdarda mövcud olan bir kainatda zaman, yalnız sonlu sayda ulduzun işığı bizə çatmaq üçün kifayət qədər vaxt tapmışdır və paradoks həll edilmişdir. Əlavə olaraq, genişlənən bir kainatda uzaq cisimlər bizdən geri çəkilir ki, bu da onlardan çıxan işığın gördüyümüz vaxt yenidən dəyişdirilərək parlaqlıqda azalmasına səbəb olur. [43] [44]

Ölçüsüz Hubble sabitini düzəldin

Hubble sabit ilə işləmək əvəzinə ümumi bir tətbiq ölçüsüz Hubble sabit, ümumiyyətlə hvə Hubble sabitini yazmaq H0 kimi h × 100 km s −1 Mpc −1, həqiqi dəyərinin bütün nisbi qeyri-müəyyənliyi H0 daha sonra düşmə h. [45] Ölçüsüz Hubble sabiti tez-tez qırmızı sürüşmədən hesablanan məsafələr verilərkən istifadə olunur z düsturdan istifadə etmək dc / H0 × z . Bəri H0 dəqiq məlum deyil, məsafə belə ifadə olunur:

Başqa sözlə, biri 2998 × z hesablayır və biri vahidləri Mpc h - 1 < displaystyle < text> h ^ <-1>> və ya h - 1 Mpc. < displaystyle h ^ <-1> < text >.>

Bəzən 100-dən başqa bir istinad dəyəri seçilə bilər, bu halda alt yazı təqdim olunur h qarışıqlığın qarşısını almaq üçün məs. h70 h 0 = 70 h 70 < displaystyle H_ <0> = 70 , h_ <70>> km s −1 Mpc −1 bildirir ki, h 70 = h / 0.7 < displaystyle h_ <70> = h / 0.7 >.

Bunu Hubble sabitinin ümumiyyətlə Planck vahidləri ilə ifadə olunan, vurma yolu ilə alınan ölçüsüz dəyəri ilə qarışdırmaq olmaz. H0 1.75 × 10 -63 (parsec və. təriflərindən tP) məsələn H0= 70, Planck vahid versiyası 1.2 × 10 −61 alınır.

Hubble sabitinin dəyəri uzaq qalaktikaların sürüşməsini ölçmək və sonra Hubble qanunundan başqa bir başqa üsulla onlara olan məsafələri təyin etməklə qiymətləndirilir. Bu yanaşma, qeyri-səmavi obyektlərə olan məsafələri ölçmək üçün kosmik məsafə nərdivanının bir hissəsini təşkil edir. Bu məsafələri təyin etmək üçün istifadə edilən fiziki fərziyyələrdəki qeyri-müəyyənliklər, Hubble sabitinin müxtəlif təxminlərinə səbəb olmuşdur. [2]

Astronom Walter Baade-nin müşahidələri onu ulduzlar üçün fərqli "populyasiyalar" ı təyin etməyə gətirib çıxardı (Əhali I və Əhali II). Eyni müşahidələr onu Cepheid dəyişkən ulduzlarının iki növü olduğunu kəşf etməyə vadar etdi. Bu kəşfdən istifadə edərək 1929-cu ildə Hubble tərəfindən edilən əvvəlki hesablamanı iki qat artıraraq məlum kainatın ölçüsünü yenidən hesabladı. [47] [48] [49] Bu tapıntıyı 1952-ci ildə Romada Beynəlxalq Astronomiya Birliyinin toplantısında böyük bir heyrətə gətirdiyini bildirdi.

2018-ci ilin oktyabr ayında elm adamları cazibə dalğa hadisələrindən (xüsusən də neytron ulduzlarının birləşməsi ilə əlaqəli olanlar) istifadə edərək yeni bir üçüncü yol təqdim etdilər (biri əvvəlki sürüşmələrə, digəri kosmik məsafə nərdivanına əsaslanan iki əvvəlki metod, razılaşmayan nəticələr verdi). , GW170817 kimi), Hubble sabitinin təyin edilməsi. [50] [51]

2019-cu ilin iyul ayında astronomlar, Hubble sabitinin təyin edilməsi və əvvəlki metodların uyğunsuzluğunun aradan qaldırılması üçün GW170817 hadisəsinin neytron ulduz birləşməsinin aşkarlanmasının ardından cüt neytron ulduzlarının birləşməsinə əsasən yeni bir metod təklif edildiyini bildirdilər. qaranlıq sirena kimi tanınır. [52] [53] Onların Hubble sabitini ölçməsi 73.3 +5.3-dir
.05.0 (km / s) / Mpc. [54]

2019-cu ilin iyul ayında astronomlar Hubble Kosmik Teleskopundan alınan məlumatlardan və qırmızı nəhəng budaq (TRGB) məsafəsi göstəricisinin ucundan istifadə edərək hesablanan qırmızı nəhəng ulduzlara olan məsafələrə əsaslanan başqa bir yeni metod haqqında məlumat verdilər. Onların Hubble sabitinin ölçüsü 69.8 +1.9 təşkil edir
−1.9 (km / s) / Mpc. [55] [56] [57]

Əvvəlki ölçmə və müzakirə yanaşmaları Düzenle

20-ci əsrin ikinci yarısının əksəriyyəti üçün H 0 < displaystyle H_ <0>> dəyərinin 50-90 (km / s) / Mpc arasında olduğu təxmin edildi.

Hubble sabitinin dəyəri, dəyəri 100 civarında olduğunu iddia edən Jerar de Vaucouleurs ilə dəyəri 50-yə yaxın olduğunu iddia edən Allan Sandage arasında uzun və olduqca acı bir mübahisənin mövzusu oldu. [58] 1996-cı ildə bir mübahisənin moderatoru oldu. Sidney van den Bergh və Gustav Tammann arasındakı John Bahcall tərəfindən bu iki rəqib dəyər üzərində əvvəlki Shapley-Curtis mübahisəsinə oxşar şəkildə keçirildi.

Qiymətləndirmələrdəki bu əvvəlki geniş fərq 1990-cı illərin sonunda kainatın ΛCDM modelinin tətbiqi ilə qismən həll edilmişdir. Sunyaev-Zel'dovich effektindən istifadə edərək rentgen və mikrodalğalı dalğa boylarında yüksək qırmızı sürüşmə qruplarının ΛCDM modeli müşahidələri ilə kosmik mikrodalğalı fon şüalanmasında anizotropların ölçülməsi və optik tədqiqatlar hamısı sabit üçün 70 civarında bir dəyər verdi. [ alıntıya ehtiyac var ]

Planck missiyasından 2018-ci ildə nəşr olunan daha yaxın ölçmələr 67.66 ± 0.42 dəyərindən daha aşağı bir göstəricidir, baxmayaraq ki, daha yaxın zamanda, 2019-cu ilin mart ayında, Hubble Kosmik Teleskopunu əhatə edən təkmilləşdirilmiş bir prosedurdan istifadə edərək daha yüksək bir dəyər 74.03 ± 1.42 olaraq təyin olundu. [59] İki ölçü 4.4σ səviyyəsində, ehtimal olunan bir şans səviyyəsindən kənara çıxdı. [60] Bu fikir ayrılığının həlli davamlı bir araşdırma sahəsidir. [61]

Bir çox son və daha yaşlı ölçmələr üçün aşağıdakı ölçmə cədvəlinə baxın.

Genişlənmənin sürətlənməsi Düzenle

1998-ci ildə Tip Ia supernovaların mənfi olduğu təyin olunan standart şam müşahidələrindən ölçülən q < displaystyle q> üçün bir dəyər, bir çox astronomu kainatın genişlənməsinin hazırda "sürətləndiyi" ilə təəccübləndirdi [62] Hubble faktoru hələ də zamanla azalır, yuxarıda Şərh hissəsində qeyd olunduğu kimi qaranlıq enerji və ΛCDM modeli).

Maddə hakim kainat (kosmoloji sabit ilə) Düzenle

Maddə və qaranlıq enerjinin hakim olduğu kainat Düzenle

Kainat həm maddəyə, həm də qaranlıq enerjiyə üstünlük verirsə, Hubble parametri üçün yuxarıdakı tənlik də qaranlıq enerjinin vəziyyəti tənliyinin bir funksiyası olacaqdır. İndi isə:

Əgər w sabitdir, onda

Qaranlıq enerjinin daimi bir w bərabərliyi yoxdursa, o zaman

Digər maddələr bu yaxınlarda hazırlanmışdır. [64] [65] [66]

Hubble vaxtı redaktə edin

Bu, kainatın təxminən 13,8 milyard il yaşından bir qədər fərqlidir. Hubble vaxtı, genişlənmə xətti olsaydı yaşadığı dövrdür və kainatın gerçək yaşından fərqlidir, çünki genişlənmə xətti deyil, bunların kütlə-enerji məzmununa bağlı ölçüsüz bir amil ilə əlaqələndirilir. standart ΛCDM modelində 0.96 civarında olan kainat.

Hal-hazırda vakum enerjisinin artan üstünlüyü səbəbindən kainatın genişlənməsinin eksponent olduğu bir dövrə yaxınlaşırıq. Bu rejimdə Hubble parametri sabitdir və kainat bir dəfə artır e hər Hubble vaxtı:

Eynilə, 2.27 Es −1-in ümumiyyətlə qəbul edilmiş dəyəri (mövcud sürətlə) kainatın bir saniyədə e 2.27 < displaystyle e ^ <2.27 >> faktoru ilə böyüməsi deməkdir.

Uzun müddət ərzində dinamiklər yuxarıda izah edildiyi kimi ümumi nisbilik, qaranlıq enerji, inflyasiya və s. İlə mürəkkəbləşir.

Hubble uzunluğu Redaktə edin

Hubble həcmi Düzəliş et

Hubble sabitini təyin etmək üçün birdən çox metoddan istifadə edilmişdir. Kalibr olunmuş məsafə nərdivanı texnikalarını istifadə edən "Gec kainat" ölçüləri təxminən 73 km / s / Mpc dəyərinə yaxınlaşdı. 2000-ci ildən bəri kosmik mikrodalğalı fon ölçmələrinə əsaslanan "erkən kainat" üsulları mövcud oldu və bunlar 67.7 km / s / Mpc yaxınlığında bir qiymətlə razılaşdı. (Bu, ilk kainatdan bəri genişlənmə nisbətindəki dəyişikliyi hesablayır, belə ki, ilk rəqəmlə müqayisə etmək olar.) Texnika inkişaf etdikcə təxmin edilən ölçmə qeyri-müəyyənliyi azaldı, lakin ölçülən dəyərlər aralığı o nöqtəyə qədər azalmadı. fikir ayrılığı indi statistik baxımdan əhəmiyyətlidir. Bu uyğunsuzluğa Hubble gərginliyi. [68] [69] [70]

2020-ci ildən etibarən [yeniləmə] uyğunsuzluğun səbəbi aydın deyil. 2019-cu ilin aprelində astronomlar, Hubble sabit dəyərlərindəki fərqli ölçmə metodları arasında daha çox uyğunsuzluqlar olduğunu bildirdi və ehtimal ki, hazırda yaxşı başa düşülməmiş yeni bir fizika aləminin mövcudluğuna işarə etdi. [60] [71] [72] [73] [74] 2019-cu ilin Noyabr ayına qədər bu gərginlik o qədər böyüdü ki, Cozef İpək kimi bəzi fiziklər, müşahidə olunan xüsusiyyətlər olaraq, bunu "kosmologiya üçün mümkün böhran" adlandırdılar. kainatın qarşılıqlı uyğunsuz olduğu görünür. [75] 2020-ci ilin fevral ayında Megamaser Cosmology Project məsafə pilləkən nəticələrini təsdiqləyən və kainatın ilk nəticələrindən% 95 statistik əhəmiyyət səviyyəsində fərqlənən müstəqil nəticələr yayımladı. [76] 2020-ci ilin iyul ayında Atacama Kosmoloji Teleskopu tərəfindən kosmik fon radiasiyasının ölçülməsi Kainatın hazırda müşahidə olunandan daha yavaş genişlənəcəyini proqnozlaşdırır. [77]


İşıq dalğalarında dopler təsiri

Doppler səs dalğalarındakı təsirin işıq dalğaları ilə də baş verəcəyini proqnozlaşdırırdı. Səs və işıq dalğalarla ötürüldüyündən bu mübahisənin mənası var. Lakin Dopplerin proqnozunu eksperimental olaraq yoxlamaq üçün bir yolu yox idi. Doppler effektləri işıqda əslində 1860-cı illərin sonlarına qədər müşahidə olunmurdu.

Səsdə Doppler effekti bir səsin yüksəkliyindəki fərq olaraq müşahidə olunur. İşıqda, tezlik fərqləri rəng fərqləri kimi görünür. Məsələn, qırmızı işıq təxminən 5 & # x00D7 10 14 hertz yaşıl işığın, 6 & # x00D7 10 14 herts və mavi işığın, 7 & # x00D7 10 14 hert tezliklidir.

Tutaq ki, bir alim çox saf bir yaşıl işıq istehsal edən bir lampaya baxır. Sonra təsəvvür edin ki, lampa müşahidəçidən sürətlə uzaqlaşmağa başlayır. Doppler effekti işığın tezliyinin azalacağını bildirir. Saf bir yaşıl rəng kimi görünmək əvəzinə, spektrin qırmızı ucuna doğru daha çox meyl göstərəcəkdir. Lampa müşahidəçidən nə qədər tez uzaqlaşsa, əvvəlcə sarı, sonra narıncı, daha sonra qırmızı kimi görünəcəkdir. Çox yüksək sürətlərdə lampadan gələn işıq artıq heç yaşıl görünməyəcək, əksinə qırmızıya çevriləcək.


Hubble qanunu

IHubble qanunu, Hubble-Lemaître qanunu olaraq da bilinir [1], fiziki kosmologiyada qalaktikaların məsafələri ilə mütənasib sürətlərdə Yerdən uzaqlaşdıqlarını müşahidə edir. Başqa sözlə, nə qədər uzaqlaşsalar, Yerdən uzaqlaşırlar. Qalaktikaların sürəti, onların sürüşməsi, yayılan işığın spektrin qırmızı ucuna doğru dəyişməsi ilə müəyyən edilmişdir.

Hubble qanunu, kainatın genişlənməsi üçün ilk müşahidə əsası olaraq qəbul edilir və bu gün Big Bang modelinin dəstəklənməsi üçün ən çox istinad edilən dəlillərdən biri kimi xidmət edir. [2] [3] Yalnız bu genişlənmə sayəsində astronomik cisimlərin hərəkəti Hubble axını olaraq bilinir. [4] Tez-tez v = H0D tənliyi ilə ifadə edilir, H0 ilə bərabər məsafədən fərqli olaraq zamanla dəyişə bilən qalaktikaya & quotproper məsafəsi & quot D arasında mütənasiblik sabitliyi - Hubble sabit - və ayrılma sürəti v, yəni kosmoloji zaman koordinatına uyğun məsafənin törəməsi. (Bu 'sürət' tərifinin incəliklərini müzakirə etmək üçün uyğun məsafənin istifadəsinə baxın.)

Hubble sabitinə ən çox istinad edilən (km / s) / Mpc, beləliklə 1 megaparsec (3,09 × 1019 km) uzaqlıqdakı bir qalaktikanın km / s sürətini verir və dəyəri təxminən 70 (km / s) / Mpc-dir. Bununla birlikdə, H0-un SI vahidi sadəcə s − 1-dir və H0-ın qarşılıqlı olması üçün SI vahidi sadəcə ikincidir. H0-nin qarşılıqlı əlaqəsi Hubble vaxtı olaraq bilinir. Hubble sabitini nisbi genişlənmə dərəcəsi kimi də təfsir etmək olar. Bu formada H0 = 7% / Gyr, yəni mövcud genişlənmə sürətində əlaqəsiz bir quruluşun% 7 böyüməsi üçün bir milyard il lazımdır.

