Galaktikate universaalse languse seadus. Tumeenergia ja Hubble'i seadus Galaktikate kaugused Hubble'i seadus

printida

Artiklis 23.05.2013 "Uus pilk tumeenergia olemusele (DE) üldrelatiivsusteooria tagajärgedes" pakuti välja versioon kosmilise gravitatsiooni globaalsest mõjust Hubble'i seadusele. parandus kaugete galaktikate kiirgusspektri sinise gravitatsioonilise täiendava nihke jaoks (tõlgendus TE all). See on uus suund TE-uuringutes, mis leidis ootamatult teoreetilise kinnituse, nii et versioonil on jätk.

Vaatame Ya. Zeldovitši ja I. Novikovi tööd “Universumi struktuur ja evolutsioon” peatükis 3.5. – võrrand (10) vaatleb täieliku Hubble'i seaduse valemit, võttes arvesse sinise gravitatsiooni nihet, ja kommenteerib seda peatükis 3.12. lk 123-124, esitame selle mugavamal kujul:

1+ Z hubble (R) -2/3 πρ mGR 2 /C2 =ν(R)/ν o, (1)

Kus: ρ m- aine kriitiline tihedus universumis, Z hubble– kosmoloogiline punanihe, ν(R)- täheldatud sagedus, ν o- tegelik sagedus.

Võrrand (1) on huvitav oma sisu poolest, see sisaldab konstanti 2/3 πρ mG, nimetagem seda gravitatsioonilise nihke konstandiks Λ grav, mis on kirjutatud kujul, mis sarnaneb Einsteini kosmoloogilise konstandiga Λ einsh =4/3πρ m G algses versioonis. Kosmoloogias Λ einsh TE-ga seostatuna teeb see valemi (1) ainulaadseks, algselt sisaldas see teoreetiliselt efekti TE tõlgenduse all, kuid see oli 1975. aastal.

Analüüsime võrrandit (1), konstanti Λ grav tuleneb Poissoni lahendustest sfääriliselt sümmeetrilise homogeense universumi jaoks,

ƒ(R) - ƒ(0) =∆ƒ =2/3 πρ mGR 2 , (2)

kus: ƒ – Newtoni gravitatsioonipotentsiaal (GP).

Ja see näitab, kuidas universumi MS moodustub; võrrandist (2) järeldub, et MS-i tekkele annavad peamise panuse kauged massid, universumi gravitatsiooniliselt seotud (nähtava) raadiusega osa jaoks. R kõik (t)=C∆t(Kus ∆ t– universumi vanus). Friedmanni võrrandites korrutis ρ eR 2 kõik on konstant kogu aja noole jooksul, mis tähendab, et GP kõigis universumi punktides ja kogu aja noole jooksul on konstant, asendades universumi parameetrite kaasaegsed väärtused võrrandiga (2) me saada,

∆ƒ = 2/3 πρ mGR 2 = 0,75 * 3,14 * 9,6 * 10 -26 * 6,7 * 10 -11 * 1,7 * 10 52 = 3 * 10 16 ≈С 2

ligikaudu võrdne valguse kiiruse ruuduga. Siis parameeter R võrrandis (2) omandab konkreetse väärtuse Universumi nähtava osa raadiusena ja suvaliste kauguste kasutamine GP arvutamiseks on lubamatu, see on igal pool sama.

Tekib küsimus, millisest kiirgusspektri sinisest gravitatsiooninihkest võrrandis (1) räägime, kui Universumi gravitatsiooniväli on globaalselt homogeenne, siis just sel põhjusel on sinise gravitatsiooni nihke korrektsioon. - 2/3 πρ mGR 2 /C 2 seda kosmoloogias ei käsitleta. Teisest küljest on TE olemuse selgitamise lihtsus ja mis kõige tähtsam loomulikkus üsna loogiline ja äärmiselt atraktiivne, võib-olla on Zeldovitš-Novikovi muudatus seotud küsimusega: kas gravitatsioon (kui energia vorm) järgib Hubble'i kosmoloogilise punanihke seadust, pöördume inflatsiooniteooria poole.

Inflatsiooniteooria üks võtme- ja vältimatuid tingimusi on Universumi tekke ja edasise arengu nullenergia tingimused, kosmilise gravitatsiooni negatiivne energia on rangelt võrdne kogu aine ja kiirguse positiivse energiaga. Ja seda energiabilanssi tuleb hoida kogu aja noole jooksul, GTR ei ole nende tingimustega vastuolus, pealegi tulenevad need mingil määral konkreetselt GTR-ist.

1. Gravitatsiooni- ja inertsiaalmassi võrdsus

See aksioom võimaldab meil vormiliselt nulltingimused kirjutada

M kõik C 2 + M kõik ∆ƒ=0

Kus: M kõik C 2- kogu aine ja kiirguse koguenergia; M kõik ∆ƒ– kogu universumi gravitatsioonienergia.

Võrrandist järeldub, et ∆ƒ= -С 2, küsimus on selles, kuidas see moodustatakse ∆ƒ , arutatakse allpool.

2. Gravitatsioonil puuduvad ekraanid ja see on kumulatiivne.

Konkreetse punkti GP moodustub gravitatsiooniallikate GP pealesurumise (akumuleerumise) tõttu kogu universumi ruumala ulatuses ja võimaldab põhimõtteliselt saavutada GP= -C 2.

3. Gravitatsioonikiirus on võrdne valguse kiirusega

See tingimus võimaldab piirata MS tekkepiirkonda Universumi nähtava osa piirkonnaga, vastasel juhul kipub MS lõpmatuseni.

4. Energia üldrelatiivsusteoorias graviteerub

See üldrelatiivsusteooria järeldus võimaldab meil vastata küsimusele: kas gravitatsioon (kui energia vorm) järgib Hubble'i kosmoloogilise punanihke seadust.

Energia üldrelatiivsusteoorias graviteerub, seetõttu tehakse kõik kaasaegses kosmoloogias arvutused läbi energiatiheduse, see on mugavam ja lihtsam. Seega lihtsustame ülesannet ja analüüsime vaatlejana varajase Universumi parameetreid, kui kiirgus domineeris, muutub kiirgus selgelt gravitatsiooni allikaks (aine ja tumeaine võib tähelepanuta jätta). Universum paisub aeglustumisega, siis langeb vaatlejale saabuvate kvantide energia Hubble'i seaduse kohaselt proportsionaalselt kaugusega ja universumi nähtava osa piiride jaoks kipub nulli. Kuna gravitatsiooniallikate energia kipub nulli, siis nendest allikatest lähtuv gravitatsioonienergia peaks samas järjekorras vähenema, kui me ei näe ainet osakeste horisondist kaugemale, siis gravitatsiooni me kindlasti ei näe, näiteks: kui GP vaatleja väärtus on võrdne –С 2, siis piki aja tagasi noolt peaks GP, nagu ka kvantide energia, kalduma nulli. Ainult sel viisil täheldatakse nullenergia tingimusi.