Geniş şəkildə Edwin Hubble aid edildiyi halda, [5] [6] [7] kainatın hesablana bilən bir sürətlə genişlənməsi anlayışı ilk dəfə 1922-ci ildə Alexander Friedmann tərəfindən ümumi nisbi tənliklərdən irəli gəldi. Friedmann, kainatın genişlənə biləcəyini göstərən və bu vəziyyətdə genişlənmə sürətini təqdim edən, indi Friedmann tənlikləri olaraq bilinən bir sıra tənliklər yayımladı. [8] Sonra Georges Lemaître, 1927-ci ildə yazdığı bir məqalədə, kainatın genişlənə biləcəyini müstəqil olaraq ortaya qoydu, uzaq cisimlərin tənəzzül sürəti ilə məsafəsi arasındakı mütənasibliyi müşahidə etdi və bu sabitin mütənasiblik sabitliyi üçün təxmini dəyəri təklif etdi, Edwin Hubble kosmik genişlənmənin mövcudluğu və bunun üçün iki il sonra daha dəqiq bir dəyər təyin etməsi ilə Hubble sabiti adı ilə tanınmağa başladı. [2] [9] [10] [11] [12] Hubble, cismlərin tənəzzül sürətini qırmızı sürüşmələrindən çıxardı, bunların çoxu əvvəllər 1917-ci ildə Vesto Slipher tərəfindən ölçüldü və sürətlə əlaqələndirildi. [13] [14] [15] Hubble sabiti (H_ <0> ) zamanın istənilən anında sürət-məsafə məkanında təqribən sabit olsa da, Hubble sabitinin cari dəyəri olan Hubble parametri H zamanla dəyişir, buna görə də müddət sabit bəzən bir qədər səhv ad kimi qəbul edilir. [16] [17]

Kəşf
Hubble sabitinə üç addım [18]

Hubble müşahidələrini aparmadan on il əvvəl bir sıra fizik və riyaziyyatçılar Einşteynin ümumi nisbi tənliklərindən istifadə edərək genişlənən bir kainatın ardıcıl nəzəriyyəsini yaratdılar. Kainatın təbiətinə ən ümumi prinsipləri tətbiq etmək, o zaman yayılmış statik bir kainat anlayışı ilə ziddiyyət təşkil edən dinamik bir həll verdi.
Sliferin müşahidələri

1912-ci ildə Vesto Slipher, & quotspiral dumanlığın & quot; (spiral qalaktikalar üçün köhnəlmiş termin) ilk Doppler növbəsini ölçdü və tezliklə bu dumanlıqların demək olar ki hamısının Yerdən geri çəkildiyini kəşf etdi. O, bu həqiqətin kosmoloji təsirlərini qavramadı və həqiqətən o dövrdə bu dumanlıqların Samanyolu xaricində & quotisland kainatı & quot; olub olmadığı olduqca mübahisəli idi. [19] [20]
FLRW tənlikləri

1922-ci ildə Alexander Friedmann, Friedmann tənliklərini Einstein'ın sahə tənliklərindən çıxardı və kainatın tənliklərlə hesablana bilən bir sürətlə genişlənə biləcəyini göstərdi. [21] Fridmanın istifadə etdiyi parametr günümüzdə miqyas faktoru kimi tanınır və Hubble qanununun mütənasiblik sabitinin miqyaslı dəyişməz forması kimi qəbul edilə bilər. Georges Lemaître, aşağıdakı hissədə müzakirə olunan 1927-ci il sənədində müstəqil olaraq oxşar bir həll tapdı. Friedmann tənlikləri, homojen və izotropik bir kainat üçün metrikin müəyyən bir sıxlığa və təzyiqə sahib bir maye üçün Eynşteynin sahə tənliklərinə daxil edilməsi ilə əldə edilir. Genişlənən bir fəza ideyası, nəticədə Böyük Partlayışa və Sabit Dövlət kosmologiyası nəzəriyyələrinə səbəb olacaqdır.
Lemaître tənliyi

1927-ci ildə, Hubble'ın öz məqaləsini yayımlamasından iki il əvvəl, Belçika keşişi və astronomu Georges Lemaître, indi Hubble qanunu olaraq bilinən araşdırmanı yayımlayan ilk şəxs idi. Kanadalı astronom Sidney van den Bergh, 1927-ci ildə Lemaître tərəfindən kainatın genişlənməsini kəşf etdiyinə görə az təsirli bir jurnalda Fransız dilində nəşr olundu. Bu məqalənin 1931-ci il tarixli yüksək təsirli İngilis dilində tərcüməsində, indi Hubble sabiti olaraq bilinənə istinad edilmədən kritik bir tənlik dəyişdirildi. & Quot [22] Artıq tərcümə olunmuş kağızdakı dəyişikliklərin Lemaître tərəfindən həyata keçirildiyi məlumdur. özü. [10] [23]
Kainatın şəkli

Müasir kosmologiyanın yaranmasından əvvəl, kainatın ölçüsü və forması haqqında xeyli söhbətlər olmuşdu. 1920-ci ildə bu mövzuda Harlow Shapley və Heber D. Curtis arasında Shapley-Curtis mübahisəsi baş verdi. Şapley Samanyolu qalaktikasının böyüklüyündə kiçik bir kainat, Curtis isə kainatın daha böyük olduğunu iddia etdi. Önümüzdəki on ildə Hubble'ın inkişaf etdirdiyi müşahidələrlə problem həll edildi.
Samanyolu xaricindəki sefid dəyişkən ulduzları

Edwin Hubble, peşəkar astronomik müşahidə işlərinin əksəriyyətini o dövrdə dünyanın ən güclü teleskopunun yerləşdiyi Mount Wilson Rəsədxanasında etdi. Cepheid dəyişkən ulduzlarını “spiral dumanlıqlarda” apardığı müşahidələr ona bu cisimlərə olan məsafələri hesablamağa imkan verdi. Təəccüblüdür ki, bu cisimlərin Samanyolu kənarında yerləşdirdiyi məsafələrdə olduğu aşkar edildi. Onlara dumanlıq deyilməyə davam edildi və qalaktikalar termini onu tədricən əvəz etdi.
Qırmızı sürüşmələri məsafə ölçmələri ilə birləşdirmək
Redshift sürətlərinin Hubble qanununa uyğunlaşması. [24] Hubble sabitinin müxtəlif təxminləri mövcuddur. HST Açar H0 Qrupu, H0 = 71 ± 2 (statistik) ± 6 (sistematik) km s − 1Mpc − 1, [25] olduğunu tapmaq üçün 0,01 ilə 0,1 arasında dəyişmələr üçün tip Ia supernovaları quraşdırdı, Sandage və digərləri. tap H0 = 62.3 ± 1.3 (statistik) ± 5 (sistematik) km s − 1Mpc − 1. [26]

Hubble qanununda görünən parametrlər, sürətlər və məsafələr birbaşa ölçülmür. Əslində, məsafəsi və radiasiya spektrinin z = sh / λ haqqında məlumat verən bir supernova parlaqlığını təyin edirik. Hubble parlaqlıq və z parametri ilə əlaqəli idi.

Galaktika məsafələrini ölçmələrini Vesto Slipher və Milton Humasonun qalaktikalarla əlaqəli qırmızı sürüşmələr ölçüləri ilə birləşdirərək Hubble bir cismin qırmızı sürüşməsi ilə məsafəsi arasında kobud bir nisbət tapdı. Hələ də xeyli səpələnmə olmasına baxmayaraq (indi özünəməxsus sürətlərin səbəb olduğu bilinir - 'Hubble axını'), tənəzzül sürətinin lokal özünəməxsus sürətlərdən daha böyük olduğuna dair kosmos bölgəsinə istinad etmək üçün istifadə olunur). tədqiq etdiyi 46 qalaktikadan trend xətti və Hubble sabitinin 500 km / s / Mpc üçün bir dəyər əldə etdi (məsafə kalibrasyonlarındakı səhvlər səbəbiylə qəbul edilən dəyərdən çox daha çox məlumat üçün kosmik məsafə nərdivanına baxın).

Hubble qanununun kəşf edildiyi və inkişaf etdiyi dövrdə qırmızıya keçid fenomenini xüsusi nisbi nisbətdə bir Doppler sürüşməsi kimi izah etmək və qırmızı sürüşmə z ilə sürət əlaqələndirmək üçün Doppler düsturundan istifadə etmək məqbul idi. Bu gün ümumi nisbilik kontekstində uzaq cisimlər arasındakı sürət istifadə olunan koordinatların seçimindən asılıdır və bu səbəbdən qırmızıya bərabər şəkildə Doppler sürüşməsi və ya genişlənən məkan səbəbiylə bir kosmoloji keçid (və ya cazibə) kimi təsvir edilə bilər. ikisinin birləşməsi. [27]
Hubble diaqramı

Hubble qanunu, bir cismin sürətinin (qırmızıya doğru sürüşmə ilə mütənasib olaraq götürüldüyü) müşahidəçidən uzaqlığına görə qurulduğu bir & quotHubble diaqramında & quot; asanlıqla təsvir edilə bilər. [28] Bu diaqramdakı müsbət yamacın düz xətti Hubble qanununun əyani təsviridir.
Kosmoloji daimi tərk edilmişdir
Əsas məqalə: Kosmoloji sabit

Hubble'ın kəşfi yayımlandıqdan sonra Albert Einstein, kainatın doğru vəziyyəti olduğunu düşündüyü statik bir həll istehsal etməsinə imkan vermək üçün ümumi nisbi tənliklərini dəyişdirmək üçün hazırladığı kosmoloji sabitindəki işini tərk etdi. Einşteyn tənlikləri ən sadə formalarındakı modeldə ümumiyyətlə ya genişlənən və ya daralan bir kainatdır, buna görə də Einşteynin kosmoloji sabitliyi, mükəmməl statik və düz bir kainat əldə etmək üçün genişlənmə və ya daralmaya qarşı süni şəkildə yaradılmışdır. [29] Hubble'ın kainatın əslində genişləndiyini kəşf etməsindən sonra Einstein, kainatın statik olduğuna dair səhv fərziyyəsini onun & quot; ən böyük səhvi & quot; adlandırdı. [29] Ümumi nisbətlilik kainatın genişlənməsini öz-özlüyündə proqnozlaşdıra bilər ki, bu da (işığın böyük kütlələr tərəfindən bükülməsi və ya Merkuri orbitinin prekisiyası kimi müşahidələr yolu ilə) təcrübə yolu ilə müşahidə oluna bilər və müəyyən həll yollarını istifadə edərək nəzəri hesablamaları ilə müqayisə olunur əvvəlcə formalaşdırdığı tənliklərdən.

1931-ci ildə, Einstein, Hubble'ya müasir kosmologiya üçün müşahidə zəmini yaratdığına görə təşəkkür etmək üçün Mount Wilson Rəsədxanasına bir səfər etdi. [30]

Kosmoloji sabiti son onilliklərdə qaranlıq enerji üçün bir fərziyyə olaraq yenidən diqqət çəkdi. [31]

Təfsir
Sadə xətti münasibət v = cz ümumi nisbi ilə əlaqəli nəzəriyyələrdən mümkün olan müxtəlif fiqurlar və xüsusi nisbiliyə uyğun olaraq işığa nisbətən sürətə daha sürətli icazə verməyən bir əyri də daxil olmaqla mümkün sürətə və sürüşmə funksiyalarına qarşı bir sıra. Bütün əyrilər aşağı qırmızı sürüşmələrdə xətti olur. Davis və Lineweaver-ə baxın. [32]

Qırmızı sürüşmə ilə məsafə arasındakı xətti əlaqənin kəşfi, resessional sürət və qırmızı sürüşmə arasındakı ehtimal olunan xətti əlaqəsi ilə birlikdə Hubble qanunu üçün düz bir riyazi ifadə verir:

v, adətən km / s ilə ifadə olunan resessional sürətdir.
H0, Hubble sabitidir və müşahidə zamanı alınan Friedmann tənliklərində H (tez-tez zamandan asılı olan və miqyas faktoru ilə ifadə edilə bilən bir dəyər olan Hubble parametri adlandırılır) dəyərinə uyğundur. alt yazı 0. Bu dəyər, müəyyən bir uyğunlaşma vaxtı üçün kainat boyunca eynidır.
D, verilmiş kosmoloji zamanla təyin olunan 3 boşluqda meqaparsek (Mpc) ilə ölçülən qalaktikadan müşahidəçiyə doğru məsafəsidir (sabit olan komov məsafədən fərqli olaraq zamanla dəyişə bilər). (Tənəzzül sürəti yalnız v = dD / dt).

Hubble qanunu resessional sürət və məsafə arasındakı təməl bir əlaqə sayılır. Bununla birlikdə, resessional sürət və qırmızı sürüşmə arasındakı əlaqə, qəbul edilmiş kosmoloji modeldən asılıdır və kiçik qırmızı sürüşmələr xaricində qurulmur.

Hubble kürəsinin rHS radiusundan daha böyük D məsafələr üçün cisimlər işığın sürətindən daha sürətli bir şəkildə geri çəkilir (Bunun əhəmiyyətini müzakirə etmək üçün baxın uyğun məsafədən istifadə).

Hubble & quotconstant & quot zaman içində deyil, yalnız kosmosda bir sabit olduğu üçün Hubble kürəsinin radiusu müxtəlif zaman aralığında artıra və ya azalda bilər. '0' alt yazısı bu gün Hubble sabitinin dəyərini göstərir. [24] Mövcud dəlillər kainatın genişlənməsinin sürətləndiyini göstərir (bax: sürətlənən kainat), yəni hər hansı bir qalaktika üçün qalaktikanın daha da böyük məsafələrə doğru irəliləməsi ilə tənəzzül sürəti dD / dt zamanla artmaqdadır, Hubble parametri əslində zamanla azaldığını düşünürdük, yəni müəyyən bir D məsafəsinə baxsaq və bu məsafəni bir sıra fərqli qalaktikaların keçməsinə baxsaq, sonrakı qalaktikalar bu məsafəni əvvəlkilərdən daha kiçik bir sürətlə keçəcəklər. [33]
Redshift sürəti və resessional sürəti

Qırmızı sürüşmə, uzaq kvazarlar üçün hidrogen α-xətləri kimi bilinən bir keçidin dalğa uzunluğunu təyin etmək və stasionar bir istinadla müqayisədə fraksiya sürüşməsini tapmaqla ölçülə bilər. Beləliklə, qırmızı sürüşmə eksperimental müşahidə üçün birmənalı bir kəmiyyətdir. Qırmızı sürüşmənin resessional sürətlə əlaqəsi başqa məsələdir. Geniş bir müzakirə üçün Harrison'a baxın. [34]
Redshift sürəti

Qırmızı sürüşmə z tez-tez qırmızı sürət sürəti kimi təsvir olunur ki, bu da xətti Doppler effekti ilə meydana gəlsəydi eyni qırmızı sürüşməni əmələ gətirəcək resessional sürətdir (lakin bu belə deyil, çünki sürüşməyə qismən səbəb olur məkanın kosmoloji genişlənməsi və sürətlərin Doppler sürüşməsi üçün nisbi olmayan bir düsturdan istifadə etmək üçün çox böyük olduğu üçün). Bu sürüşmə sürəti işıq sürətini asanlıqla aça bilər. [35] Başqa sözlə, qırmızı sürət vrs-i müəyyən etmək üçün bu əlaqə:

istifadə olunur. [36] [37] Yəni qırmızı sürət sürəti ilə qırmızı sürüşmə arasında heç bir əsas fərq yoxdur: onlar qəti dərəcədə mütənasibdir və heç bir nəzəri mülahizə ilə əlaqələndirilmir. & Quotredshift sürət & quot terminologiyasının arxasındakı motiv, qırmızı sürət sürətinin Fizeau-Doppler deyilən düsturun aşağı sürət sadələşdirilməsindən gələn sürətlə uyğunlaşmasıdır. [38]

Burada, sırasıyla ,o, λe müşahidə olunan və buraxılan dalğa uzunluqlarıdır. & Quotredshift sürət & quot vrs daha böyük sürətlərdə həqiqi sürətlə o qədər də asan əlaqədə deyil və bu terminologiya həqiqi sürət kimi təfsir edildikdə qarışıqlığa səbəb olur. Sonra, qırmızıya sürüşmə və ya qırmızı sürət sürəti ilə resessional sürət arasındakı əlaqə müzakirə olunur. Bu müzakirə Sartoriyə əsaslanır. [39]
Resessional sürət

Tutaq ki, R (t) kainatın miqyas amili adlanır və kainat seçilən kosmoloji modeldən asılı olaraq genişləndikcə artar. Mənası, birlikdə hərəkət edən nöqtələr arasındakı ölçülən bütün uyğun məsafələrin D (t) ilə R nisbətində artmasıdır. (Birgə hərəkət edən nöqtələr, məkanın genişlənməsi nəticəsində başqa bir-birinə nisbətən hərəkət etmir.) Başqa sözlə:

burada t0 biraz istinad vaxtıdır. Te zamanında bir qalaktikadan işıq yayılırsa və t0-da bizim tərəfimizdən qəbul edilirsə, yerin genişlənməsi səbəbindən yenidən dəyişdirilir və bu qırmızı sürüşmə z sadəcə:

Tutaq ki, qalaktika D məsafəsindədir və bu məsafə dtD sürətlə zamanla dəyişir. Bu tənəzzül sürətinə & quotrecess speed & quot;

İndi Hubble sabitini belə təyin edirik

və Hubble qanununu kəşf et:

Bu baxımdan, Hubble qanunu, (i) məkanın genişlənməsinin təsir etdiyi tənəzzül sürəti ilə (ii) bir obyektə olan məsafə arasındakı qırmızı sürüşmə ilə məsafə arasındakı əlaqə Hubble qanununu müşahidələrlə birləşdirmək üçün istifadə edilən bir qol dirəyidir. Bu qanun, Taylor seriyasını genişləndirərək təxminən redshift z ilə əlaqələndirilə bilər:

Məsafə çox böyük deyilsə, modelin bütün digər fəsadları kiçik düzəlişlərə çevrilir və vaxt intervalı sadəcə işığın sürətinə bölünən məsafədir:

Bu yanaşmaya görə cz = vr nisbəti, aşağı qırmızı sürüşmələrdə etibarlı olan bir yaxınlaşmadır, əvəzinə iri qırmızı sürüşmələrdə modeldən asılı olan bir əlaqə ilə əvəzlənəcəkdir. Sürət-sürüşmə rəqəminə baxın.
Parametrlərin müşahidə edilməsi

Qəti şəkildə düsturda nə v, nə də D birbaşa müşahidə edilə bilməz, çünki onlar indi bir qalaktikanın xassələridir, halbuki müşahidələrimiz keçmişdə qalaktikaya, hazırda gördüyümüz işığın onu tərk etdiyi vaxta aiddir.