Eelneva põhjal teeme arvutused, meil on Hubble'i seadus

V(R)=HR,

Kus: V(R)– Hubble’i laienemise kiirus on võrdeline vahemaaga R.

Teeme selle mõlemad küljed ruudukujuliseks,

V 2 (R)=H 2R 2, (3)

WIKI-st võtame aine kriitilise tiheduse tänapäevase väärtuse

ρ m = 3H2/8πG,

millest järeldub

N2 =8/3 πρ mG,

asendame selle võrrandiga (3)

V 2 (R)=8/3 πρ mGR 2.

Meil on õigus arvata, et paisumiskiiruse muutus on seotud ruumi gravitatsiooniga, vaatleja GP on alati ja kõikjal võrdne –С 2, ja muutub vastavalt Hubble'i laienemisseadusele as –С 2 +V 2 (R).

siis vahe on GP,

∆ƒ = –С 2 – (-С 2 +V 2 (R)) = -V 2 (R) =8/3 πρ mGR 2, (4)

Võrrelge seda Poissoni võrrandiga

∆ƒ = 2/3 πρ mGR 2. (2)

Näeme, et füüsikalise sisu vormi poolest on võrrandid (2) ja (4) identsed, Hubble'i seadus (ruudus) on üheselt mõistetav, tuleneb vaatlustest ja näitab, kuidas MS moodustub kogu aja noole ulatuses, jäädes samas universumi igas punktis samaks. Ja meil on põhjust arvata, et võrrand (4) on Hubble'i seadus universumi gravitatsioonivälja jaoks. Siis peaks gravitatsioonilises universumis leviv kiirgus alluma üldrelatiivsusteooria järgi täiendavale gravitatsioonilisele nihkele, sest pidurduskiirendus on alati suunatud vaatleja poole, siis peaks nihe olema sinine, siis saab Hubble'i seadus (1) kuju

1+ Z hubble (R) -V 2 (R)/C2 =ν(R)/ν o(5)

Vaadake hoolikalt, kuidas võrrand (5) kirjeldab täielikult, ja selle tulemusena selgitage Hubble'i diagramme joonisel 1, mille põhjal TE avastati.

Kus punane joon on kauguste sõltuvus galaktikate spektri punanihkest, mis on konstrueeritud Ia tüüpi supernoova vaatluste põhjal, mis vastab universumi kiirendatud paisumisele ( Z obs.). Sinine (katkendlik) joon vastab universumi lineaarse paisumise teoreetilistele arvutustele ( Z teoor), siis vahe

Esimesest maailmasõjast naastes asus Edwin Hubble tööle Lõuna-Californias asuvasse Mount Wilsoni kõrgmäestiku astronoomiaobservatooriumisse, mis oli sel ajal maailma kõige paremini varustatud. Kasutades oma uusimat peegelduvat teleskoopi, mille esmane peegli läbimõõt on 2,5 m, tegi ta uudishimulikke mõõtmisi, mis muutsid igaveseks meie arusaama universumist.

Tegelikult kavatses Hubble uurida üht pikaajalist astronoomilist probleemi – udukogude olemust. Alates 18. sajandist valmistasid need salapärased objektid teadlastele muret oma päritolu saladuse pärast. 20. sajandiks sünnitasid mõned neist udukogudest tähed ja lahustusid, kuid enamik pilvi jäi uduseks – ja seda eelkõige oma olemuselt. Siin esitasid teadlased endale küsimuse: kus need udused moodustised täpselt asuvad - meie galaktikas? või esindavad mõned neist teisi "universumi saari", kui kasutada tolle ajastu keerulist keelt? Enne teleskoobi kasutuselevõttu Mount Wilsonil 1917. aastal oli see küsimus puhtalt teoreetiline, kuna puudusid tehnilised vahendid nende udukogude kauguste mõõtmiseks.

Hubble alustas oma uurimistööd võib-olla kõige populaarsema udukoguga läbi aegade.
Andromeda. 1923. aastaks suutis ta näha, et selle udukogu äärealad olid üksikute tähtede parved, millest osa kuulus (astronoomilise klassifikatsiooni järgi) tsefeidi muutujate klassi. Tsefeidi muutujat üsna pikka aega jälgides mõõdavad astronoomid selle heleduse muutumise perioodi ning seejärel perioodi-heleduse seost kasutades määravad tema poolt kiiratava valguse hulga. Et paremini mõista, mis on järgmine samm, anname selle analoogia. Kujutage ette, et seisate kottpimedas öös ja siis kauguses süütab keegi elektrilambi. Kuna te ei näe enda ümber midagi peale selle kauge lambipirni, on teil peaaegu võimatu määrata selle kaugust. Võib-olla on see väga hele ja helendab kaugel või on see hämar ja helendab läheduses. Kuidas seda kindlaks teha? Kujutage nüüd ette, et teil õnnestus kuidagi välja selgitada lambi võimsus - näiteks 60, 100 või 150 vatti. Ülesanne on koheselt lihtsustatud, kuna nähtava heleduse põhjal saate juba ligikaudselt hinnata selle geomeetrilist kaugust. Niisiis: tsefeidi heleduse muutumise perioodi mõõtmisel on astronoom ligikaudu samas olukorras kui teie, arvutades kaugust kaugema lambini, teades selle heledust (kiirgusvõimsust).

Esimese asjana arvutas Hubble välja kauguse Andromeeda udukogu äärealadel asuvatest tsefeididest ja seega ka udukogust endast: 900 000 valgusaastat (täpsemalt arvutatud kaugus Andromeeda galaktikast, nagu seda praegu nimetatakse, on 2,3 miljonit valgusaastaid.) – see tähendab, et udukogu asub kaugel Linnuteest – meie galaktikast. Pärast selle ja teiste udukogude vaatlemist jõudis Hubble Universumi ehituse kohta põhimõttelisele järeldusele: see koosneb tohutute täheparvede - galaktikate - kogumist. Just nemad näivad meile taevas kaugete uduste “pilvedena”, kuna me lihtsalt ei näe üksikuid tähti nii suurel kaugusel. Ainuüksi sellest avastusest piisanuks, et Hubble saavutaks oma teadustööle ülemaailmse tunnustuse.