Nisbətən yaxın qalaktikalar üçün (redshift z birlikdən çox azdır), v və D çox dəyişməyəcək və v = zc < displaystyle v = zc> v = zc düsturundan istifadə edərək c-nin işıq sürəti olduğu təxmin edilə bilər. . Bu, Hubble tərəfindən tapılmış empirik əlaqəni verir.

Uzaq qalaktikalar üçün v (və ya D), H-nin zamanla necə dəyişməsi üçün ətraflı bir model göstərilmədən z-dən hesablana bilməz. Qırmızı sürüşmə işığın başlanğıcındakı tənəzzül sürəti ilə birbaşa əlaqəli deyil, ancaq sadə bir şərhə malikdir: (1 + z) foton müşahidəçiyə doğru gedərkən kainatın genişlənməsidir.
Genişlənmə sürəti ilə nisbi sürət

Məsafələri təyin etmək üçün Hubble qanunundan istifadə edərkən yalnız kainatın genişlənməsi səbəbindən sürət istifadə edilə bilər. Cazibə qüvvəsi ilə qarşılıqlı əlaqədə olan qalaktikalar kainatın genişlənməsindən asılı olmayaraq bir-birlərinə nisbətən hərəkət etdikləri üçün [41] özünəməxsus sürətlər adlanan bu nisbi sürətlərin Hubble qanununun tətbiq edilməsində nəzərə alınması lazımdır.

Tanrının Parmak təsiri bu fenomenin bir nəticəsidir. Qalaktikalar və ya planet sistemimiz kimi cazibə qüvvəsi ilə əlaqəli sistemlərdə məkanın genişlənməsi cazibədar cazibə qüvvəsi ilə müqayisədə çox zəif bir təsirdir.
Hubble parametrinin zamandan asılılığı

Parametr H < displaystyle H> H adətən “Hubble sabiti” adlanır, lakin bu səhv bir göstəricidir, çünki kosmosda yalnız müəyyən bir zamanda sabit olduğu üçün, demək olar ki, bütün kosmoloji modellərdə və çox uzaqdakı bütün müşahidələrdə zamanla dəyişir. obyektlər həm də “sabit” in fərqli bir dəyərə sahib olduğu uzaq keçmişə dair müşahidələrdir. “Hubble parametri” H 0 < displaystyle H_ <0>> < displaystyle H_ <0>> ilə bugünkü dəyəri ifadə edən daha düzgün bir termindir.

Ölçüsüz yavaşlama parametrini təyin etmək barədə

Bundan görünür ki, Hubble parametri zamanla azalır, (< displaystyle q & lt-1> ) istisna olmaqla, ikincisi yalnız kainat nəzəri cəhətdən bir qədər inanılmaz hesab olunan fantom enerjisi içərisində ola bilər.

Bununla birlikdə, standart ΛCDM modelində q < displaystyle q> q, uzaq gələcəkdə kosmoloji sabitinin maddə üzərində getdikcə daha çox dominant olmasına görə yuxarıdan tend1-yə meyl edəcəkdir ki, bu da H-nin yuxarıdan sabit bir ≈ 57 dəyərinə yaxınlaşacağını nəzərdə tutur. < displaystyle approx 57> < displaystyle approx 57> km / s / Mpc və kainatın miqyası faktoru zamanla hədsiz dərəcədə böyüyəcəkdir.
İdeallaşdırılmış Hubble qanunu

Formal şəkildə genişlənən bir kainat üçün idealizə olunmuş Hubble qanununun riyazi çıxarışı, metrik məkan kimi qəbul edilən, tamamilə homojen və izotrop olan 3 ölçülü Kartezyen / Nyuton koordinat məkanındakı həndəsə nəzəriyyəsidir. və ya istiqamət). Sadəcə olaraq teorem belə ifadə edildi:

Başlanğıcdan uzaqlaşan hər biri düz xətlər boyunca və sürət mənşəyə məsafəyə mütənasib olaraq bir-birindən ayrı məsafələrə nisbətli bir sürətlə uzaqlaşacaq.

Əslində bu Kartezyen olmayan boşluqlar lokal olaraq homojen və izotrop olduğu müddətdə, xüsusən də tez-tez kosmoloji modelləri olaraq qəbul edilən mənfi və müsbət əyri boşluqlara aiddir (baxın, kainatın forması).

Bu teoremdən irəli gələn bir müşahidə budur ki, cisimlərin Yer üzündə bizdən geri çəkilməsini görmək, Yerin genişlənmənin baş verdiyi bir mərkəzə yaxın olduğunun göstəricisi deyil, əksinə genişlənən bir kainatdakı hər bir müşahidəçinin onlardan geri çəkilən cisimləri görməsidir.
Kainatın son taleyi və yaşı
Kainatın yaşı və son taleyi bu gün Hubble sabitinin ölçülməsi və yavaşlama parametrinin müşahidə olunmuş dəyəri ilə ekstrapolyasiya edilərək müəyyən edilə bilər, bu da yalnız sıxlıq parametrlərinin dəyərləri ilə xarakterizə olunur (maddə üçün ΩM və qaranlıq enerji üçün ΩΛ). QuotM & gt 1 və ΩΛ = 0 ilə bir & quotclosed kainat & quot; Big Crunch ilə sona çatır və Hubble yaşından xeyli cavandır. QuotM ≤ 1 və ΩΛ = 0 ilə & quotopen kainat & quot; sonsuza qədər genişlənir və Hubble yaşına daha yaxın bir yaşa sahibdir. Yaşadığımız sıfır non ilə sürətlənən kainat üçün kainatın yaşı təsadüfən Hubble dövrünə çox yaxındır.

Hubble parametresinin dəyəri zamanla dəyişir, qəribə bir yavaşlama parametri olan q < displaystyle q> q tərəfindən müəyyən edilən artaraq ya da azalmaqla dəyişir.

Sıfıra bərabər bir yavaşlama parametri olan bir kainatda, H = 1 / t olduğu, burada t Böyük Partlayışdan bəri vaxtdır. Sıfır olmayan, zamana bağlı bir q < displaystyle q> q dəyəri sadəcə Friedmann tənliklərinin indiki zamandan, üfüq ölçüsünün sıfır olduğu zamana qədər inteqrasiyasını tələb edir.

Q-nin müsbət olduğu uzun müddət düşünülürdü və bu, genişlənmənin cazibə qüvvəsi səbəbindən yavaşladığını göstərir. Bu, kainatın 1 / H-dən az yaşa (təxminən 14 milyard ildir) bir yaşını nəzərdə tutur. Məsələn, q üçün 1/2-nin bir dəyəri (bir çox nəzəriyyəçi tərəfindən bəyənilmişdir) kainatın yaşını 2 / (3H) olaraq verərdi. 1998-ci ildə q-nin mənfi olduğu kəşfi, kainatın əslində 1 / H-dən daha yaşlı ola biləcəyi deməkdir. Bununla birlikdə, kainatın yaşı təxminləri 1 / H-ə çox yaxındır.
Olbers paradoksu
Əsas məqalə: Olbers paradoksu

Hubble qanununun Big Bang təfsiri ilə xülasə edildiyi məkanın genişlənməsi, Olbers paradoksu olaraq bilinən köhnə tapmaca ilə əlaqədardır: Əgər kainat böyüklüyü sonsuz, statik və ulduzların bərabər paylanması ilə doldurulmuşdusa səma bir ulduzda bitəcəkdi və səma bir ulduzun səthi qədər parlaq olardı. Bununla birlikdə, gecə səması böyük dərəcədə qaranlıqdır. [42] [43]

17-ci əsrdən bəri, astronomlar və digər mütəfəkkirlər bu paradoksu həll etmək üçün bir çox mümkün yol təklif etdilər, lakin hazırda qəbul edilmiş qərar qismən Big Bang nəzəriyyəsindən, qismən Hubble genişlənməsindən asılıdır: Sonlu miqdarda mövcud olan bir kainatda zaman, yalnız sonlu sayda ulduzun işığı bizə çatmaq üçün kifayət qədər vaxt tapmışdır və paradoks həll edilmişdir. Əlavə olaraq, genişlənən bir kainatda uzaq cisimlər bizdən geri çəkilir ki, bu da onlardan çıxan işığın gördüyümüz vaxt yenidən dəyişdirilərək parlaqlıqda azalmasına səbəb olur. [42] [43]
Ölçüsüz Hubble parametri

Hubble sabiti ilə işləmək əvəzinə, ümumi bir tətbiq, ümumiyyətlə h ilə işarələnmiş ölçüsüz Hubble parametrini təqdim etmək və Hubble'ın H0 parametrini h × 100 km s − 1 Mpc − 1 olaraq yazmaq, həqiqi dəyərin bütün nisbi qeyri-müəyyənliyi H0-dan sonra h səviyyəsinə endirildi. [44] Bəzən 100-dən başqa bir istinad dəyəri seçilə bilər, bu vəziyyətdə qarışıqlığın qarşısını almaq üçün h-dən sonra bir alt yazı təqdim olunur. h70, (< displaystyle H_ <0> = 70 , h_ <70>> ) km s − 1 Mpc − 1 mənasını verir, bu (< displaystyle h_ <70> = h / 0.7> ) mənasını verir.

Bu, Hubble sabitinin ölçüsüz dəyəri ilə adətən Planck vahidləri ilə ifadə olunan, H0-ı 1.75 × 10−63-ə vurmaqla əldə edilən (parsec və tP təriflərindən), məsələn H0 = 70, Planck vahidi ilə qarışdırılmamalıdır. 1.2 × 10−61 versiyası əldə edilir.
Hubble sabitinin təyini
Son tədqiqatlar üçün ölçmə qeyri-müəyyənliyi daxil olmaqla Hubble Sabitinin dəyəri [45]

Hubble sabitinin dəyəri uzaq qalaktikaların sürüşməsini ölçmək və sonra Hubble qanunundan başqa bir başqa üsulla onlara olan məsafələri təyin etməklə qiymətləndirilir. Bu yanaşma, qeyri-səmavi obyektlərə olan məsafələri ölçmək üçün kosmik məsafə nərdivanının bir hissəsini təşkil edir. Bu məsafələri təyin etmək üçün istifadə edilən fiziki fərziyyələrdəki qeyri-müəyyənliklər, Hubble sabitinin müxtəlif təxminlərinə səbəb olmuşdur. [2]

Astronom Walter Baade-nin müşahidələri onu ulduzlar üçün fərqli & populyasiyalar & quot təyin etməsinə gətirib çıxardı (Populyasiya I və Əhali II). Eyni müşahidələr onu Cepheid dəyişkən ulduzlarının iki növü olduğunu kəşf etməyə vadar etdi. Bu kəşfdən istifadə edərək Hubble tərəfindən 1929-cu ildə edilən əvvəlki hesablamanı iki qat artıraraq məlum kainatın ölçüsünü yenidən hesabladı. [46] [47] [48] 1952-ci ildə Romada keçirilən Beynəlxalq Astronomiya Birliyinin iclasında bu tapıntıyı xeyli heyrətə gətirdiyini bildirdi.

2018-ci ilin oktyabrında elm adamları cazibə dalğa hadisələrindən (xüsusən də neytron ulduzlarının birləşməsi ilə əlaqəli olanlar) istifadə edərək yeni bir üçüncü yol təqdim etdilər (biri əvvəlki sürüşmələrə, digəri kosmik məsafə nərdivanına əsaslanan iki əvvəlki metod, razılaşmayan nəticələr verdi). , GW170817 kimi), Hubble sabitinin təyin edilməsi. [49] [50]

2019-cu ilin iyul ayında astronomlar, Hubble sabitinin təyin edilməsi və əvvəlki metodların uyğunsuzluğunun aradan qaldırılması üçün GW170817-in neytron ulduz birləşməsinin aşkarlanmasının ardından cüt neytron ulduzlarının birləşməsinə əsaslanaraq yeni bir metod təklif edildiyini bildirdilər. [51 ] [52] Onların Hubble sabitinin ölçüsü 70.3 + 5.3-dir
.05.0 (km / s) / Mpc. [53]

2019-cu ilin iyul ayında astronomlar Hubble Kosmik Teleskopundan alınan məlumatlardan və qırmızı nəhəng budaq (TRGB) məsafəsi göstəricisinin ucundan istifadə edərək hesablanan qırmızı nəhəng ulduzlara olan məsafələrə əsaslanan başqa bir yeni metod haqqında məlumat verdilər. Onların Hubble sabitinin ölçüsü 69.8 + 1.9
−1.9 (km / s) / MP. [54] [55] [56]

2020-ci ilin mart ayında Cenevrə Universitetinin fiziki Lucas Lombriser, 250 milyon işıq ili diametrində, yəni yarısının yarısı olan yaxın bir geniş & quotbubble & quot; anlayışını təklif edərək Hubble sabitinin iki fərqli təyinatını uzlaşdırmanın mümkün bir yolunu təqdim etdi. kainatın qalan hissəsinin sıxlığı. [57] [58]
Əvvəlki ölçmə və müzakirə yanaşmaları

20-ci əsrin ikinci yarısının çoxu üçün H 0 < displaystyle H_ <0>> H_ <0> dəyərinin 50-90 (km / s) / Mpc arasında olduğu təxmin edildi.

Hubble sabitinin dəyəri, dəyəri 100 civarında olduğunu iddia edən Gérard de Vaucouleurs ilə dəyəri 50-yə yaxın olduğunu iddia edən Allan Sandage arasında uzun və olduqca acı bir mübahisənin mövzusu idi. [59] 1996-cı ildə John Bahcall tərəfindən Sidney van den Bergh və Gustav Tammann arasında moderatorluq edən bir mübahisə, bu iki rəqib dəyər üzərində əvvəlki Shapley-Curtis mübahisəsinə bənzər bir şəkildə keçirildi.

Qiymətləndirmələrdəki bu əvvəlki geniş fərq 1990-cı illərin sonunda kainatın ΛCDM modelinin tətbiqi ilə qismən həll edilmişdir. Sunyaev-Zel'dovich effektindən istifadə edərək rentgen və mikrodalğalı dalğa boylarında yüksək qırmızı sürüşmə qruplarının ΛCDM modeli müşahidələri ilə kosmik mikrodalğalı fon şüalanmasında anizotropların ölçülməsi və optik tədqiqatlar hamısı sabit üçün 70 civarında bir dəyər verdi.

Planck missiyasından 2018-ci ildə nəşr olunan daha yaxın ölçmələr 67,66 ± 0,42 dəyərindən daha aşağı bir göstəricidir, baxmayaraq ki, daha yaxın zamanda, 2019-cu ilin mart ayında, Hubble Kosmik Teleskopunu əhatə edən təkmilləşdirilmiş bir prosedurdan istifadə edərək daha yüksək bir dəyər 74.03 ± 1.42 olaraq təyin edilmişdir. [ 60] İki ölçü 4.4σ səviyyəsində, ehtimal olunan bir şans səviyyəsindən kənara çıxır. [61] Bu fikir ayrılığının həlli davamlı bir araşdırma sahəsidir. [62]

Bir çox son və daha yaşlı ölçmələr üçün aşağıdakı ölçmə cədvəlinə baxın.
Genişlənmənin sürətlənməsi
Əsas məqalə: Kainatı sürətləndirmək

1998-ci ildə tip Ia supernovaların standart şam müşahidələrindən ölçülən q < displaystyle q> q üçün mənfi olduğu təyin olunan bir şey, bir çox astronomu kainatın genişlənməsinin hazırda & quot; sürətləndirdiyini & quot [63] olduğu ilə təəccübləndirdi. Hubble faktoru hələ də zamanla azalır, yuxarıda şərh bölməsində qeyd olunduğu kimi qaranlıq enerji və ΛCDM modeli ilə əlaqəli məqalələrə baxın).
Hubble parametrinin çıxarılması

Bu bölmə doğrulama üçün əlavə istinadlara ehtiyac duyur. Xahiş edirəm etibarlı mənbələrə istinadlar əlavə edərək bu məqaləni inkişaf etdirməyə kömək edin. Qaynaqsız material etiraz edilə bilər və silinə bilər. (Mart 2014) (Bu şablon mesajının necə və nə vaxt silinəcəyini öyrənin)

Friedmann tənliyindən başlayın:

burada H - Hubble parametri, a < displaystyle a> a - miqyas faktoru, G - cazibə sabitidir, k - kainatın normallaşmış məkan əyriliyi və −1, 0 və ya 1-ə bərabərdir və Λ < displaystyle Lambda> Lambda kosmoloji sabitidir.
Maddə hakim kainat (kosmoloji sabit ilə)

Kainat maddəyə üstünlük verirsə, kainatın kütlə sıxlığı ρ < displaystyle rho> rho sadəcə maddəni daxil etmək üçün qəbul edilə bilər

harada ( rho _ <>>> ) bu gün maddənin sıxlığıdır. Friedmann tənliyindən və termodinamik prinsiplərdən nisbi olmayan hissəciklər üçün onların kütlə sıxlığının kainatın tərs həcminə nisbətdə azaldığını bilirik, buna görə yuxarıdakı tənlik doğru olmalıdır. Həm də müəyyən edə bilərik (density m < displaystyle Omega _ üçün sıxlıq parametrinə baxın> Omeqa _)

burada alt kodun heç bir dəyəri bugünkü dəyərlərə aid deyil və (a_ <0> = 1 ). Bütün bunları bu hissənin əvvəlindəki Fridmann tənliyinə qoyub a-nı a = 1 / (1 + z) ilə əvəz etmək

Maddə və qaranlıq enerjinin hakim olduğu kainat

Kainat həm maddəyə, həm də qaranlıq enerjiyə üstünlük verirsə, Hubble parametri üçün yuxarıdakı tənlik də qaranlıq enerjinin vəziyyəti tənliyinin bir funksiyası olacaqdır. İndi isə:

harada ρ d e < displaystyle rho _> rho _ <> qaranlıq enerjinin kütləvi sıxlığıdır. Tərifə görə kosmologiyada bir dövlət tənliyi (P = w rho c ^ <2> ) və bu, kainatın kütlə sıxlığının zamanla necə inkişaf etdiyini təsvir edən maye tənliyinə qoyulursa, deməli

Buna görə sabit bir vəziyyət tənliyi olan qaranlıq enerji üçün (< displaystyle rho _(a) = rho _a ^ <- 3 (1 + w) >> ). Əgər bu, əvvəlki kimi bir şəkildə Fridman tənliyinə qoyulursa, lakin bu dəfə məkan baxımından düz bir kainatı qəbul edən k = 0 < displaystyle k = 0> k = 0 qoyulursa, (kainatın formasına baxın)

Qaranlıq enerji, Einşteynin gətirdiyi kimi bir kosmoloji sabitindən qaynaqlanırsa, w = -1 olduğu göstərilə bilər. Daha sonra tənlik, maddənin hakim olduğu kainat hissəsindəki son tənliyə, ( Omega_k ) sıfıra qoyulur. Bu vəziyyətdə ilkin qaranlıq enerji sıxlığı ( rho_ ) [64] tərəfindən verilir

Qaranlıq enerjinin daimi bir w bərabərliyi yoxdursa, o zaman

və bunu həll etmək üçün w (a) < displaystyle w (a)> w (a) parametrləşdirilməlidir, məsələn (w (a) = w_ <0> + w_ (1-a), ) verərsə

Digər maddələr bu yaxınlarda hazırlanmışdır. [65] [66] [67]
Hubble sabitindən əldə edilən vahidlər

Bu bölmə doğrulama üçün əlavə istinadlara ehtiyac duyur. Xahiş edirəm etibarlı mənbələrə istinadlar əlavə edərək bu məqaləni inkişaf etdirməyə kömək edin. Qaynaqsız material mübahisələndirilə bilər və silinə bilər. (Mart 2014) (Bu şablon mesajının necə və nə vaxt silinəcəyini öyrənin)
Hubble vaxtı

Hubble sabiti H 0 < displaystyle H_ <0>> H_ <0> tərs vaxt vahidlərinə malikdir Hubble vaxtı tH, sadəcə Hubble sabitinin tərsi olaraq təyin edilir, [68] yəni.

Bu, kainatın təxminən 13,8 milyard il yaşından bir qədər fərqlidir. Hubble vaxtı, genişlənmə xətti olsaydı yaşadığı dövrdür və kainatın gerçək yaşından fərqlidir, çünki genişlənmə xətti deyil, bunların kütlə-enerji məzmununa bağlı ölçüsüz bir amil ilə əlaqələndirilir. standart ΛCDM modelində 0.96 civarında olan kainat.

Hal-hazırda vakum enerjisinin artan üstünlüyü səbəbindən kainatın genişlənməsinin eksponent olduğu bir dövrə yaxınlaşırıq. Bu rejimdə Hubble parametri sabitdir və kainat Hubble hər dəfə bir dəfə artar:

Eynilə, 2.27 Es − 1-in ümumiyyətlə qəbul edilmiş dəyəri (mövcud sürətlə) kainatın bir saniyədə (< displaystyle e ^ <2.27 >> ) faktoru ilə böyüməsi deməkdir.

Uzun müddət ərzində dinamiklər yuxarıda izah edildiyi kimi ümumi nisbilik, qaranlıq enerji, inflyasiya və s. İlə mürəkkəbləşir.
Hubble uzunluğu

Hubble uzunluğu və ya Hubble məsafəsi kosmologiyada məsafənin bir vahididir, (< displaystyle cH_ <0> ^ <-1>> ) - Hubble vaxtına vurulan işıq sürəti. 4550 milyon parsek və ya 14.4 milyard işıq ilinə bərabərdir. (İşıq illərindəki Hubble uzunluğunun ədədi dəyəri, tərifinə görə Hubble dövrünün illərinə bərabərdir.) Hubble məsafəsi, Yer ilə qalaktikalar arasındakı məsafəni, indi bizdən sürətlə geri çəkilir. yüngül, Hubble qanununun tənliyinə v (H = D) əvəzinə (< displaystyle D = cH_ <0> ^ <-1>> ) qoyaraq göründüyü kimi.
Hubl həcmi
Əsas məqalə: Hubble həcmi

Hubble həcmi bəzən kovanın ölçüsü (< displaystyle cH_ <0> ^ <-1>.> ) Olan kainatın bir həcmi olaraq təyin olunur. Tam tərif dəyişir: bəzən kürənin həcmi olaraq təyin edilir radiusla (< displaystyle cH_ <0> ^ <-1>,> ) və ya alternativ olaraq, bir tərəf küp (< displaystyle cH_ <0> ^ <-1>.> ) Bəzi kosmoloqlar hətta Hubble həcmi, müşahidə edilə bilən kainatın həcminə işarə edir, baxmayaraq ki bu radius təxminən üç qat daha böyükdür.
Hubble sabitinin ölçülmüş dəyərləri

Hubble sabitini təyin etmək üçün birdən çox metoddan istifadə edilmişdir. Kalibr olunmuş məsafə pilləkən texnikasından istifadə edərək & laquo kainat & quot; ölçmələri təxminən 73 km / s / Mpc dəyərinə yaxınlaşdı. 2000-ci ildən bəri, kosmik mikrodalğalı fon ölçümlərinə əsaslanan & quotearly Universe & quot texnika mövcud oldu və bunlar 67.7 km / s / Mpc yaxın bir qiymətlə razılaşdı. (Bu, ilk kainatdan bəri genişlənmə nisbətindəki dəyişikliyi hesablayır, belə ki, ilk rəqəmlə müqayisə etmək olar.) Texnika inkişaf etdikcə təxmin edilən ölçmə qeyri-müəyyənliyi azaldı, lakin ölçülən dəyərlər aralığı o nöqtəyə qədər azalmadı. fikir ayrılığı indi statistik baxımdan əhəmiyyətlidir. Bu uyğunsuzluğa Hubble gərginliyi deyilir. [69] [70]

2020-ci ildən etibarən uyğunsuzluğun səbəbi aydın deyil. 2019-cu ilin aprel ayında astronomlar, Hubble sabit dəyərlərindəki fərqli ölçmə metodları arasında daha çox uyğunsuzluqlar olduğunu bildirdilər və ehtimal ki, hazırda yaxşı başa düşülməmiş yeni bir fizika aləminin mövcudluğuna işarə etdilər. [61] [71] [72] [73] [74] 2019-cu ilin Noyabr ayına qədər bu gərginlik o vaxta qədər böyüdü ki, Cozef İpək kimi bəzi fiziklər, kainatın müşahidə olunan xüsusiyyətlərinin qarşılıqlı uyğunsuz olduğu göründüyü üçün bunu "kosmologiya üçün mümkün bir böhran" adlandırdılar. [75] 2020-ci ilin fevral ayında Megamaser Cosmology Project, məsafə pilləkən nəticələrini təsdiqləyən və kainatın ilk nəticələrindən% 95 statistik əhəmiyyət səviyyəsində fərqlənən müstəqil nəticələr yayımladı. [76] İyul 2020-ci ildə Atacama Cosmology Teleskopu tərəfindən kosmik fon radiasiyasının ölçülməsi Kainatın hazırda müşahidə olunduğundan daha yavaş genişlənəcəyini təxmin edir. [77]
Hubble sabitinin təxmin edilən dəyərləri, 2001–2019. Qara rəngdə olan təxminlər, 73 km / s / Mpc qırmızı ətrafında toplanmağa meylli olan kalibr edilmiş məsafə nərdivan ölçmələrini təmsil edir, 67 km / s / Mpc yaxınlığında bir rəqəmlə yaxşı bir uyğunlaşma göstərən ΛCDM parametrləri ilə erkən kainat CMB / BAO ölçmələrini təmsil edir, mavi isə digər texnikadır. , qeyri-müəyyənlikləri hələ ikisi arasında qərar verəcək qədər kiçik deyil.
Hubble sabitinin ölçülməsi Tarix nəşr olunan Hubble sabit
(km / s) / Mpc Observer Sitat Qeydləri / metodologiya
2020-12-15 73.2 ± 1.3 Hubble Space Teleskopu və Gaia EDR3 [78] Samanyolu Sefeydlər üçün HST fotometriyası və Gaia EDR3 paralakslarının birləşməsi, sefid parlaqlıqlarının kalibrlənməsində qeyri-müəyyənliyi% 1,0-a endirdi. (H_ <0> ) üçün ümumi qeyri-müəyyənlik, 1.8% -dir, məlum olan Cepheid hostları olan qalaktikalarda Ia tip supernovanın daha böyük bir nümunəsi ilə% 1,3-ə endiriləcəyi gözlənilir. Qaranlıq Enerji Vəziyyəti (SHOES) Tənliyi üçün Supernova, H 0 < displaystyle H_ <0>> H_ <0> olaraq bilinən bir iş birliyinin davamı.
2020-09-29 67.6+4.3
.24.2 S. Mukherjee et al. [79] Zwicky Transient Facility tərəfindən tapılan müvəqqəti ZTF19abanrhın GW190521-in optik tərəfdaşı olduğunu düşünərək cazibə dalğaları. Məsafə nərdivanlarından və kosmik mikrodalğalı fondan asılı deyil.
2020-02-26 73.9 ± 3.0 Megamaser Cosmology Project [76] Megamaser yerləşdirən qalaktikalara həndəsi məsafə ölçmələri. Məsafə nərdivanlarından və kosmik mikrodalğalı fondan asılı deyil.
2019-10-14 74.2+2.7
−3.0 STRIDES [80] DES J0408-5354 kvazerasının kütləvi paylanması və amp vaxt gecikməsini modelləşdirmək.
2019-09-12 76.8 ± 2.6 SHARP / H0LiCOW [81] Yerdəki adaptiv optik və Hubble Kosmik Teleskopundan istifadə edərək üç qalaktika obyekti və onların linzalarının modelləşdirilməsi.
2019-08-20 70.3+1.36
−1.35 K. Dutta et al. [82] Bu H 0 < displaystyle H_ <0>> H_ <0>, ΛCDM modeli daxilində aşağı qırmızıya sürüşən kosmoloji məlumatları analiz edərək əldə edilmişdir. İstifadə edilən məlumat dəstləri tip Ia supernovalar, barion akustik rəqslər, güclü linzalardan istifadə edən gecikmə ölçmələri, kosmik xronometrlərdən istifadə olunan H (z) ölçüləri və böyük miqyaslı quruluş müşahidələrindən böyümə ölçmələridir.
2019-08-15 73.5 ± 1.4 M. J. Reid, D. W. Pesce, A. G. Riess [83] Böyük Magellan Buludundakı tutulma ikili ölçüləri ilə birlikdə supermassive qara dəliyindən istifadə edərək Messier 106-ya qədər məsafəni ölçmək.
2019-07-16 69.8 ± 1.9 Hubble Kosmik Teleskopu [54] [55] [56] Qırmızı nəhəng ulduzlara olan məsafələr qırmızı nəhəng budaq (TRGB) məsafəsi göstəricisinin ucu ilə hesablanır.
2019-07-10 73.3+1.7
−1.8 H0LiCOW işbirliyi [84] İndi kosmik məsafə pilləkənindən və kosmik mikrodalğalı fon ölçmələrindən asılı olmayaraq altı kvazardan istifadə olunan çoxsaylı görüntülənmiş kvazarların müşahidələri yeniləndi.
2019-07-08 70.3+5.3
−5.0 LIGO və Qız detektorları [53] GW170817 radio həmkarı, əvvəlki cazibə dalğası (GW) və elektromaqnit (EM) məlumatları ilə birlikdə istifadə edir.
2019-03-28 68.0+4.2
−4.1 Fermi-LAT [85] Qaqraqdan kənar işığa görə qamma şüalarının zəifləməsi. Kosmik məsafə nərdivanından və kosmik mikrodalğalı fondan asılı deyil.
2019-03-18 74.03 ± 1.42 Hubble Kosmik Teleskopu [61] Böyük Magellan Buludundakı (LMC) Sefidlərin Həssas HST fotometriyası LMC-yə olan məsafədəki qeyri-müəyyənliyi% 2,5-dən 1,3% -ə endirir. Reviziya CMB ölçmələri ilə gərginliyi 4.4σ səviyyəsinə artırır (Gauss səhvləri üçün P = 99.999%), uyğunsuzluğu ehtimal olunan səviyyədən də artırır. Supernovae, (H_ <0>]) olaraq bilinən, Qaranlıq Enerji Vəziyyəti Tənliyi (SHOES) üçün işbirliyinin davamı.
2019-02-08 67.78+0.91
.80.87 Joseph Ryan et al. [86] Düz LambdaCDM modelini qəbul etdikdə, kvasar açısal ölçü və baryon akustik rəqslər. Alternativ modellər Hubble sabitinin fərqli (ümumiyyətlə daha aşağı) dəyərləri ilə nəticələnir.
2018-11-06 67.77 ± 1.30 Qaranlıq Enerji Araşdırması [87] Baryon akustik rəqslərə əsaslanan tərs məsafə pilləkən metodundan istifadə edərək Supernova ölçüləri.
2018-09-05 72.5+2.1
−2.3 H0LiCOW işbirliyi [88] Kosmik məsafə pilləkənindən və kosmik mikrodalğalı fon ölçmələrindən asılı olmayan çoxsaylı görüntülənmiş kvazarların müşahidələri.
2018-07-18 67.66 ± 0.42 Planck Missiyası [89] Final Planck 2018 nəticələri.
2018-04-27 73.52 ± 1.62 Hubble Kosmik Teleskopu və Gaia [90] [91] Erkən Gaia paralaks ölçmələri ilə qalaktik Sefeylərin əlavə HST fotometriyası. Yenidən işlənmiş dəyər 3.8σ səviyyəsində CMB ölçmələri ilə gərginliyi artırır. SHOES əməkdaşlığının davamı.
2018-02-22 73.45 ± 1.66 Hubble Space Teleskopu [92] [93] məsafə nərdivanının genişləndirilmiş kalibrlənməsi üçün qalaktik Sefeydlərin paralaks ölçmələri, dəyəri 3.7σ səviyyəsində CMB ölçmələri ilə uyğunsuzluğa dəlalət edir. Qeyri-müəyyənliyin Gaia kataloqu son çıxması ilə% 1-in altına enəcəyi gözlənilir. SHOES əməkdaşlıq.
2017-10-16 70.0+12.0
−8.0 The LIGO Scientific Collaboration and the Virgo Collaboration [94] Normal və "standart şamdan" asılı olmayan standart siren ölçüsü və ikili neytron ulduzunun (BNS) birləşməsinin çəkisi dalğa analizi GW170817 kosmoloji tərəziyə doğru işıq məsafəsini birbaşa qiymətləndirmişdir. Növbəti on ildə əlli oxşar təsbitin qiymətləndirilməsi digər metodologiyaların gərginliyini həll edə bilər. [95] Neytron ulduz-qara dəlik birləşməsinin (NSBH) aşkarlanması və təhlili BNS-nin imkan verə biləcəyindən daha yüksək dəqiqlik təmin edə bilər. [96]
2016-11-22 71.9+2.4
−3.0 Hubble Space Teleskopu [97] Güclü cazibə obyektivinin yaratdığı uzaq dəyişkən mənbələrin çoxsaylı görüntüləri arasındakı vaxt gecikmələrindən istifadə edir. COSMOGRAIL nin Wellspring (H0LiCOW) içərisində H 0 < displaystyle H_ <0>> H_ <0> Lenslər kimi tanınan əməkdaşlıq.
2016-08-04 76.2+3.4
−2.7 Cosmicflows-3 [98] Qırmızı sürüşmənin Tully-Fisher, Cepheid dəyişəni və Type Ia supernovaları daxil olmaqla digər məsafə metodları ilə müqayisəsi. Məlumatlardan məhdudlaşdırıcı bir təxmin 75 ± 2 daha dəqiq bir dəyəri nəzərdə tutur.
2016-07-13 67.6+0.7
−0.6 SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) [99] Baryon akustik rəqsləri. Genişləndirilmiş bir araşdırma (eBOSS) 2014-cü ildə başladı və 2020-ci ilə qədər davam edəcəyi gözlənilir. Genişləndirilmiş sorğu, kainatın cazibə qüvvəsinin yavaşlama təsirlərindən Böyük Partlayışdan 3 ilə 8 milyard il aralı keçdiyini öyrənmək üçün hazırlanmışdır. [ 100]
2016-05-17 73.24 ± 1.74 Hubble Kosmik Teleskopu [101] Tip Ia supernova, qeyri-müəyyənliyin yaxınlaşan Gaia ölçmələri və digər inkişaflarla birlikdə iki dəfədən çox enəcəyi gözlənilir. SHOES əməkdaşlıq.
2015-02 67.74 ± 0.46 Planck Missiyası [102] [103] Planckın tam missiyasının təhlilinin nəticələri 1 dekabr 2014-cü il tarixində İtaliyanın Ferrara şəhərində keçirilən bir konfransda ictimaiyyətə açıqlandı. Missiyanın nəticələrini izah edən sənədlərin tam dəsti 2015-ci ilin fevralında yayımlandı.
2013-10-01 74.4 ± 3.0 Cosmicflows-2 [104] Redshift ilə Tully-Fisher, Cepheid dəyişən və Type Ia supernovalar da daxil olmaqla digər məsafə metodları ilə müqayisə.
2013-03-21 67.80 ± 0.77 Planck Missiyası [45] [105] [106] [107] [108] ESA Planck Sörveyeri 2009-cu ilin mayında işə salındı. Dörd illik bir müddətdə, daha ətraflı araşdırma apardı. kosmik mikrodalğalı radiasiya, CMB-ni WMAP-dan daha kiçik miqyasda ölçmək üçün HEMT radiometrləri və bolometr texnologiyasından istifadə edərək əvvəlki araşdırmalardan daha çoxdur. 21 Mart 2013-cü il tarixində Planck kosmoloji zondunun arxasında olan Avropa rəhbərliyindəki tədqiqat qrupu, yeni bir CMB bütün səma xəritəsi və Hubble sabitinin təyin edilməsi daxil olmaqla missiyanın məlumatlarını yayımladı.
2012-12-20 69.32 ± 0.80 WMAP (9 yaş), digər ölçmələrlə birlikdə. [109]
2010 70.4+1.3
−1.4 WMAP (7 il), digər ölçmələrlə birlikdə. [110] Bu dəyərlər WMAP və digər kosmoloji məlumatların birləşməsinin ΛCDM modelinin ən sadə versiyasına uyğunlaşdırılmasından irəli gəlir. Verilər daha ümumi versiyalara uyğundursa, H0 daha kiçik və daha qeyri-müəyyən olur: adətən 67 ± 4 (km / s) / Mpc civarındadır, baxmayaraq ki bəzi modellər 63 (km / s) / Mpc-ə yaxın dəyərlərə icazə verir. [111]
2010 yalnız 71.0 ± 2.5 WMAP (7 il). [110]
2009-02 70.5 ± 1.3 WMAP (5 il), digər ölçmələrlə birlikdə. [112]
2009-02 71.9+2.6
−2.7 WMAP (5 il) [112]
2007 70.4+1.5
.61.6 WMAP (3 il), digər ölçmələrlə birlikdə. [113]
2006-08 76.9+10.7
−8.7 Chandra X-ray Rəsədxanası [114] Qarışıq Sunyaev-Zel'dovich təsiri və qalaktika qruplarının Chandra rentgen müşahidələri. Planck Collaboration 2013-un cədvəlində düzəldilmiş qeyri-müəyyənlik. [115]
2001-05 72 ± 8 Hubble Kosmik Teleskop Açar Layihəsi [25] Bu layihə, oxşar dəqiqliyə sahib olan bir çox qalaktika qrupunun Sunyaev-Zel'doviç təsiri müşahidələrinə əsaslanan H0 ölçüsünə uyğun ən dəqiq optik təyini qurdu.
1996-dan əvvəl 50-90 (təq.) [59]
1970-ci illərin əvvəlləri ≈ 55 (təqribən) Allan Sandage və Gustav Tammann [116]
1958 75 (təqribən) Allan Sandage [117] Bu, H0 üçün ilk yaxşı təxmin idi, lakin bir konsensusun əldə edilməsindən on illər əvvəl olardı.
1956 180 Humason, Mayall və Sandage [116]
1929 500 Edwin Hubble, Hooker teleskopu [118] [116] [119]
1927 625 Georges Lemaître [120] Kainatın genişlənməsinin bir əlaməti olaraq ilk ölçü və şərh
Həmçinin bax