Teadlane aga sellega ei piirdunud ja märkas saadud andmetes veel üht olulist aspekti, mida astronoomid olid varemgi täheldanud, kuid mille tõlgendamine oli keeruline. Nimelt: kaugete galaktikate aatomite poolt kiiratavate spektraallainete vaadeldav pikkus on mõnevõrra väiksem kui samade aatomite kiirgavate spektraallainete pikkus maapealsetes laborites. See tähendab, et naabergalaktikate kiirgusspektris nihkub elektroni orbiidilt orbiidile hüppamisel aatomi poolt kiiratav valguskvant sageduselt spektri punase osa suunas võrreldes samasuguse kvantiga, mida kiirgab sama aatom Maal. . Hubble võttis vabaduse tõlgendada seda vaatlust kui Doppleri efekti ilmingut, mis tähendab, et kõik vaadeldud naabergalaktikad liiguvad Maast eemale, kuna peaaegu kõigil väljaspool Linnuteed asuvatel galaktilistel objektidel on spektraalne punanihe, mis on võrdeline nende liikumise kiirusega. eemaldus.

Kõige tähtsam on see, et Hubble suutis võrrelda naabergalaktikate kauguste mõõtmise tulemusi (põhineb tsefeidi muutujate vaatlustel) nende majanduslanguse määrade mõõtmistega (punanihke põhjal). Ja Hubble leidis, et mida kaugemal galaktika meist on, seda kiiremini see eemaldub. Just seda nähtust, kus nähtava universumi tsentripetaalne "hajumine" suureneb kiirusega, kui see kohalikust vaatluspunktist eemaldub, nimetatakse Hubble'i seaduseks. Matemaatiliselt on see sõnastatud väga lihtsalt:

v = Hr

Kus v on kiirus, millega galaktika meist eemaldub, r on kaugus selleni ja H on niinimetatud Hubble'i konstant.

Viimane määratakse eksperimentaalselt ja see on praegu hinnanguliselt ligikaudu 70 km/(s Mpc) (kilomeetrit sekundis megaparseki kohta; 1 Mpc võrdub ligikaudu 3,3 miljoni valgusaastaga). See tähendab, et meist 10 megaparseki kaugusel asuv galaktika põgeneb meie eest kiirusega 700 km/s, 100 Mpc kaugusel asuv galaktika kiirusega 7000 km/s jne. Ja kuigi esialgu tuli Hubble sellele seadusele vaid mõne meile kõige lähemal asuva galaktika vaatlemise tulemusena; ükski paljudest nähtava universumi uutest galaktikatest, mis on sellest ajast alates avastatud, Linnuteest üha kaugenevad, ei jää selle seaduse kohaldamisalast välja.

Niisiis, Hubble'i seaduse peamine ja uskumatuna näiv tagajärg: Universum paisub! See pilt tundub mulle kõige selgemalt selline: galaktikad on rosinad kiiresti kerkivas pärmitaignas. Kujutage end ette mikroskoopilise olendina ühel rosinatest, kelle jaoks tundub tainas läbipaistev: mida sa näed? Kui tainas kerkib, eemalduvad kõik teised rosinad sinust ja mida kaugemal on rosin, seda kiiremini see sinust eemaldub (kuna sinu ja kaugemal asuvate rosinate vahel on paisuvat tainast rohkem kui sinu ja läheduses asuvate rosinate vahel). Samal ajal tundub teile, et just teie olete laieneva universaalse testi keskmes ja selles pole midagi imelikku - kui oleksite mõnel teisel rosinal, tunduks teile kõik täpselt sama. Seega hajuvad galaktikad laiali ühel lihtsal põhjusel: maailmaruumi struktuur laieneb. Kõik vaatlejad (ja sina ja mina pole erand) peavad end universumi keskpunktiks. Selle sõnastas kõige paremini 15. sajandi mõtleja Nicholas of Cusa: "Iga punkt on piiritu universumi keskpunkt."

Ent Hubble'i seadus ütleb meile universumi olemuse kohta ka midagi muud – ja see “miski” on lihtsalt erakordne. Universumil oli algus ajas. Ja see on väga lihtne järeldus: piisab, kui võtta ja mõttes "tagasi kerida" tavapärane universumi paisumise liikuv pilt, mida me jälgime - ja jõuame punkti, mil kogu universumi mateeria tihendati. protoaine tükk, mis on ümbritsetud universumi praeguse mastaabiga võrreldes väga väikeses mahus. Universumi ideed, mis on sündinud ülitihedast ülikuuma aine hunnikust ja sellest ajast alates laienenud ja jahtunud, nimetatakse Suure Paugu teooriaks ja tänapäeval pole enam edukamat kosmoloogilist mudelit selle päritolu ja arengu kohta. Universum. Hubble'i seadus, muide, aitab hinnata ka Universumi vanust (muidugi väga lihtsustatult ja ligikaudselt). Oletame, et kõik galaktikad eemaldusid meist algusest peale sama kiirusega v, mida me täna vaatleme.

Olgu t nende lennu algusest möödunud aeg. Sellest saab universumi vanus ja selle määravad suhted:

v x t = r või t = r/V

Kuid Hubble'i seadusest järeldub see

r/v = 1/H

Kus H on Hubble'i konstant. See tähendab, et mõõtes väliste galaktikate taandumise kiirust ja määrates eksperimentaalselt H, saame seeläbi hinnangu aja kohta, mille jooksul galaktikad hajuvad. See on universumi hinnanguline eluiga. Püüdke meeles pidada: uusimate hinnangute kohaselt on meie universumi vanus umbes 15 miljardit aastat, anda või võtta paar miljardit aastat. (Võrdluseks: Maa on hinnanguliselt 4,5 miljardit aastat vana ja elu sai sellel alguse umbes 4 miljardit aastat tagasi.)

"1744. aastal sõnastasid Šveitsi astronoom de Chezo ja iseseisvalt 1826. aastal Olbers järgmise paradoksi," kirjutab T. Regge oma raamatus, "mis tõi kaasa kriisi tolleaegsetes naiivsetes kosmoloogilistes mudelites. Kujutagem ette, et Maad ümbritsev ruum on lõpmatu, igavene ja muutumatu ning et see on ühtlaselt täidetud tähtedega ning nende tihedus on keskmiselt konstantne. Schezot ja Olbers näitasid lihtsate arvutuste abil, et tähtede poolt Maale saadetava valguse koguhulk peaks olema lõpmatu, mistõttu ei jää öötaevas mitte mustaks, vaid pehmelt öeldes valgusega üle ujutatud. Oma paradoksist vabanemiseks pakkusid nad välja tohutute ekslevate läbipaistmatute udukogude olemasolu kosmoses, mis varjavad kõige kaugemaid tähti. Tegelikult pole olukorrast pääsu: tähtede valgust neelanud udukogud paratamatult kuumeneksid ja kiirgaksid ise valgust samamoodi nagu tähed.

Seega, kui kosmoloogiline põhimõte on tõsi, ei saa me nõustuda Aristotelese ideega igavesest ja muutumatust universumist. Siin, nagu relatiivsusteooria puhul, näib loodus eelistavat oma arengus pigem sümmeetriat kui kujuteldavat aristotelelikku täiuslikkust.

Kõige tõsisema hoobi Universumi puutumatusele andis aga mitte tähtede evolutsiooni teooria, vaid Ameerika suure astronoomi Edwin Hubble'i galaktikate eemaldamiskiiruste mõõtmise tulemused.