Kainatın genişlənməsini sürətləndirir
Kosmologiya
Qaranlıq məsələ
Ümumi nisbilik testləri

& quotIAU üzvləri Hubble qanununun Hubble-Lemaître qanunu olaraq dəyişdirilməsini tövsiyə etmək üçün səs verirlər & quot (Mətbuat şərhi). Beynəlxalq Astronomiya Birliyi. 29 Oktyabr 2018. Alındı ​​2018-10-29.
Əlvida, Dennis (20 Fevral 2017). & quotCosmos Tartışması: Kainat genişlənir, amma nə qədər sürətlidir? & quot; New York Times. 21 Fevral 2017 tarixində alındı.
Coles, P., ed. (2001). Yeni Kosmologiyanın Routledge Kritik Lüğəti. Routledge. səh. 202. ISBN 978-0-203-16457-0.
& quotHubble Flow & quot. Swinburne Astronomiya Astronomiya Onlayn Ensiklopediyası. Swinburne Texnologiya Universiteti. 2013-05-14 tarixində alındı.
van den Bergh, S. (2011). & quotLemaitrenin 24 nömrəli tənliyinin maraqlı hadisəsi & quot; Kanada Kral Astronomiya Cəmiyyətinin jurnalı. 105 (4): 151. arXiv: 1106.1195. Bibcode: 2011JRASC.105..151V.
Nussbaumer, H. Bieri, L. (2011). & quotK genişlənən kainatı kim kəşf etdi? & quot; Rəsədxana. 131 (6): 394-398. arXiv: 1107.2281. Bibcode: 2011Obs. 131..394N.
Way, MJ (2013). & quot; Hubble'ın Mirasını Sökmək? & quot; ASP Konfransının İşləri. 471: 97-132. arXiv: 1301.7294. Bibcode: 2013ASPC..471. 97W.
Friedman, A. (dekabr 1922). & quot; Uber die Krümmung des Raumes & quot; Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377-386. Bibcode: 1922ZPhy. 10..377F. doi: 10.1007 / BF01332580. S2CID 125190902 .. (İngilis dilində tərcüməsi Friedman, A. (Dekabr 1999). & QuotFəzanın əyriliyi haqqında & quot; Ümumi Nisbilik və Cazibə. 31 (12): 1991–2000. Bibcode: 1999GReGr..31.1991F. Doi: 10.1023 / A : 1026751225741. S2CID 122950995.)
Lemaître, G. (1927). & quotBütün evdə bir kütləvi konstensiya və rayon kruvasan məhsulu, əlavə vitrin radiale des nébuleuses ekstra qalaktika & quot. Annales de la Société Scientifique de Bruxelles A. 47: 49-59. Bibcode: 1927ASSB. 47. 49L. Qismən Lemaître, G. (1931) dilində tərcümə edilmişdir. & quotKainatın genişlənməsi, davamlı kütlə və homojen bir kainat, qalaktikadan kənar dumanlıqların radial sürətini hesablayır & quot. Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 91 (5): 483-490. Bibcode: 1931MNRAS..91..483L. doi: 10.1093 / mnras / 91.5.483.
Livio, M. (2011). & quotTərcümədə itkin: Eksik mətnin sirri həll edildi & quot. Təbiət. 479 (7372): 171-3. Bibcode: 2011Natur.479..171L. doi: 10.1038 / 479171a. PMID 22071745. S2CID 203468083.
Livio, M. Riess, A. (2013). & quotHubble sabitinin ölçülməsi & quot. Fizika bu gün. 66 (10): 41. Bibcode: 2013PhT. 66j..41L. doi: 10.1063 / PT.3.2148.
Hubble, E. (1929). & quotQalaktikadan kənar dumanlıqlar arasındakı məsafə və radial sürət arasındakı əlaqə & quot; Milli Elmlər Akademiyasının materialları. 15 (3): 168-73. Bibcode: 1929PNAS. 15..168H. doi: 10.1073 / pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160.
Slipher, V.M. (1917). & quot; spiral dumanlıqların radius sürət müşahidələri & quot; Rəsədxana. 40: 304-306. Bibcode: 1917 40..304S.
Longair, M. S. (2006). Kosmik Əsr. Cambridge University Press. səh. 109. ISBN 978-0-521-47436-8.
Nussbaumer, Harry (2013). 'Slipher-in sürüşmələri de Sitter modelinə dəstək və dinamik kainatın kəşfi' Genişlənən Kainatın Mənşəyində: 1912-1932. Sakit Okeanın Astronomik Cəmiyyəti. s. 25-38. arXiv: 1303.1814.
Əlvida, Dennis (25 Fevral 2019). & quotQara qüvvələr Kosmosla qarışıq olubmu? - Aksiyonlar? Xəyal enerjisi? Astrofiziklər, kainatdakı bir çuxuru yamaq üçün cır-cındır, prosesdə kosmik tarixi yenidən yazırlar & quot; New York Times. 26 Fevral 2019 tarixində alındı.
O'Raifeartaigh, Cormac (2013). V.M.-nin qatqısı 'Genişlənən Kainatın Mənşəyi' ndə genişlənən kainatın kəşfinə gedin. Sakit Okeanın Astronomik Cəmiyyəti. s. 49-62. arXiv: 1212.5499.
& quotHubble sabitinə üç addım & quot. www.spacetelescope.org. 26 Fevral 2018 tarixində alındı.
Slipher, V. M. (1913). & quotAndromeda Dumanlığının Radial Hızı & quot. Lowell Rəsədxanası Bülleteni. 1: 56-57. Bibcode: 1913LOWOB. 2. 56S.
Slipher, V. M. (1915). & quot; Dumanlıqların Spektroqrafik Müşahidələri & quot; Məşhur Astronomiya. 23: 21-24. Bibcode: 1915PA. 23. 21S.
Fridman, A. (1922). & quot; Uber die Krümmung des Raumes & quot; Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377-386. Bibcode: 1922ZPhy. 10..377F. doi: 10.1007 / BF01332580. S2CID 125190902. Tərcümə edilmiş Friedmann, A. (1999). & quotMəkanın əyriliyi haqqında & quot. Ümumi Nisbilik və Cazibə. 31 (12): 1991-2000. Bibcode: 1999GReGr..31.1991F. doi: 10.1023 / A: 1026751225741. S2CID 122950995.
van den Bergh, Sidney (2011). & quotLemaître'nin 24 nömrəli tənliyinin maraqlı hadisəsi & quot; Kanada Kral Astronomiya Cəmiyyətinin jurnalı. 105 (4): 151. arXiv: 1106.1195. Bibcode: 2011JRASC.105..151V.
Block, David (2012). Georges Lemaître: Həyat, Elm və Miras (Holder və Mitton red.) Adlı kitabda 'Georges Lemaitre and Stigler of eponymy law'. Springer. s. 89-96.
Keel, W. C. (2007). Galaxy formasyonuna gedən yol (2-ci nəşr). Springer. s. 7-8. ISBN 978-3-540-72534-3.
Freedman, W. L. et al. (2001). & quot; Hubble sabitliyini ölçmək üçün Hubble Space Teleskop Açar Layihəsindən son nəticələr & quot. Astrofizika jurnalı. 553 (1): 47-72. arXiv: astro-ph / 0012376. Bibcode: 2001ApJ. 553. 47F. doi: 10.1086 / 320638. S2CID 119097691.
Weinberg, S. (2008). Kosmologiya. Oxford Universiteti Mətbuatı. səh. 28. ISBN 978-0-19-852682-7.
Bunn, E. F. (2009). & quotKosmoloji qırmızı sürüşmənin kinematik mənşəyi & quot. Amerikan Fizika Jurnalı. 77 (8): 688-694. arXiv: 0808.1081. Bibcode: 2009AmJPh..77..688B. doi: 10.1119 / 1.3129103. S2CID 1365918.
Kirshner, R. P. (2003). & quotHubble diaqramı və kosmik genişlənmə & quot. Milli Elmlər Akademiyasının materialları. 101 (1): 8-13. Bibcode: 2003PNAS..101. 8-Cİ KİLOMETR. doi: 10.1073 / pnas.2536799100. PMC 314128. PMID 14695886.
& quotKosmoloji Sabit Nədir? & quot. Goddard Space Uçuş Mərkəzi. Axtarış tarixi 2013-10-17.
Isaacson, W. (2007). Einstein: Həyatı və Kainatı. Simon & amp Schuster. səh. 354. ISBN 978-0-7432-6473-0.
& quotEynşteynin ən böyük səhvi? Tünd Enerji Kozmoloji Sabitlə Uyğun ola bilər & quot; Science Daily. 28 Noyabr 2007. Alındı ​​2013-06-02.
Davis, T. M. Lineweaver, C. H. (2001). & quotSüperluminal Resessional Sürətlər & quot; AIP Konfransının İşləri. 555: 348-351. arXiv: astro-ph / 0011070. Bibcode: 2001AIPC..555..348D. CiteSeerX 10.1.1.254.1810. doi: 10.1063 / 1.1363540. S2CID 118876362.
& quot; Kainat işıq sürətindən daha sürətli genişlənir? & quot; Cornell Universitetində bir Astronomdan soruşun. 23 Noyabr 2003 tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. 5 İyun 2015 tarixində əldə edildi.
Harrison, E. (1992). & quotQırmızı sürət məsafəsi və sürət məsafəsi qanunları & quot. Astrofizika jurnalı. 403: 28-31. Bibcode: 1993ApJ. 403. 28H. doi: 10.1086 / 172179.
Madsen, M. S. (1995). Dinamik Kosmos. CRC Press. səh. 35. ISBN 978-0-412-62300-4.
Dekel, A. Ostriker, J. P. (1999). Kainatda quruluşun meydana gəlməsi. Cambridge University Press. səh. 164. ISBN 978-0-521-58632-0.
Padmanabhan, T. (1993). Kainatdakı quruluş. Cambridge University Press. səh. 58. ISBN 978-0-521-42486-8.
Sartori, L. (1996). Nisbilik anlayışı. Kaliforniya Universiteti Press. səh. 163, Əlavə 5B. ISBN 978-0-520-20029-6.
Sartori, L. (1996). Nisbilik anlayışı. Kaliforniya Universiteti Press. s. 304–305. ISBN 978-0-520-20029-6.
& quotKosmologiyaya giriş & quot, Matts Roos
Scharping, Nathaniel (18 Oktyabr 2017). & quotQravitasiya dalğaları Kainatın nə qədər sürətlə genişləndiyini göstərir & quot. Astronomiya. İstifadə tarixi 18 Oktyabr 2017.
Chase, S. I. Baez, J. C. (2004). & quotObbers 'Paradox & quot. Orijinal Usenet Fizikası ilə bağlı suallar. Axtarış tarixi 2013-10-17.
Asimov, I. (1974). & quotGecənin Qara & quot; Asimov Astronomiya haqqında. İki gün. ISBN 978-0-385-04111-9.
Peebles, P. J. E. (1993). Fiziki Kosmologiyanın əsasları. Princeton Universiteti Mətbuatı.
Bucher, P. A. R. et al. (Planck Əməkdaşlıq) (2013). & quotPlank 2013 nəticələri. I. Məhsullara ümumi baxış və elmi nəticələr & quot. Astronomiya & amp; Astrofizika. 571: A1. arXiv: 1303.5062. Bibcode: 2014A & ampA. 571A. 1P. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201321529. S2CID 218716838.
Baade W (1944) Messier 32, NGC 205 və Andromeda bulutsusunun mərkəzi bölgəsi. ApJ 100 137-146
Baade W (1956) Sefeydlərin dövr parlaqlığı əlaqəsi. PASP 68 5-16
Allen, Nick. & quotBölüm 2: Böyük Mübahisə və Böyük Səhv: Shapley, Hubble, Baade & quot. Sefeyd Məsafəsi Ölçüsü: Tarix. 10 dekabr 2007-ci il tarixdən arxivləşdirilib. Alınan 19 Noyabr 2011.
Lerner, Louise (22 Oktyabr 2018). & quot; Cazibə dalğaları tezliklə kainatın genişlənməsini təmin edə bilər & quot; Phys.org. 22 Oktyabr 2018 tarixində alındı.
Chen, Hsin-Yu Fishbach, Maya Holz, Daniel E. (17 Oktyabr 2018). & quot; Beş il ərzində standart sirenlərdən yüzdə iki Hubble sabit ölçmə & quot; Təbiət. 562 (7728): 545-547. arXiv: 1712.06531. Bibcode: 2018Natur.562..545C. doi: 10.1038 / s41586-018-0606-0. PMID 30333628. S2CID 52987203.
Milli Radio Astronomiya Rəsədxanası (8 iyul 2019). & quotYeni metod kainatın genişlənməsini ölçməkdə çətinliyi həll edə bilər - Neytron ulduz birləşməsi yeni 'kosmik hökmdar' təmin edə bilər. EurekAlert !. İstifadə tarixi 8 iyul 2019.
Finley, Dave (8 iyul 2019). & quotKainatın Genişlənməsini Ölçməkdə Yeni Çətinlik Çözə bilər & quot. Milli Radio Astronomiya Rəsədxanası. İstifadə tarixi 8 iyul 2019.
Hotokezaka, K. et al. (8 iyul 2019). & quot; GW170817-də jetin superlüminal hərəkətindən Hubble sabit ölçüsü & quot. Təbiət Astronomiyası. 3 (10): 940-944. arXiv: 1806.10596. Bibcode: 2019NatAs. 3..940H. doi: 10.1038 / s41550-019-0820-1. S2CID 119547153.
Carnegie Elm Təşkilatı (16 iyul 2019). & quotKainatın genişlənmə sürətinin yeni ölçüsü 'ortada qaldı' - Hubble Space Teleskopu tərəfindən müşahidə edilən qırmızı nəhəng ulduzlar, kainatın nə qədər sürətlə genişləndiyini tamamilə yeni bir ölçmə üçün istifadə etdi & quot. EurekAlert !. 16 iyul 2019 tarixində alındı.
Sokol, Joshua (19 iyul 2019). & quot; Müzakirə kainatın genişlənməsi sürətinə görə daha da güclənir & quot. Elm. doi: 10.1126 / science.aay8123. 20 İyul 2019 tarixində alındı.
Wendy L. Freedman Madore, Barry F. Hatt, Dylan Hoyt, Taylor J. Jang, In-Sung Beaton, Rachael L. Burns, Christopher R. Lee, Myung Gyoon Monson, Andrew J. Neeley, Jillian R. Phillips, Mark M Zəngin, Jeffrey A. Seibert, Mark (2019). & quotThe Carnegie-Chicago Hubble Proqramı. VIII. Qırmızı Nəhəng budağın ucuna əsaslanan Hubble Sabitinin Müstəqil Təyini & quot. Astrofizika jurnalı. 882 (1): 34. arXiv: 1907.05922. Bibcode: 2019ApJ. 882. 34F. doi: 10.3847 / 1538-4357 / ab2f73. S2CID 196623652.
Cenevrə Universiteti (10 Mart 2020). & quot həll edildi: kainatın genişlənməsinin sirri & quot. Phys.org. 10 Mart 2020 tarixində alındı.
Lombriser, Lucas (10 Aprel 2020). & quot; Yerli Hubble sabitinin kosmik mikrodalğalı fonla uyğunluğu & quot. Fizika Məktubları B. 803: 135303. arXiv: 1906.12347. Bibcode: 2020PhLB..80335303L. doi: 10.1016 / j.physletb.2020.135303. 10 Mart 2020 tarixində alındı.
Əlvida, D. (1999). & quotProloq & quot. Kosmosun Yalnız Hearts (2 ed.) HarperCollins. səh. 1ff. ISBN 978-0-316-64896-7.
Anil Ananthaswamy (22 Mart 2019), Ən Yaxşı Ölçmələr Kosmoloji Krizini Dərinləşdirir, Scientific American, 23 Mart 2019
Riess, Adam G. Casertano, Stefano Yuan, Wenlong Macri, Lucas M. Scolnic, Dan (18 Mart 2019). & quotBöyük Magellanic Cloud Cepheid Standartları, LambdaCDM-nin xaricində Fizika üçün Hubble Sabit və Güclü Dəlillərin Təyini üçün% 1 Təməl Təmin edir & quot. Astrofizika jurnalı. 876 (1): 85. arXiv: 1903.07603. Bibcode: 2019ApJ. 876. 85R. doi: 10.3847 / 1538-4357 / ab1422. S2CID 85528549.
Millea, Marius Knox, Lloyd (2019-08-10). & quotHubble Hunter Kılavuzu & quot; arXiv: 1908.03663v1 [astroph.CO].
Perlmutter, S. (2003). & quotSupernovae, Dark Energy and the Accelerating Universe & quot (PDF). Fizika bu gün. 56 (4): 53-60. Bibcode: 2003PhT. 56d..53P. CiteSeerX 10.1.1.77.7990. doi: 10.1063 / 1.1580050.
Carroll, Sean (2004). Fəza və Həndəsə: Ümumi Nisbətə Giriş (təsvir ed.). San Francisco: Addison-Wesley. səh. 328. ISBN 978-0-8053-8732-2.
Tawfik, A. Harko, T. (2012). & quot; Yapışqan erkən kainatdakı kvark-hadron faza keçidləri & quot; Fiziki icmal D. 85 (8): 084032. arXiv: 1108.5697. Bibcode: 2012PhRvD..85h4032T. doi: 10.1103 / PhysRevD.85.084032. S2CID 73716828.
Tawfik, A. (2011). & quot; Viskoz QCD maddəsi və sonlu kosmoloji sabitliyi ilə erkən kainatdakı Hubble parametri & quot; Annalen der Physik. 523 (5): 423-443. arXiv: 1102.2626. Bibcode: 2011AnP. 523..423T. doi: 10.1002 / andp.201100038. S2CID 118500485.
Tawfik, A. Wahba, M. Mansur, H. Harko, T. (2011). & quot; erkən kainatdakı qatı kvark-qluon plazma & quot; Annalen der Physik. 523 (3): 194–207. arXiv: 1001.2814. Bibcode: 2011AnP. 523..194T. doi: 10.1002 / andp.201000052. S2CID 119271582.
Hawley, John F. Holcomb, Katherine A. (2005). Müasir kosmologiyanın əsasları (2-ci nəşr). Oxford [u.a.]: Oxford Univ. Basın. səh. 304. ISBN 978-0-19-853096-1.