Hubble (1889–1953) sündis Missouri osariigis Marshfieldi väikelinnas kindlustusagent John Powell Hubble'i ja tema naise Virginia Lee Jamesi peres. Edwin hakkas astronoomia vastu huvi tundma varakult, tõenäoliselt oma emapoolse vanaisa mõjul, kes ehitas endale väikese teleskoobi.

1906. aastal lõpetas Edwin kooli. Kuueteistkümneaastaselt astus Hubble Chicago ülikooli, mis oli tollal USA kümne parima õppeasutuse seas. Seal töötas astronoom F.R. Multon, kuulsa päikesesüsteemi päritolu teooria autor. Tal oli Hubble'i hilisemale valikule suur mõju.

Pärast ülikooli lõpetamist õnnestus Hubble'il saada Rhodose stipendium ja minna kolmeks aastaks Inglismaale haridusteed jätkama. Loodusteaduste asemel tuli tal aga Cambridge'is õigusteadust õppida.

1913. aasta suvel naasis Edwin kodumaale, kuid advokaati temast ei saanud. Hubble pürgis teaduse poole ja naasis Chicago ülikooli, kus valmistas professor Frosti juhtimisel ette doktoritöö Yerke'i observatooriumis filosoofiadoktori kraadi saamiseks. Tema töö oli statistiline uuring nõrkade spiraalsete udukogude kohta mitmes taevapiirkonnas ega olnud eriti originaalne. Kuid isegi siis jagas Hubble arvamust, et "spiraalid on tähesüsteemid, mille kaugused mõõdetakse sageli miljonites valgusaastates."

Sel ajal oli astronoomias lähenemas suursündmus – Mount Wilsoni observatoorium, mida juhtis tähelepanuväärne teaduse korraldaja D.E. Hale, valmistus kasutusele võtma suurimat teleskoopi – sajatollist helkurit (250-sentimeetrine – autori märkus). Hubble sai teiste seas kutse observatooriumi tööle. Kuid 1917. aasta kevadel, kui ta oli lõpetamas doktoritööd, astus USA I maailmasõtta. Noor teadlane keeldus kutsest ja läks vabatahtlikult sõjaväkke. Ameerika ekspeditsioonivägede koosseisus saabus major Hubble Euroopasse 1918. aasta sügisel, veidi enne sõja lõppu, ja tal polnud aega sõjategevuses osaleda. 1919. aasta suvel vabastati Hubble ja ta kiirustas Pasadenasse, et Hale'i kutse vastu võtta.

Observatooriumis alustas Hubble udukogude uurimist, keskendudes esmalt Linnutee vööndis nähtavatele objektidele.

K. Langi ja O. Gingerichi (USA) antoloogia “The Book of Primary Sources on Astronomy and Astrophysics, 1900–1975”, mis kordab kahekümnenda sajandi kolmeveerandi silmapaistvamaid uurimusi, sisaldab kolme Hubble’i teost ja esimene neist on ekstragalaktiliste udukogude klassifikatsiooni käsitlev töö. Ülejäänud kaks on seotud nende udukogude olemuse kindlakstegemisega ja punase nihke seaduse avastamisega.

1923. aastal alustas Hubble kuuekümne ja sajatolliste helkurite abil Andromeeda tähtkuju udukogu vaatlemist. Teadlane jõudis järeldusele, et suur Andromeeda udukogu on tõepoolest teine tähesüsteem. Hubble sai samad tulemused MOS 6822 udukogu ja kolmnurga udukogu puhul.

Kuigi Hubble'i avastusest said peagi teada mitmed astronoomid, tuli ametlik teade alles 1. jaanuaril 1925, kui G. Russell luges Ameerika Astronoomiaühingu koosolekul ette Hubble'i aruande. Kuulus astronoom D. Stebbins kirjutas, et Hubble'i aruanne „laiendas materiaalse maailma mahtu sada korda ja lahendas kindlalt pika vaidluse spiraalide olemuse üle, tõestades, et need on hiiglaslikud tähtede kogumid, mis on oma suuruselt peaaegu võrreldavad meie oma galaktikaga. ” Nüüd näib universum astronoomidele tähesaarte – galaktikatega täidetud ruumina.

Ainuüksi udukogude tõelise olemuse kindlakstegemine määras Hubble'i koha astronoomia ajaloos. Kuid tal oli ka veelgi silmapaistvam saavutus – punase nihke seaduse avastamine.

Spiraalsete ja elliptiliste “udukogude” spektraalseid uuringuid alustati 1912. aastal sellistel kaalutlustel1, kui need tõesti asuvad väljaspool meie galaktikat, siis ei osale nad selle pöörlemises ja seetõttu näitavad nende radiaalkiirused Päikese liikumist. Eeldati, et need kiirused jäävad suurusjärku 200–300 kilomeetrit sekundis, st vastavad Päikese kiirusele galaktika keskpunkti ümber.

Vahepeal osutusid galaktikate radiaalkiirused mõne erandiga palju suuremaks: neid mõõdeti tuhandetes ja kümnetes tuhandetes kilomeetrites sekundis.

1929. aasta jaanuari keskel esitas Hubble ajakirjas Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States lühikese märkuse pealkirjaga „Extragalaktiliste udukogude kauguse ja radiaalkiiruse vahelise seose kohta”. Sel ajal suutis Hubble juba 36 objekti puhul võrrelda galaktika kiirust selle kaugusega. Selgus, et need kaks suurust on seotud otsese proportsionaalsuse tingimusega: kiirus on võrdne vahemaa korrutisega Hubble'i konstandiga.

Seda väljendit nimetatakse Hubble'i seaduseks. Teadlane määras Hubble'i konstandi arvväärtuseks 1929. aastal 500 km/(c x Mpc). Galaktikate kauguste määramisel tegi ta aga vea. Pärast nende vahemaade korduvat korrigeerimist ja täpsustamist aktsepteeritakse Hubble'i konstandi arvväärtust 50 km/(c x Mpc).

Mount Wilsoni observatoorium alustas üha kaugenevate galaktikate radiaalkiiruste määramist. 1936. aastaks avaldas M. Humason andmed saja udukogu kohta. Kauge Ursa Majori galaktikaparve liikmelt registreeriti rekordkiirus 42 000 kilomeetrit sekundis. Kuid see oli juba sajatollise teleskoobi võimaluste piir. Vaja oli võimsamaid tööriistu.

"Me saame Hubble'i ruumi laienemise probleemile läheneda tuttavamate ja intuitiivsemate piltide abil," ütleb T. Rege. - Näiteks kujutage ette, et sõdurid on rivistatud mõnele ruudule 1-meetrise vahega. Laske siis anda käsk liigutada ridu ühe minuti jooksul üksteisest eemale, nii et see intervall suureneb 2 meetrini. Olenemata sellest, kuidas käsklust täidetakse, on kahe kõrvuti seisva sõduri suhteline kiirus 1 m/min ja kahe üksteisest 100 meetri kaugusel seisva sõduri suhteline kiirus on 100 m/ min, arvestades, et nendevaheline kaugus suureneb 100 meetrilt 200 meetrini. Seega on vastastikuse eemaldamise kiirus võrdeline vahemaaga. Pange tähele, et pärast seeria laiendamist jääb kehtima kosmoloogiline põhimõte: "sõdurgalaktikad" jagunevad endiselt ühtlaselt ja erinevate vastastikuste kauguste vahel jäävad samad proportsioonid.

Meie võrdluse ainsaks puuduseks on see, et praktikas seisab üks sõduritest alati liikumatult väljaku keskel, ülejäänud aga hajuvad kiirusega, mida suurem on kaugus nendest keskmesse. Kosmoses pole verstaposte, mille alusel saaks kiirust absoluutselt mõõta; Sellisest võimalusest võtab meilt ilma relatiivsusteooria: igaüks saab oma liikumist võrrelda ainult tema kõrval kõndijate liikumisega ja samal ajal tundub talle, et nad põgenevad tema eest.

Seetõttu näeme, et Hubble'i seadus tagab kosmoloogilise printsiibi muutumatuse igal ajal ja see kinnitab meie arvamust, et nii seadus kui ka printsiip ise kehtivad tõeliselt.

Teine näide intuitiivsest pildist oleks pommi plahvatus; sel juhul, mida kiiremini kild lendab, seda kaugemale see lendab. Hetk pärast plahvatust ennast näeme, et killud jaotuvad Hubble'i seaduse järgi ehk nende kiirused on võrdelised kaugustega nendeni. Siin aga rikutakse kosmoloogilist põhimõtet, sest kui liigume plahvatuskohast piisavalt kaugele, ei näe me kilde. See pilt viitab kaasaegse kosmoloogia kõige kuulsamale terminile "suur pauk". Nende ideede kohaselt koguti umbes 20 miljardit aastat tagasi ühel hetkel kogu Universumi aine, millest sai alguse Universumi kiire paisumine praegusesse suurusjärku.

Hubble'i seadust tunnustati teaduses peaaegu kohe. Einstein hindas Hubble'i avastuse tähtsust kõrgelt. Jaanuaris 1931 kirjutas ta: "Hubble'i ja Humasoni uued tähelepanekud punanihke kohta... muudavad tõenäoliseks, et Universumi üldine struktuur ei ole paigal."

Hubble'i avastus hävitas lõpuks idee staatilisest, vankumatust universumist, mis oli eksisteerinud Aristotelese ajast. Praegu kasutatakse kaugete galaktikate ja kvasarite kauguste määramiseks Hubble'i seadust.

GALAKTIKATE KLASSIFIKATSIOON

Galaktikamaailma “avastamise” ajalugu on väga õpetlik. Rohkem kui kakssada aastat tagasi ehitas Herschel Galaxy esimese mudeli, vähendades selle suurust viisteist korda. Uurides arvukalt udukogusid, mille vormide mitmekesisuse ta esimesena avastas, jõudis Herschel järeldusele, et mõned neist olid kauged tähesüsteemid "nagu meie tähesüsteem". Ta kirjutas: "Ma ei pea vajalikuks korrata, et taevas koosneb aladest, kuhu päikesed kogunevad süsteemidesse." Ja veel üks asi: "... neid udukogusid võib erinevalt meie süsteemist väikese tähega nimetada ka piimateedeks."

Kuid lõpuks võttis Herschel ise udukogude olemuse suhtes teistsuguse seisukoha. Ja see polnud juhus. Lõppude lõpuks õnnestus tal tõestada, et enamik tema avastatud ja vaadeldud udukogudest koosnevad mitte tähtedest, vaid gaasist. Ta jõudis väga pessimistlikule järeldusele: "Kõik väljaspool meie enda süsteemi on kaetud tundmatuse pimeduses."

Inglise astronoom Agnes Clarke kirjutas 1890. aastal oma raamatus "Tähesüsteem": "Võib kindlalt väita, et ükski pädev teadlane, kellel on kõik olemasolevad tõendid, ei arva, et isegi üks udukogu on oma suurusega võrreldav tähesüsteem. Linnutee. Praktiliselt on kindlaks tehtud, et kõik taevas vaadeldavad objektid (nii tähed kui ka udukogud) kuuluvad ühte tohutusse üksusesse”...

Selle seisukoha põhjuseks oli see, et astronoomid ei suutnud pikka aega määrata nende tähesüsteemide kaugusi. Seega näis 1907. aastal tehtud mõõtmistest järelduvat, et kaugus Andromeeda udukoguni ei ületanud 19 valgusaastat. Neli aastat hiljem jõudsid astronoomid järeldusele, et kaugus oli umbes 1600 valgusaastat. Mõlemal juhul jäi mulje, et mainitud udukogu asub tegelikult meie Galaktikas.

Möödunud sajandi kahekümnendatel puhkes astronoomide Shapley ja Curtise vahel äge vaidlus Galaktika ja teiste teleskoopidega nähtavate objektide olemuse üle. Nende objektide hulgas on ka kuulus Andromeeda udukogu (M31), mis on palja silmaga nähtav vaid neljanda tähesuuruse tähena, kuid mis läbi suure teleskoobi vaadatuna rullub lahti majesteetlikuks spiraaliks. Selleks ajaks oli mõnes sellises udukogus avastatud noovide puhanguid. Curtis pakkus, et maksimaalse heleduse korral kiirgavad mainitud tähed sama palju energiat kui meie galaktika uued tähed. Nii tegi ta kindlaks, et kaugus Andromeeda udukoguni on 500 000 valgusaastat. See andis Curtisele aluse väita, et spiraalsed udukogud on kauged täheuniversumid nagu Linnutee. Shapley selle järeldusega ei nõustunud ja ka tema arutluskäik oli üsna loogiline.

Shapley sõnul koosneb kogu universum ühest meie galaktikast ja spiraalsed udukogud nagu M31 on väiksemad objektid, mis on selle galaktika sees laiali nagu rosinad koogis.

Oletame, et Andromeeda udukogu on sama suur kui meie galaktika (tema hinnangul 300 000 valgusaastat). Siis, teades selle nurkmõõtmeid, leiame, et kaugus selle udukoguni on 10 miljonit valgusaastat! Kuid siis pole selge, miks on Andromeeda udukogus vaadeldavad uued tähed heledamad kui meie galaktikas. Kui noovide heledus selles “udukogus” ja meie galaktikas on sama, siis sellest järeldub, et Andromeeda udukogu on meie galaktikast 20 korda väiksem.