Poulin, Vivian Smith, Tristan L. Karwal, Tanvi Kamionkowski, Marc (2019-06-04). & quot; Qaranlıq Enerji Hubble Gərginliyini Çözə bilər & quot. Fiziki Baxış Məktubları. 122 (22): 221301. arXiv: 1811.04083. Bibcode: 2019PhRvL.122v1301P. doi: 10.1103 / PhysRevLett.122.221301. PMID 31283280. S2CID 119233243.
Mann, Adam (26 Avqust 2019). & quotBir Nömrə Kainat anlayışımızla bir şeyin kökündən səhv olduğunu göstərir - Bu mübarizənin universal təsiri var & quot. Canlı Elm. 26 Avqust 2019 tarixində alındı.
NASA / Goddard Space Uçuş Mərkəzi (25 Aprel 2019). & quotKainatın genişlənmə sürətinin sirri yeni Hubble məlumatları ilə genişlənir & quot. EurekAlert !. İstifadə tarixi 27 aprel 2019.
Wall, Mike (25 Aprel 2019). & quotKainat o qədər sürətlə genişlənir ki, izah etmək üçün yeni bir fizikaya ehtiyacımız var & quot. Space.com. İstifadə tarixi 27 aprel 2019.
Mandelbaum, Ryan F. (25 Aprel 2019). & quotHubble Ölçmələri Kainatın necə genişləndiyinə dair qəribə bir şey olduğunu təsdiqləyir & quot. Gizmodo. 26 aprel 2019 tarixində alındı.
Pietrzyński, G et al. (13 Mart 2019). & quotBöyük Magellan Buluduna yüzdə birinə qədər olan bir məsafə & quot. Təbiət. 567 (7747): 200–203. arXiv: 1903.08096. Bibcode: 2019Natur.567..200P. doi: 10.1038 / s41586-019-0999-4. PMID 30867610. S2CID 76660316.
Di Valentino, E. Melchiorri, A. Silk, J. (4 Noyabr 2019). & quotKapalı bir Kainat üçün dəlillər və kosmologiya üçün mümkün bir böhran planlayın & quot. Təbiət Astronomiyası. 4 (2019): 196–203. arXiv: 1911.02087. Bibcode: 2019NatAs.tmp..484D. doi: 10.1038 / s41550-019-0906-9. S2CID 207880880.
Pesce, D. W. Braatz, J. A. Reid, M. J. Riess, A. G. et al. (26 Fevral 2020). & quotMegamaser Cosmology Layihəsi. XIII. Kombinə Hubble Sabit Məhdudiyyətlər & quot; Astrofizika jurnalı. 891 (1): L1. arXiv: 2001.09213. Bibcode: 2020ApJ. 891L. 1P. doi: 10.3847 / 2041-8213 / ab75f0. S2CID 210920444.
Castelvecchi, Davide (2020-07-15). & quotKainatın genişlənməsi sirri təzə məlumatlarla dərinləşir & quot. Təbiət. 583 (7817): 500-501. Bibcode: 2020Natur.583..500C. doi: 10.1038 / d41586-020-02126-6. PMID 32669728. S2CID 220583383.
Riess, A. G. Casertano, S. Yuan, W. Bowers, J. B. et al. (15 dekabr 2020). & quot; Gaia EDR3 Paralaksları və 75 Samanyolu Sefeylərin Hubble Kosmik Teleskopu Fotometriyası ilə% 1 Həssaslığa Kalibr edilmiş Kosmik məsafələr LambdaCDM ilə gərginliyi təsdiqləyir & quot; arXiv: 2012.08534.
Mukherjee, S. Ghosh, A. Graham, M. J. Karathanasis, C. et al. (29 sentyabr 2020). & quot; Parlaq ikili qara dəlik GW190521-dən Hubble parametrinin ilk ölçülməsi & quot. arXiv: 2009.14199.
Şajib, A. J. Birrer, S. Treu, T. Agnello, A.və s. (14 Oktyabr 2019). & quotSTRIDES: DB J0408-5354 güclü lensli sistemdən Hubble sabitinin yüzdə 3,9 ölçümü & quot. arXiv: 1910.06306. doi: 10.1093 / mnras / staa828. S2CID 204509190.
Chen, G.C.F. Fassnacht, C.D. Suyu, S.H. Rusu, CE Chan, J.H.H. Wong, K.C. Auger, M.W. Hilbert, S. Bonvin, V. Birrer, S. Millon, M. Koopmans, L.V.E. Lagattuta, D.J. McKean, J.P. Vegetti, S. Courbin, F. Ding, X. Halkola, A. Jee, I. Shajib, A.J. Sluse, D. Sonnenfeld, A. Treu, T. (12 sentyabr 2019). & quot H0LiCOW-un Kəskin görünüşü: adaptiv optik görüntüləmə ilə üç dəfə gecikməli cazibə obyektiv sistemindən H0 & quot; Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 490 (2): 1743-1773. arXiv: 1907.02533. Bibcode: 2019MNRAS.490.1743C. doi: 10.1093 / mnras / stz2547. S2CID 195820422.
Dutta, Koushik Roy, Anirban Ruchika, Ruchika Sen, Anjan A. Şeyx-Cabbari, M. M. (20 Avqust 2019). & quot Aşağı Qırmızı sürüşmə müşahidələri ilə kosmologiya: yeni fizika üçün siqnal yoxdur & quot. Fiz. Rev. D. 100 (10): 103501. arXiv: 1908.07267. Bibcode: 2019PhRvD.100j3501D. doi: 10.1103 / PhysRevD.100.103501. S2CID 201107151.
Reid, M. J. Pesce, D. W. Riess, A. G. (15 Avqust 2019). & quot; NGC 4258-ə Yaxşılaşdırılmış Məsafə və Hubble Constant üçün Təsirləri & quot. Astrofizika jurnalı. 886 (2): L27. arXiv: 1908.05625. Bibcode: 2019ApJ. 886L..27R. doi: 10.3847 / 2041-8213 / ab552d. S2CID 199668809.
Kenneth C. Wong (2020). & quotH0LiCOW XIII. Lensli kvazarlardan% 2,4 H0 ölçümü: erkən və gec Kainat probları arasında 5.3σ gərginlik & quot. Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. arXiv: 1907.04869. doi: 10.1093 / mnras / stz3094. S2CID 195886279.
Domínguez, Alberto et al. (28 Mart 2019). & quot; Hubble sabitinin və Kainatın maddə məzmununun ekstragalaktik fon işığı γ-şüalarının zəifləməsindən istifadə edərək yeni bir ölçü & quot; Astrofizika jurnalı. 885 (2): 137. arXiv: 1903.12097v1. Bibcode: 2019ApJ. 885..137D. doi: 10.3847 / 1538-4357 / ab4a0e. S2CID 85543845.
Ryan, Joseph Chen, Yun Ratra, Bharat (8 Fevral 2019) və & quot; Hubble sabitliyi, qaranlıq enerji dinamikası və məkan əyriliyində Baryon akustik salınması, Hubble parametri və bucaq ölçüsü məhdudiyyətləri & quot; Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, 488 ( 3): 3844–3856, arXiv: 1902.03196, Bibcode: 2019MNRAS.tmp.1893R, doi: 10.1093 / mnras / stz1966, S2CID 119226802
Macaulay, E et al. (DES əməkdaşlıq) (2018). & quot; Qaranlıq Enerji Araşdırmasından Tip Ia Supernovadan istifadə edərək ilk kosmoloji nəticələr: Hubble Sabitinin Ölçülməsi & quot; Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 486 (2): 2184-21996. arXiv: 1811.02376. doi: 10.1093 / mnras / stz978. S2CID 119310644.
Birrer, S Treu, T Rusu, C. E Bonvin, V et al. (2018). & quotH0LiCOW - IX. İki dəfə görüntülənmiş kvars SDSS 1206 + 4332-nin kosmoqrafiya təhlili və Hubble sabitinin yeni ölçüsü & quot. Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 484 (4): 4726-4753. arXiv: 1809.01274. Bibcode: 2018arXiv180901274B. doi: 10.1093 / mnras / stz200. S2CID 119053798.
Planck Collaboration Aghanim, N. et al. (2018). & quotPlank 2018 nəticələrini. VI. Kosmoloji parametrlər & quot; arXiv: 1807.06209. Bibcode: 2018arXiv180706209P.
Riess, Adam G. Casertano, Stefano Yuan, Wenlong Macri, Lucas vd. (2018). & quot; Kosmik məsafələrin ölçülməsi və Gaia DR2-yə tətbiq üçün Samanyolu Cepheid standartları: Hubble Constant üçün təsirlər & quot; Astrofizika jurnalı. 861 (2): 126. arXiv: 1804.10655. Bibcode: 2018ApJ. 861..126R. doi: 10.3847 / 1538-4357 / aac82e. ISSN 0004-637X. S2CID 55643027.
Devlin, Hannah (10 May 2018). & quotHəyata, kainata və hər şeyə cavab 73 ola bilər. Və ya 67 & quot. qəyyum. İstifadə tarixi 13 May 2018.
Riess, Adam G. Casertano, Stefano Yuan, Wenlong Macri, Lucas vd. (22 Fevral 2018). & quot; Hubble Kosmik Teleskopunu məkan taramasından qalaktik Sefidlərin yeni paralaksları: Hubble sabitinə təsirlər & quot (PDF). Astrofizika jurnalı. 855 (2): 136. arXiv: 1801.01120. Bibcode: 2018ApJ. 855..136R. doi: 10.3847 / 1538-4357 / aaadb7. S2CID 67808349. 23 Fevral 2018 tarixində alındı.
Weaver, Donna Villard, Ray Hille, Karl (22 Fevral 2018). & quotİyileştirilmiş Hubble Yardstick Kainatda Yeni Fizika üçün Təzə Sübutlar Verir & quot. NASA. 24 Fevral 2018 tarixində alındı.
LIGO Elmi Əməkdaşlıq və Qız İşbirliyi 1M2H İşbirliyi Qaranlıq Enerji Kamerası GW-EM İşbirliyi və DES Əməkdaşlıq DLT40 İşbirliyi və s. (2017-10-16). & quot; Hubble sabitinin qravitasiya dalğa standart siren ölçüsü & quot (PDF). Təbiət. 551 (7678): 85-88. arXiv: 1710.05835. Bibcode: 2017Natur.551. 85A. doi: 10.1038 / təbiət24471. ISSN 1476-4687. PMID 29094696. S2CID 205261622.
Feeney, Stephen M Peiris, Hiranya V Williamson, Andrew R Nissanke, Samaya M Mortlock, Daniel J Alsing, Justin Scolnic, Dan (2019). & quot; Hubble sabit gərginliyini standart sirenlərlə həll etmək perspektivləri & quot; Fiziki Baxış Məktubları. 122 (6): 061105. arXiv: 1802.03404. Bibcode: 2019PhRvL.122f1105F. doi: 10.1103 / PhysRevLett.122.061105. hdl: 2066/201510. PMID 30822066. S2CID 73493934.
Vitale, Salvatore Chen, Hsin-Yu (12 iyul 2018). & quot; Hubble Sabitini Nötron Ulduz Qara Delik Birləşmələri ilə Ölçmək & quot. Fiziki Baxış Məktubları. 121 (2): 021303. arXiv: 1804.07337. Bibcode: 2018PhRvL.121b1303V. doi: 10.1103 / PhysRevLett.121.021303. hdl: 1721.1 / 117110. PMID 30085719. S2CID 51940146.
Bonvin, Vivien Courbin, Frédéric Suyu, Sherry H. et al. (2016-11-22). & quotH0LiCOW - V. HE 0435−1223: Yeni COSMOGRAIL vaxt gecikmələri: Düz ΛCDM modelində güclü linzalardan H0 - yüzdə 3.8 dəqiqlik & quot. MNRAS. 465 (4): 4914-4930. arXiv: 1607.01790. Bibcode: 2017MNRAS.465.4914B. doi: 10.1093 / mnras / stw3006. S2CID 109934944.
Tully, R. Brent Courtois, Hélène M. Sorce, Jenny G. (3 Avqust 2016). & quotCOSMICFLOWS-3 & quot. Astronomiya jurnalı. 152 (2): 50. arXiv: 1605.01765. Bibcode: 2016AJ. 152. 50T. doi: 10.3847 / 0004-6256 / 152/2/50.
Grieb, Jan N. Sánchez, Ariel G. Salazar-Albornoz, Salvador (2016-07-13). & quotTamamlanmış SDSS-III Baryon Salınım Spektroskopik Tədqiqatında qalaktikaların yığılması: Son nümunənin Fourier boşluq takozlarının kosmoloji nəticələri & quot; Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 467 (2): stw3384. arXiv: 1607.03143. Bibcode: 2017MNRAS.467.2085G. doi: 10.1093 / mnras / stw3384. S2CID 55888085.
& quot; Genişləndirilmiş Baryon Osilasyon Spektroskopik Tədqiqatı (eBOSS) & quot. SDSS. İstifadə tarixi 13 May 2018.
Riess, Adam G. Macri, Lucas M. Hoffmann, Samantha L. Scolnic, Dan Casertano, Stefano Filippenko, Alexei V. Tucker, Brad E. Reid, Mark J. Jones, David O. (2016-04-05). & quot; Hubble Sabitinin Yerli Dəyərinin% 2.4 Təyini & quot; Astrofizika jurnalı. 826 (1): 56. arXiv: 1604.01424. Bibcode: 2016ApJ. 826. 56R. doi: 10.3847 / 0004-637X / 826/1/56. S2CID 118630031.
& quotPlanck Yayınları: Planck 2015 Nəticələri & quot. Avropa Kosmik Agentliyi. Fevral 2015. Alınan 9 Fevral 2015.
Cowen, Ron Castelvecchi, Davide (2 dekabr 2014). & quotAvropa probu qaranlıq maddə iddialarını vurur & quot; Təbiət. doi: 10.1038 / təbiət.2014.16462. 6 dekabr 2014 tarixində alındı.
Tully, R. Brent Courtois, Helene M. Dolphin, Andrew E. Fisher, J. Richard et al. (5 sentyabr 2013). & quotCosmicflows-2: Məlumat & quot; Astronomiya jurnalı. 146 (4): 86. arXiv: 1307.7213. Bibcode: 2013AJ. 146. 86T. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 146/4/86. ISSN 0004-6256. S2CID 118494842.
& quotPlanck demək olar ki, mükəmməl bir kainatı ortaya qoyur & quot; ESA. 21 Mart 2013. Alınan tarix 2013-03-21.
& quotPlank Missiyası Kainatı Keskin Fokusa Gətirir & quot. JPL. 21 Mart 2013. Alınan tarix 2013-03-21.
Əlvida, D. (21 Mart 2013). & quotBiz bilməmişdən əvvəl doğulmuş bir körpə kainatı & quot; New York Times. 2013-03-21 tarixində alındı.
Boyle, A. (21 Mart 2013). & quotPlanck probunun kosmik 'körpə şəkli' kainatın həyati statistikasını yenidən nəzərdən keçirir & quot. NBC News. 2013-03-21 tarixində alındı.
Bennett, C. L. et al. (2013). & quotDoqquz illik Wilkinson Mikrodalğalı Anizotrop Probe (WMAP) müşahidələri: Son xəritələr və nəticələr & quot; Astrofizik Jurnal Əlavə Seriyası. 208 (2): 20. arXiv: 1212.5225. Bibcode: 2013ApJS..208. 20B. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 208/2/20. S2CID 119271232.
Jarosik, N. et al. (2011). & quotYeddi illik Wilkinson Mikrodalğalı Anizotrop Probe (WMAP) müşahidələri: Göy xəritələri, sistematik səhvlər və əsas nəticələr & quot; Astrofizik Jurnal Əlavə Seriyası. 192 (2): 14. arXiv: 1001.4744. Bibcode: 2011ApJS..192. 14J. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 192/2/14. S2CID 46171526.
Müxtəlif modellərin WMAP və digər məlumatların müxtəlif kombinasiyalarına uyğunlaşdırılması nəticəsində əldə edilən H0 və digər kosmoloji parametrlərin nəticələri NASA-nın LAMBDA veb saytında 2014-07-09 tarixində Wayback Machine-də əldə edilə bilər.
Hinshaw, G. et al. (WMAP Əməkdaşlıq) (2009). & quot Beş illik Wilkinson Mikrodalğalı Anizotrop Probe müşahidələri: Məlumatların işlənməsi, səma xəritələri və əsas nəticələr & quot; Astrofizik Jurnalı Əlavəsi. 180 (2): 225-245. arXiv: 0803.0732. Bibcode: 2009ApJS..180..225H. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 180/2/225. S2CID 3629998.
Spergel, D. N. et al. (WMAP Əməkdaşlıq) (2007). & quotÜç illik Wilkinson Mikrodalğalı Anizotropiya Probu (WMAP) Müşahidələri: Kosmologiya üçün təsirlər & quot; Astrofizik Jurnal Əlavə Seriyası. 170 (2): 377-408. arXiv: astro-ph / 0603449. Bibcode: 2007ApJS..170..377S. doi: 10.1086 / 513700. S2CID 1386346.
Bonamente, M. Joy, M. K. Laroque, S. J. Carlstrom, J. E. et al. (2006). & quotSünyaev-Zel'doviç effektindən kosmik məsafə miqyasının və yüksək qırmızı sürüşən qalaktika qruplarının Chandra rentgen ölçülərinin təyini & quot. Astrofizika jurnalı. 647 (1): 25. arXiv: astro-ph / 0512349. Bibcode: 2006ApJ. 647. 25B. doi: 10.1086 / 505291. S2CID 15723115.
Planck Əməkdaşlıq (2013). & quotPlank 2013 nəticələri. XVI. Kosmoloji parametrlər & quot; Astronomiya & amp; Astrofizika. 571: A16. arXiv: 1303.5076. Bibcode: 2014A & ampA. 571A..16P. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201321591. S2CID 118349591.
John P. Huchra (2008). & quotHubble Sabit & quot. Harvard Astrofizika Mərkəzi.
Sandage, A. R. (1958). & quotQalaktikadan kənar məsafədəki mövcud problemlər & quot; Astrofizika jurnalı. 127 (3): 513-526. Bibcode: 1958ApJ. 127..513S. doi: 10.1086 / 146483.
Edwin Hubble, Extra-Galactic Bulutsular arasında məsafə və radial sürət arasındakı əlaqələr, Milli Elmlər Akademiyası Proceedings, c. 15, yox. 3, s. 168-173, Mart 1929
& quotHubble's Constant & quot. Skywise Unlimited - Qərbi Washington Universiteti.