Curtis aga uskus, et M31 on iseseisev saaregalaktika, mis ei jää meie galaktikast väärikuse poolest alla ja on sellest mitmesaja tuhande valgusaasta kaugusel. Suurte teleskoopide loomine ja astrofüüsika areng tõid kaasa tõdemuse, et Curtisel oli õigus. Shapley tehtud mõõtmised osutusid ekslikeks. Ta alahindas oluliselt kaugust M31-ni. Curtis aga eksis: nüüdseks on teada, et kaugus M31-ni on üle kahe miljoni valgusaasta.

Spiraalsete udukogude olemuse tegi lõpuks kindlaks Edwin Hubble, kes 1923. aasta lõpus avastas Andromeeda udukogust esimesed ja peagi veel mitu tsefeidi. Olles hinnanud nende näivaid suurusjärke ja perioode, leidis Hubble, et kaugus selle "udukoguni" on 900 000 valgusaastat. Nii tehti lõpuks kindlaks spiraalsete “udukogude” kuuluvus selliste tähesüsteemide maailma nagu meie galaktika.

Kui rääkida nende objektide kaugustest, siis need tuli ikka selgeks teha ja üle vaadata. Nii et tegelikult on kaugus Andromeedas asuva galaktika M 31ni 2,3 miljonit valgusaastat.

Galaktikate maailm osutus üllatavalt tohutuks. Kuid veelgi üllatavam on selle vormide mitmekesisus.

Esimese ja üsna eduka galaktikate klassifitseerimise nende välimuse järgi tegi Hubble 1925. aastal. Ta tegi ettepaneku liigitada galaktikad ühte järgmisest kolmest tüübist: 1) elliptilised (tähistatakse tähega E), 2) spiraalsed (S) ja 3) ebakorrapärased (1 g).

Elliptilised galaktikad on need, mis näevad välja nagu korrapärased ringid või ellipsid ja mille heledus väheneb järk-järgult keskelt äärealadele. See rühm jaguneb kaheksaks alatüübiks EO-st E7-ni, kuna galaktika näiv kokkusurumine suureneb. SO läätsekujulised galaktikad meenutavad väga laabunud elliptilisi süsteeme, kuid neil on selgelt määratletud keskne tähekujuline tuum.

Spiraalgalaktikad jagunevad olenevalt spiraalide arenguastmest alamklassidesse Sa, Sb ja Sc. Sa tüüpi galaktikates on põhikomponendiks tuum, samas kui spiraalid on endiselt nõrgalt väljendunud. Üleminek järgmisse alamklassi on väide spiraalide kasvavast arengust ja tuuma näiva suuruse vähenemisest.

Paralleelselt tavaliste spiraalgalaktikatega eksisteerivad ka niinimetatud ristspiraalsüsteemid (SB). Seda tüüpi galaktikates lõikab väga hele kesktuum piki läbimõõtu põikitriibuga. Spiraaliharud algavad selle silla otstest ning olenevalt spiraalide arenguastmest jagunevad need galaktikad alatüüpideks SBa, SBb ja SBc.

Ebaregulaarsed galaktikad (Ir) on objektid, millel ei ole selgelt määratletud tuuma ja millel ei ole pöörlemissümmeetriat. Nende tüüpilised esindajad on Magellani pilved.

"Kasutasin seda 30 aastat," kirjutas kuulus astronoom Walter Baade hiljem, "ja kuigi ma otsisin järjekindlalt objekte, mida tegelikult Hubble'i süsteemi lisada ei saanud, osutus nende arv nii tähtsusetuks, et võin nendega arvestada. mu sõrmed." Hubble'i klassifikatsioon teenib jätkuvalt teadust ja kõik järgnevad olendi modifikatsioonid ei ole seda mõjutanud.

Mõnda aega usuti, et sellel klassifikatsioonil on evolutsiooniline tähendus, see tähendab, et galaktikad "liiguvad" mööda Hubble'i "häälestuskahvli diagrammi", muutes järjestikku oma kuju. Seda seisukohta peetakse nüüd ekslikuks.

Mitme tuhande heledaima galaktika hulgast on 17 protsenti elliptilised, 80 protsenti spiraalsed ja umbes 3 protsenti ebakorrapärased.

1957. aastal ilmus Nõukogude astronoom B.A. Vorontsov-Velyaminov avastas "interakteeruvate galaktikate" olemasolu - galaktikad, mis on ühendatud "sildade", "sabadega", aga ka "gammavormidega", s.o galaktikad, milles üks spiraal "keerdub", teine "lahti keerab". Hiljem avastati kompaktsed galaktikad, mille mõõtmed on vaid umbes 3000 valgusaastat, ja isoleeritud tähesüsteemid, mille läbimõõt oli vaid 200 valgusaastat. Välimuselt ei erine nad meie galaktika tähtedest praktiliselt.

Uus üldkataloog (NCC) sisaldab nimekirja umbes kümnest tuhandest galaktikast koos nende olulisemate omadustega (heledus, kuju, kaugus jne) – ja see on vaid väike osa kümnest miljardist galaktikast, mis on põhimõtteliselt nähtavad. Maa. Muinasjutuline hiiglane, kes suudab oma pilguga katta sada või kaks miljonit valgusaastat, näeks Universumit vaadates, et see on täidetud kosmilise uduga, mille tilgad on galaktikad. Aeg-ajalt koguneb tuhandetest galaktikatest koosnevaid klastreid. Üks selline hiiglaslik klaster asub Neitsi tähtkujus.

Ta sai tööd Lõuna-Californias asuvas Mount Wilsoni kõrgmäestiku astronoomilises observatooriumis, mis oli sel ajal maailma kõige paremini varustatud. Kasutades oma uusimat peegelduvat teleskoopi, mille esmane peegli läbimõõt on 2,5 m, tegi ta uudishimulikke mõõtmisi, mis muutsid igaveseks meie arusaama universumist.

Hubble alustas oma uurimistööd Andromeeda udukoguga, mis on võib-olla kõige populaarsem juba ammusest ajast. 1923. aastaks suutis ta näha, et selle udukogu äärealad olid üksikute tähtede parved, millest osa kuulus (astronoomilise klassifikatsiooni järgi) tsefeidi muutujate klassi. Tsefeidi muutujat üsna pikka aega jälgides mõõdavad astronoomid selle heleduse muutumise perioodi ning seejärel perioodi-heleduse seost kasutades määravad tema poolt kiiratava valguse hulga.

Et paremini mõista, mis on järgmine samm, anname selle analoogia. Kujutage ette, et seisate kottpimedas öös ja siis kauguses süütab keegi elektrilambi. Kuna te ei näe enda ümber midagi peale selle kauge lambipirni, on teil peaaegu võimatu määrata selle kaugust. Võib-olla on see väga hele ja helendab kaugel või on see hämar ja helendab läheduses. Kuidas seda kindlaks teha? Kujutage nüüd ette, et teil õnnestus kuidagi välja selgitada lambi võimsus - näiteks 60, 100 või 150 vatti. Ülesanne on koheselt lihtsustatud, kuna nähtava heleduse põhjal saate juba ligikaudselt hinnata selle geomeetrilist kaugust. Niisiis: tsefeidi heleduse muutumise perioodi mõõtmisel on astronoom ligikaudu samas olukorras kui teie, arvutades kaugust kaugema lambini, teades selle heledust (kiirgusvõimsust).

Esimese asjana arvutas Hubble välja kauguse Andromeeda udukogu äärealadel asuvatest tsefeididest ja seega ka udukogust endast: 900 000 valgusaastat (täpsemalt arvutatud kaugus Andromeeda galaktikast, nagu seda praegu nimetatakse, on 2,3 miljonit valgusaastad - autori märkus) - see tähendab, et udu asub kaugel Linnuteest - meie galaktikast. Pärast selle ja teiste udukogude vaatlemist jõudis Hubble Universumi ehituse kohta põhimõttelisele järeldusele: see koosneb tohutute täheparvede - galaktikate - kogumist. Just nemad näivad meile taevas kaugete uduste “pilvedena”, kuna me lihtsalt ei näe üksikuid tähti nii suurel kaugusel. Ainuüksi sellest avastusest piisanuks, et Hubble saavutaks oma teadustööle ülemaailmse tunnustuse.

v = Hr

Kus v on kiirus, millega galaktika meist eemaldub, r on kaugus selleni ja H on niinimetatud Hubble'i konstant. Viimane määratakse eksperimentaalselt ja see on praegu hinnanguliselt ligikaudu 70 km/(s Mpc) (kilomeetrit sekundis megaparseki kohta; 1 Mpc võrdub ligikaudu 3,3 miljoni valgusaastaga). See tähendab, et meist 10 megaparseki kaugusel asuv galaktika põgeneb meie eest kiirusega 700 km/s, 100 Mpc kaugusel asuv galaktika kiirusega 7000 km/s jne. Ja kuigi esialgu tuli Hubble sellele seadusele vaid mõne meile kõige lähemal asuva galaktika vaatlemise tulemusena; ükski paljudest nähtava universumi uutest galaktikatest, mis on sellest ajast alates avastatud, Linnuteest üha kaugenevad, ei jää selle seaduse kohaldamisalast välja.

v x t = r või t = r/V

Kuid Hubble'i seadusest järeldub see

r/v = 1/H

Kommentaarid: 0

Dmitri Vibe

Tähtedest pungil öise taeva nägemine on juba ammu tekitanud inimhinge aukartust ja rõõmu. Seetõttu imbuvad isegi üldise teadushuvi mõningase languse korral meediasse astronoomilised uudised, et raputada lugeja (või kuulaja) kujutlusvõimet sõnumiga salapärasest kvasarist Universumi äärealadel, plahvatanud täht või kauge galaktika sügavustesse peidetud must auk. On täiesti loomulik, et varem või hiljem tekib huvilisel õigustatud küsimus: "Ole, kas nad ei juhi mind ninapidi?" Tõepoolest, astronoomiast on kirjutatud palju raamatuid, tehakse populaarteaduslikke filme, peetakse konverentse, professionaalsete astronoomiaajakirjade tiraaž ja maht kasvavad pidevalt ning kõik see on lihtsalt taevasse vaatamise vili?

Phil Plate

Universum on veidi vanem, kui me arvasime. Veelgi enam, selle komponentide koostis on oodatust veidi erinev. Ja pealegi erineb meie arusaamast pisut ka see, kuidas neid segatakse. Ja veelgi enam on vihjeid, kuulujutte ja sosinaid, et seal on veel midagi, millest me varem midagi ei teadnud.

National Geographic

Kolm Ontario teoreetilist füüsikut avaldasid ajakirjas Scientific American artikli, milles selgitasid, et meie maailm võib olla neljamõõtmelise musta augu pind. Pidasime vajalikuks vastavate täpsustuste avaldamist.

Alates 20. sajandi 30. aastatest teadsid astrofüüsikud seda juba Hubble'i seadus, Universum paisub, mis tähendab, et see sai alguse teatud ajahetkel minevikus. Astrofüüsikute ülesanne näis seega väliselt lihtne: jälgida kõiki Hubble'i laienemise etappe vastupidises kronoloogias, rakendades igas etapis vastavaid füüsikalisi seadusi ja olles seda teed läinud lõpuni - õigemini, päris algusesse - et täpselt aru saada, kuidas kõik juhtus.

1970. aastate lõpus jäid aga mitmed varajase universumiga seotud põhiprobleemid lahendamata, nimelt:

· Antiaine probleem. Füüsikaseaduste järgi on ainel ja antiainel võrdne õigus universumis eksisteerida ( cm. Antiosakesed), kuid universum koosneb peaaegu täielikult ainest. Miks see juhtus?
· Horisondi probleem. Põhineb kosmilise taustakiirguse ( cm. Suur pauk) saame kindlaks teha, et universumi temperatuur on kõikjal ligikaudu sama, kuid selle üksikud osad (galaktikaparved) ei saanud kontaktis olla (nagu tavaliselt öeldakse, olid nad väljaspool silmaringüksteist). Kuidas juhtus, et nende vahel tekkis termiline tasakaal?
· Ruumi sirgendamise probleem. Universumil näib olevat just paras kogus massi ja energiat, et Hubble'i paisumist aeglustada ja peatada. Miks on universumil kõigist võimalikest massidest just see üks?

Nende probleemide lahendamise võtmeks oli idee, et kohe pärast selle sündi oli Universum väga tihe ja väga kuum. Kogu aine selles oli kuum kvarkide ja leptonite mass ( cm. Standardmudel), millel ei olnud võimalust aatomiteks ühineda. Kaasaegses universumis toimivad erinevad jõud (nagu elektromagnetilised ja gravitatsioonijõud) vastasid siis ühele jõu interaktsiooniväljale ( cm. Universaalsed teooriad). Kuid kui universum paisus ja jahtus, jagunes hüpoteetiline ühtne väli mitmeks jõuks ( cm. Varajane universum).

1981. aastal mõistis Ameerika füüsik Alan Guth, et tugevate vastastikmõjude eraldamine ühtsest väljast, mis leidis aset ligikaudu 10-35 sekundit pärast universumi sündi (mõelge vaid – see on 34 nulli ja üks pärast koma!) pöördepunkt selle arengus. Juhtus faasisiire ained ühest olekust teise Universumi skaalal on nähtus, mis sarnaneb vee muutumisega jääks. Ja nii nagu vesi külmub, selle juhuslikult liikuvad molekulid järsku "haaravad" ja moodustavad range kristalse struktuuri, nii toimus vabanenud tugevate vastastikmõjude mõjul hetkeline ümberstruktureerimine, omamoodi mateeria "kristallisatsioon" universumis.