Lemaître, Georges (1927). & quotBütün kütləvi konstensiya və rayon kruvasan məhsulu, əlavə vitrin və radiale des nébuleuses ekstra qalaktika məhsulları & quot. Annales de la Société Scientifique de Bruxelles (Fransız dilində). A47: 49-59. Bibcode: 1927ASSB. 47. 49L.

Hubble, E. P. (1937). Kosmologiyaya müşahidə yanaşması. Clarendon Press. LCCN 38011865.
Kutner, M. (2003). Astronomiya: Fiziki Perspektiv. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-52927-3.
Liddle, A. R. (2003). Müasir Kosmologiyaya Giriş (2-ci nəşr). John Wiley & amp; Sons. ISBN 978-0-470-84835-7.

Freedman, W. L. Madore, B. F. (2010). & quotHubble Sabit & quot. Astronomiya və Astrofizikanın illik icmalı. 48: 673-710. arXiv: 1004.1856. Bibcode: 2010ARA & ampA..48..673F. doi: 10.1146 / annurev-astro-082708-101829. S2CID 119263173.

NASA-nın WMAP - Big Bang Genişləndirilməsi: Hubble Constant
Hubble Key Layihəsi
Hubble Diaqram Layihəsi
Fərqli Hubble Sabitləri ilə anlaşmaq (Forbes 3 May 2019)
Merrifield, Michael (2009). & quotHubble Constant & quot. Altmış rəmz. Brady Haran, Nottingham Universiteti üçün.

Adları fiziki sabitlərdə istifadə olunan elm adamları
Fiziki sabitlər

Isaac Newton (cazibə sabiti) Charles-Augustin de Coulomb (Coulomb sabit) Amedeo Avogadro (Avogadro sabit) Michael Faraday (Faraday sabit) Johann Josef Loschmidt Johann Jakob Balmer Josef Stefan (Stefan – Boltzmann sabit) Ludwig Boltzmann (Boltzmann sabit, Stefan – Bolman sabit) Johannes Rydberg (Rydberg sabit) JJ Thomson Max Planck (Planck sabit) Wilhelm Wien Otto Sackur Niels Bohr (Bohr radiusu) Edwin Hubble (Hubble sabit) Hugo Tetrode Douglas Hartree Brian Josephson Klaus von Klitzing


Kosmoloji qırmızı sürüşmə

Dünyadakı laboratoriya təcrübələri, dövri cədvəldəki hər bir elementin fotonları yalnız müəyyən dalğa boylarında (atomların həyəcan vəziyyəti ilə təyin olunduğu) yaydığını təyin etdi.

Biblioqrafik məlumat: De-Chang Dai et al. 2012. Ölçmə üçün Quasars-ı standart saatlar kimi istifadə etmək Kosmoloji Redshift. Fiz. Keşiş Lett. 108, 231302 doi: 10.1103 / PhysRevLett.108.231302
Nəşr olunub
Astronomiya.

Kosmoloji Redshift
Uzaq qalaktikalardan gələn işıq aşağı tezliklərə keçir. Bu müşahidə olunan davranış yaxşı qurulmuşdur və kainatın genişləndiyi nəzəriyyəsinin arxasındadır: qırmızı sürüşmə qalaktikaların uzaqlaşması nəticəsində izah olunur.

Astronomlar, eyni zamanda, çox uzaq qalaktikalara yaxın məsafələri ölçmək üçün qırmızı sürüşmədən istifadə edirlər. Bir obyekt nə qədər uzaqlaşsa, o qədər çox dəyişdiriləcəkdir. Bəzi çox uzaq cisimlər ultrabənövşəyi və ya daha yüksək enerji dalğa boylarında enerji yaya bilər.

Yalnız bir kainatın Hubble axını ilə əlaqəli bir cismin qırmızı sürüşməsinin tərkib hissəsi.
kosmologiya Bütün kainatın quruluşu və təkamülü haqqında öyrənmə.

. Uzaq bir mənbədən yayılan işığın, uzay vaxtının özünün genişlənməsi səbəbindən yenidən dəyişdirildiyi görünən bir təsir. Doppler effektinə də baxın.
Kosmologiya. Kainatın öyrənilməsi bir bütün olaraq nəzərdən keçirildi.
Kosmos. Kainatın sinonimi.

- (n.)
Doppler qalaktikanın tənəzzül hərəkəti və kainatın genişlənməsi ilə əlaqəli daha uzun dalğa boylarına doğru dəyişir.
kosmologiya - (n.).

Hər hansı bir qırmızı rəngli Doppler sürüşməsi qalaktikaların qarşılıqlı tənəzzülünə və ya genişlənən kainata aid edilir.
kosmologiya.

Kainatın genişlənməsi səbəbindən spektral xətlərin dəyişməsi. Gökadalar və yığınlar eyni zamanda genişlənən və qalaktikaları özüylə birlikdə daşıyan uzay vaxtında yerləşir, beləliklə qalaktikalar uzaq bir müşahidəçiyə nisbətən bir sürət nümayiş etdirirlər.

balon bənzətməsindən istifadə etmək. Bu animasiyada, şar üzərində çəkilən dalğa, müəyyən bir dalğa uzunluğuna sahib bir işıq dalğasını təmsil edir. Balon genişləndikcə dalğa uzunluğu artır. İnanırıq ki, Kainatda işıq belə davranır.

kainatın heç bir mərkəzi deyil, yəni Kainatın hər yerdə ən böyük miqyasda izotrop olduğu, bunun da homojen olduğu nəticəsidir. [HH98]
(e) E.A. 1933-cü ildə Milne, Kainatın həm homogen, həm də izotrop olduğu fərziyyəsini təsvir etdi. [G97]

Lehinə başqa bir mübahisə

s üçün kvazarlar, kvazar udma xətti sisteminin daima kvasar emissiya xəttinin yenidən dəyişməsindən az və ya bərabər olan yenidən sürüşmələrə sahib olması faktı ilə mükəmməl dərəcə sıralamasıdır.

Qaranlıq təsiri

yuxarıda göstərilən kosmoloji kontekstində (Wesson 1989) kainatın yaşının sonluğu ilə ortaya çıxan qaranlıq effekti ilə müqayisədə kəmiyyət göstərilmişdir, nəticədə sonuncu dəlil daha vacibdir.

- məsafə əlaqəsi birlikdə Big Bang nəzəriyyəsi üçün mövcud olan ən yaxşı dəlil olaraq qəbul edilir. QMİ-nin ölçmələri inflyasiya edən Big Bang nəzəriyyəsini Standart Kosmologiya Modelinə çevirdi.

At kompakt radio mənbələrində qazın mənimsənilməsi H I-nin müşahidələri

s s. 861
R. C. Vermeulen, Y. M. Pihlstr m, W. Tschager, W. H. de Vries, J. E. Conway, P. D. Barthel, S. A. Baum, R. Braun, M. N. Bremer, G. K. Miley et al. (Daha 5)
DOI:.

Kimi tanınmağa başladı

Big Bang nəzəriyyəsinin ilk parçası və nəticədə kainatımızın mənşəyinin təsviri idi.

Kainatın genişlənməsi niyə a-ya çevrilir?

? Uzaq bir kvazarı düşünək. Xatırladaq ki, baxış vaxtı effekti sayəsində kvazarı bir çox milyard illər əvvəl kainat daha gənc olduğu kimi görürük.

[71] İnfraqırmızıda müşahidə etmək buna nail olmaq üçün əsas bir texnikadır, çünki qaranlıq toz və qaza daha yaxşı nüfuz edir, daha soyuq cisimlərin müşahidə edilməsinə imkan verir.

Qırmızı sürüşmə Üç səbəbdən birindən və ya bir neçəsindən qaynaqlanan elektromaqnit şüalanmanın dalğa uzunluğunun uzanması: Doppler qırmızı sürüşmə: cisimlərin kosmosda bir-birindən uzaqlaşması nəticəsində. Qravitasiya qırmızı sürüşmə: güclü cazibə sahələrindən qaynaqlanır.

: genişlənmədən irəli gəlir.

Yaranan cazibə dalğalarının enerji sıxlığının elektromaqnit şüalanmanın enerji sıxlığını aşması ehtimalı azdır və hər qraviton (fotonun cazibə analoqu) eyni həssas olacaqdır.

kainatın genişlənməsi ilə.

Miqyas faktoru 1 + z-ə bərabərdir, burada z

.
İSTİFADƏ: Ulduzdan aşağı olduqda bir ulduzun və ya planetin parlaqlığının açıq azalması, çünki işığının daha çox hissəsi Yer atmosferi tərəfindən udulur.


Tədqiqata əsaslanan mənbələrlə fizika tədrisinə dəstək


orta məktəb lisey intro kollec orta səviyyəli orta məktəb digər sinif orta məktəb

Baxış

Nə? Giriş Astronomiya mühazirə kurslarında istifadə üçün sokratik dialoqa əsaslanan, yüksək quruluşlu işbirlikli öyrənmə fəaliyyətləri. Şagirdlərin yanlış təsəvvürlərini ortaya çıxarmaq, sadəlövh, natamam və ya qeyri-dəqiq fikirləri ilə qarşılaşmaq, ziddiyyətləri həll etmək və konseptual modellərin gücünü nümayiş etdirmək üçün hazırlanmışdır.

Nümunə materiallar

Fəaliyyət xülasəsi

Tələbələr mühazirə təlimatında göstərilən mövzu ilə bağlı interaktiv mühazirədən sonra mühazirədə mühazirə təlimatı iş səhifəsi vasitəsilə işləyirlər. Hər mühazirə-dərs 10-20 dəqiqə çəkir. Mühazirə təlimatı üzərində işləyərkən tələbələr:

  • Bir tərəfdaşla işləyin.
  • Təlimatları və sualları diqqətlə oxuyun.
  • Anlayışları və cavablarınızı bir-birinizlə müzakirə edin.
  • Qrupunuz növbəti suala keçmədən əvvəl cavabınız barədə bir fikir birliyinə gəlin.
  • Zorlandığınız və ya cavabınızdan əmin deyilsinizsə, yaxınlıqdakı qrupa müraciət edin.
  • Həqiqətən ilişib qalsanız və ya təlimatın nə istədiyini başa düşmürsünüzsə, əlinizi qaldırın və kömək istəyin.

Göndərən: C.S. Wallace və E.E. Printer, Giriş Astronomiyasında Mühazirə-Dərslər, arXiv: 1806.00452

Tədris planı

Gecə Göy
Vəzifə
Hərəkət
Mövsümi Ulduzlar
Günəş və Sidereal Günü
Ekliptik
Ulduz qrafiklər
Astronomiyanın əsasları
Kepler & rsquos İkinci Qanunu
Kepler & rsquos Üçüncü Qanun
Newton & rsquos Qanunlar və Cazibə
Ulduzların görünən və mütləq böyüklükləri
Parsec
Paralaks və məsafə
Spektroskopik Paralaks
Astronomiyada İşığın Təbiəti
Elektromaqnit (EM) İşıq Spektri
Teleskoplar və Yer & rsquos Atmosferi
Parlaqlıq, istilik və ölçü
Blackbody Radiasiya
Spektr növləri
İşıq və atomlar
Spektrlərin təhlili
Doppler Shift
Günəş sistemimiz
Ay fazalarının səbəbi
Ay fazalarının proqnozlaşdırılması
Günəş yolu
Mövsümlər
Retrograd Hərəkəti müşahidə etmək
Earth & rsquos Dəyişən Səth
İstixana effekti
Günəş Sistemimizin Temperaturu və Oluşumu
Günəş ölçüsü
Ulduzlar, Gökadalar və Beyond
H-R Diaqramı
Ulduz formasiyası və ömür
İkili Ulduzlar
Xarici planetlərin hərəkəti
Ulduz Təkamül
Samanyolu Tərəzilər
Galaxy Təsnifatı
Qaranlıq maddə
Uzaq obyektlərə baxmaq
Kainatı hiss etmək və genişlənmək
Hubble Qanunu
Kainatın genişlənməsi
Genişlənmə, baxış vaxtları və məsafələr
Böyük partlayış


Tarix

1925-ci ildə Amerikalı astronom Edwin Hubble elmi cəmiyyətə kainatda bundan daha çox şey olduğunu nümayiş etdirdi süd Yoluvə dünyamızdan ayrılan bir çox ulduz qrupu olduğunu.

Sonra 1929-cu ildə Hubble astronomiyanı tamamilə dəyişdirən yeni bir kəşfini elan etdi. Teleskopların təkmilləşdirildiyi üstünlüyü ilə Hubble, bu qalaktikalardan gələn işığın tərəfə doğru irəlilədiyini görməyə başladı. qırmızı uc görə spektrin Doppler qalaktikaların əslində bizdən uzaqlaşdığını göstərən təsir.

Hubble, qalaktikaların və qalaktika qruplar böyük bir sürətlə bir-birlərindən uzaqlaşırdılar və bu səbəbdən kainat böyüyürdü. Əslində gördüyümüz bütün qalaktikalar səbəbiylə biraz qırmızıdır yerdəyişmə.


Hubble Qanunu haqqında daha çox məlumat

Müasir müxtəlif astronomik müşahidələr, Kainatımızın zamanla “böyük partlayış” olaraq bilinən bir başlanğıcının olduğunu açıq şəkildə göstərir. Ancaq eyni müşahidələr də göstərir ki, Kainat eyni vaxtda bütün istiqamətlərdə genişlənir, yəni kosmosda vahid doğum yeri yoxdur. Zaman, məkanın üç ölçüsünə bənzər dördüncü bir ölçü kimi qəbul edilmədikcə, bu fikirlər - başlanğıc vaxtı deyil, başlanğıc yeri deyil, zaman və məkanın ayrı anlayışlar kimi göründüyü yer üzündə böyüyən insanlar üçün çətindir. barışmaq. Yer mərkəzli bir tərbiyə, böyük bir partlayışla başlayan genişlənən bir Kainat haqqında çox "tez-tez soruşulan" iki suala təkan verir:

1. Kainatın bir başlanğıcı varsa, böyük partlayışdan əvvəl burada nə var idi?

2. Məkan genişlənirsə, kənarda nəyi genişləndirir?

Supernatural Solutions

Əlbəttə ki, fövqəltəbii bir güc vaxtında bir "başlanğıc" düyməsini basarsa və Kainatımızın "xaricində" olanları idarə edərsə, yuxarıda göstərilən bu çətin suallardan qaçınmaq olar. Antik dövrlərdə mədəniyyətlər arasındakı mütəfəkkirlər Kainatın qismən fövqəltəbii qüvvələr tərəfindən idarə olunduğuna inanırdılar.

Galleonun Yupiterdəki teleskopik müşahidələri Antiklərin Yer mərkəzli Günəş Sistemini təsirli şəkildə təkzib etdikdə və 17-ci əsrdə də, İsaak Newton, Yerin cazibə qüvvəsini Günəşin ətrafında dövr etdikləri zaman planetlərin hərəkətlərini necə idarə etdiyini göstərdiyində, fövqəltəbii izahatlar hələ də populyar idi. Hətta Nyuton da böyük ölçüdə Allahı dərk etməyin yollarını axtarırdı. Bu tarix haqqında daha çox məlumatı Newton’un cazibə nəzəriyyəsinə aparan fikirlərin tarixini təsvir edən interaktiv infoqrafik The Newton Path to Newton’dan əldə edə bilərsiniz.

Hubble'ın bir ulduzu “VAR!” Olaraq işarələdiyi məşhur M31 (Andromeda Galaxy və ya NGC 224) şəkli. qırmızı mürəkkəblə "dəyişən" üçün. Bu saytda daha çox: Hubble'ın Məşhur M31 VAR! boşqab). Carnegie Rəsədxanalarının nəzakəti.

Heç kim Kainatın çox dəyişməsini istəmirdi.

Hubble dövründən əvvəl mütəfəkkirlər Kainatın sonsuz (Anaximander) və ya sonlu (Olbers) olmasına dair fikir ayrılığına baxmayaraq, hamısı onun Yerdən dəyişməz (Aristotel) olduğu ilə razılaşdılar.

Elmi fikirlərin böyük bir genişlənməsini görən İntibah dövründə də, 1572-ci ildə Tycho’nun supernovasının görünüşü təbii filosofları qorxunc dərəcədə narahat edirdi, çünki Kainatla bağlı bir şey - yalnız bir ulduzun parlaqlığı dəyişə bilsə də.

Əsrlər sonra, tənliklərinin hamısını tələb edən Einşteyn belə
dəyişiklik, statik bir Kainatdan başqa bir şey fikrinə məşhur olaraq nifrət etdi.

İnsanların düşüncəsini nə dəyişdirdi?

19-cu əsrdə fotoqrafiya və spektroskopiya astronomiyaya girdi,
və nəticədə hər şeyi dəyişdirdi. Uzun pozlama fotoşəkilləri çox sayda gözəl dumanlığı və milyonlarla əvvəllər bilinməyən zəif ulduzları aşkar etdi.
Spektroskopiya yer üzündə gördüyümüz bir çox elementin kosmosda olduğuna dair açıq sübutlar göstərdi və bu bizə Doppler sürüşmələri ilə göydəki hər hansı bir cismin bizə doğru və ya ondan uzaqlaşdığını ölçməyimizə imkan verdi.

Samanyolu nə qədər böyükdür - bütün Kainat?

M31-in müasir Hubble Kosmik Teleskop görünüşü,
(daha açıq şəkildə "qalaktikaya" bənzəyir)
astronomlar). Təsvir mənbəyi
M31-nin göydə olduğunu görmək istəyirsinizsə,
“VAR!” yazısını görmək üçün buraya vurun Hubble orijinalının bir hissəsi
WorldWide Teleskopundakı məzmundakı şəkil.

20-ci əsrin əvvəllərində Antiklər, hətta Qalileo və Newton üçün əlçatmaz olduğundan fərqli bir Kainatı görmək və ölçmək mümkün idi. Daha çox ulduzları var idi və spiral kimi çılğın naxışları olan (o vaxt "dumanlıq" adlanırdı) gözəl ulduz kolleksiyalarına sahib idi. ("Spiral" qalaktikanın yaxşı bir nümunəsi üçün burada rəngdə göstərilən M31-in müasir görüntüsünə baxın.) Spektroskopiya uzaq cisimlərin Günəşdəkilardan fərqli olmayan elementlərdən ibarət olduğunu və böyük sürətlə hərəkət etdiklərini ima etdi. Yeni fotoşəkillərin və spektrlərin partlaması sayəsində Kainatın həqiqi ölçüsü və dərəcəsi ilə bağlı mübahisələr və qeyri-müəyyənlik yayılmağa başladı. Məşhur olaraq 1920-ci ildə Harlow Shapley və Heber Curtis müşahidə edilən “spiral dumanlıqların” əslində bütün Kainatı (Shapley) təşkil edən Samanyol yolumuzun kənarında olub olmadığını və ya əslində qalaktika dənizində öz “ada kainatları” olduqlarını mübahisələndirdilər. Samanyolu yalnız biri olan (Curtis).

Henrietta Leavittin portreti
AP vasitəsilə AAVSO-dan

Harlow Shapley 1920-ci ildə səhv Süd Yolu-hər şey mövqeyini tutdu. Bu vəziyyətdən biraz əvvəl (1912-ci ildə) Harvard Kolleci Rəsədxanasında Shapley-in həmkarı Henrietta Leavittin nə olduğunu dərc etdiyini nəzərə alsaq, tək baxışda qəribə görünür. indi "Leavitt Qanunu" olaraq bilinən, Cepheid dəyişkən ulduzlarının parlaqlığındakı dövri dəyişikliklər ilə onların daxili parlaqlığı arasındakı əlaqədən istifadə edərək məsafələrin ölçülməsinə imkan verir. Şapley əslində işindəki məsafələri həddən artıq qiymətləndirdi, amma yenə də Kainatın tam olduğu nəhəng bir Samanyolu ilə ilişdi. Heber Curtis-in spiral dumanlıqların Samanyolu aşan qalaktikalar olduğu fikrini bölüşən Edwin Hubble-ın sonradan Hubble Qanununun ortaya qoyduğu sirləri açan məsafələri ölçməsini bir az qəribə bir şəkildə, Leavitt Qanunu da verdi.

Tamam, buna görə Samanyolu aşan bir çox Qalaktikalar var. Onlar hərəkət edir?

Brittanica'dan M31 şəkli ilə Edwin Hubble'ın portreti

Cisimləri “spektral xətlər” adlandırılan unikal birləşmələr vasitəsi ilə müəyyənləşdirən spektroskopiya, Doppler effekti sayəsində sürəti ölçmək üçün də istifadə edilə bilər. Leavitt, qanunu tapmaq üçün spektroskopiyanın "identifikasiya" xüsusiyyətlərindən istifadə etdi, lakin Hubble’ı tapmaq üçün sürət ölçülərinə də diqqət yetirməli idi. Doppler məsafəsi qalaktikaları üçün daha yüksək sürətə ("qırmızı sürüşmə" kimi tanınır) keçidləri ölçən ilk astronom olan Vesto Slipherin ölçülərindən geniş şəkildə istifadə etdi və qalaktikaların bizdən uzaqlaşdığını ifadə etdi.

Beləliklə Hubble Qanununun effektiv bir şəkildə başlayacağı inqilab üçün bir mərhələ quruldu. Astronomlar hələ də Kainatın həqiqi ölçüsü barədə mübahisə edirdilər və əksəriyyəti, Einşteyn də daxil olmaqla, onun statik olmasını istəyirdi. Lakin sonra Hubble’ın 1929 nəticəsi gəldi və bu qalaktikanın özümüzdən ayrılması ilə qalaktika sürətinin artması üçün “xətti” bir tendensiya göstərdi. Qalaktikaların bir-birlərindən uzaqlaşdıqca daha sürətli və daha sürətli hərəkət etmələrinin ən sadə izahı genişlənən bir Kainatdır - məkan və zamanın bir-birinə bağlı olduğu və zaman irəlilədikcə məkanın özü də genişlənir. Heç bir qalaktika və ya yer genişlənmənin "mərkəzi" deyil, çünki Hubble Qanunu hər hansı bir qalaktikadan göründüyü kimi görünəcəkdir.

Üzümlü Cake Analogiyası

Genişlənən bir Kainatdakı qalaktikaların hərəkətlərini təsvir etmək üçün istifadə edilən ənənəvi bir bənzətmə, çörək bişmiş tortdakı kişmişə bənzəyir. Bu, hər bir kişmişin, tort bişdikdə və genişləndikcə orta hesabla bütün digər kişmişlərdən uzaqlaşması ilə böyük bir bənzətmədir. AMMA burada danışmağa çalışdığımız iki suala gəldikdə bu dəhşətli bir bənzətmədir:

1. Kainatın bir başlanğıcı varsa, böyük partlayışdan əvvəl burada nə var idi?

2. Məkan genişlənirsə, nəyi genişləndirir? kənarda nə var?

"Əvvəl" və "kənar" məkanda 3 ölçülü bir qabda mövcud olan və zamanın məkandan ayrı bir ölçü kimi olduğu zaman dəyişən bir çörək tortu üçün məna daşıyır. Ancaq "əvvəl" və "kənarda" həm məkanda, həm də zaman içində daim genişlənən 4D məkan zamanında oxşar mənalar yoxdur.

Müasir Kosmologiyanın yaranması

Hubble'ın 1929-cu il tarixli Qanununun nəzərdə tutduğu Universal genişlənməsini həqiqətən başa düşmək üçün çox açıq fikirlər tələb olunurdu - 4D kosmik vaxt haqqında mücərrəd riyazi baxımdan düşünə bilənlər. Nəhayət, 20-ci əsrin bütün astronomları nəhəng və genişlənən bir Kainatı ələ aldılar.

Bu gün Kainatın mənşəyi və genişlənməsi ilə bağlı araşdırma “kosmologiya” kimi tanınır. Müasir kosmoloqların qarşısında duran problemlər, Hubble Qanununa edilən kiçik düzəlişlərdə daha dəqiq və bol məlumatlar sayəsində mümkün olmuşdur. Xüsusilə, indi Kainatın genişlənməsinin həqiqətən sürətləndiyini bilirik ki, Hubble'ın sürətə və məsafəyə uyğun düz xətti əslində bir az yuxarı əyrilər. Einstein, belə bir sürətlənmənin mümkün olduğunu bilirdi, buna görə də Kainatı statik tutmaq üçün məşhur “kosmoloji sabitini” əlavə etdi. Bu gün Kainatın sürətlənməsinin sirli səbəbini “qaranlıq enerji” adlandırırıq və bunu və ya mənşəyini izah etmək üçün hələ yaxşı bir nəzəriyyə yoxdur.