Kes on näinud, kuidas veetorud või autoradiaatori torud suure pakasega lõhkevad, niipea kui neis olev vesi jääks muutub, teab omast kogemusest, et külmumisel vesi paisub. Alan Guth suutis näidata, et kui tugev ja nõrk vastastikmõju eraldus, toimus Universumis midagi sarnast – hüppelaadne paisumine. See on laiendus nimega inflatsiooniline, mitu korda kiirem kui tavaline Hubble'i laiendus. Umbes 10-32 sekundiga paisus Universum 50 suurusjärku – see oli prootonist väiksem ja muutus greibi suuruseks (võrdluseks, vesi paisub külmudes vaid 10%). Ja see universumi kiire inflatsiooniline paisumine eemaldab kaks kolmest ülalmainitud probleemist, selgitades neid otseselt.

Lahendus ruumi sirgendamise probleemid Seda näitab kõige selgemalt järgmine näide: kujutage ette õhukesele elastsele kaardile joonistatud koordinaatide ruudustikku, mis seejärel juhuslikult kortsutatakse. Kui me nüüd võtame ja raputame seda palliks kortsutatud elastset kaarti tugevalt, muutub see jälle tasaseks ja sellel olevad koordinaatjooned taastuvad, olenemata sellest, kui palju me seda kortsudes deformeerisime. Samuti pole vahet, kui kõver oli Universumi ruum, kui selle inflatsiooniline paisumine algas, peaasi, et selle paisumise lõpus osutus ruum täielikult sirgeks. Ja alates aastast relatiivsusteooria Teame, et ruumi kõverus sõltub selles sisalduva aine ja energia hulgast, saab selgeks, miks on Universumis ainet täpselt nii palju, kui on vaja Hubble'i paisumise tasakaalustamiseks.

Selgitab inflatsioonimudelit ja horisondi probleem, kuigi mitte nii otseselt. Teooriast musta keha kiirgus me teame, et keha kiirgav kiirgus sõltub selle temperatuurist. Seega saame Universumi kaugemate osade kiirgusspektrite järgi määrata nende temperatuuri. Sellised mõõtmised andsid vapustavaid tulemusi: selgus, et universumi mis tahes vaadeldavas punktis on temperatuur (mõõtmisveaga kuni neli kohta pärast koma) sama. Tavalise Hubble'i paisumismudeli põhjal oleks aine vahetult pärast Suurt Pauku levinud üksteisest liiga kaugele, et temperatuur võrdsustuks. Inflatsioonimudeli järgi jäi Universumi aine kuni hetkeni t = 10-35 sekundit palju kompaktsemaks kui Hubble'i paisumise ajal. Sellest ülilühikesest perioodist piisas täiesti inflatsioonilise paisumise staadiumis mitte rikutud termilise tasakaalu loomiseks, mis on säilinud tänaseni.

Inflatsioonihüpotees ei eemalda antiaine probleemid, kuid seda probleemi saab seletada viitega teistele samal ajal toimuvatele protsessidele. Avastatakse huvitavaid asju: varajases universumis elementaarosakeste kiire moodustumise ajal oli umbes 100 000 001 tavaosakese kohta 100 000 000 antiosakest. Järgmise sekundi murdosa jooksul hävitasid paaridesse liidetud osakesed ja antiosakesed üksteist hiiglasliku energia vabanemisega – mass muutus kiirguseks. Pärast sellist “umbrohutamist” jäi universumisse vaid armetu jääk tavalisest ainest. Sellest "kosmoseprügist" koosnebki kogu meile tänapäeval tuntud universum.

Hubble alustas oma uurimistööd Andromeeda udukoguga, mis on võib-olla kõige populaarsem juba ammusest ajast. 1923. aastaks suutis ta näha, et selle udukogu äärealad olid üksikute tähtede parved, millest mõned kuulusid sellesse klassi. Tsefeidi muutujad(vastavalt astronoomilisele klassifikatsioonile). Vaadeldes tsefeidi muutujat üsna pikka aega, mõõdavad astronoomid selle heleduse muutumise perioodi ja seejärel perioodi ja heleduse suhe Samuti määratakse selle poolt kiiratava valguse hulk.

Esimese asjana arvutas Hubble välja kauguse Andromeeda udukogu äärealadel asuvatest tsefeididest ja seega ka udukogust endast: 900 000 valgusaastat (täpsemalt arvutatud kaugus Andromeeda galaktikast, nagu seda praegu nimetatakse, on 2,3 miljonit valgusaastaid. -- Märge autor) – see tähendab, et udukogu asub kaugel Linnuteest – meie galaktikast. Pärast selle ja teiste udukogude vaatlemist jõudis Hubble universumi struktuuri kohta põhijäreldusele: see koosneb tohutute täheparvede kogumist -- galaktikad. Just nemad näivad meile taevas kaugete uduste “pilvedena”, kuna me lihtsalt ei näe üksikuid tähti nii suurel kaugusel. Ainuüksi sellest avastusest piisanuks, et Hubble saavutaks oma teadustööle ülemaailmse tunnustuse.

Teadlane aga sellega ei piirdunud ja märkas saadud andmetes veel üht olulist aspekti, mida astronoomid olid varemgi täheldanud, kuid mille tõlgendamine oli keeruline. Nimelt: kaugete galaktikate aatomite poolt kiiratavate spektraallainete vaadeldav pikkus on mõnevõrra väiksem kui samade aatomite kiirgavate spektraallainete pikkus maapealsetes laborites. See tähendab, et naabergalaktikate kiirgusspektris nihkub elektroni orbiidilt orbiidile hüppamisel aatomi poolt kiiratav valguskvant sageduselt spektri punase osa suunas võrreldes samasuguse kvantiga, mida kiirgab sama aatom Maal. . Hubble võttis endale vabaduse tõlgendada seda tähelepanekut ilminguna Doppleri efekt, mis tähendab, et kõik vaadeldud naabergalaktikad kustutatakse Maalt, kuna peaaegu kõigil galaktilistel objektidel väljaspool Linnuteed on täpselt punane spektraalne nihe, mis on võrdeline nende eemaldamise kiirusega.

Kus v-- kiirus, millega galaktika meist eemaldub,

r- kaugus selleni ja

H-- nn Hubble'i konstant.

Viimane määratakse eksperimentaalselt ja see on praegu hinnanguliselt ligikaudu 70 km/(s Mpc) (kilomeetrit sekundis megaparseki kohta; 1 Mpc võrdub ligikaudu 3,3 miljoni valgusaastaga). Ja see tähendab, et meist 10 megaparseki kaugusel asuv galaktika põgeneb meist kiirusega 700 km/s, 100 Mpc kaugusel asuv galaktika kiirusega 7000 km/s jne. Ja kuigi esialgu Hubble jõudis selle seaduseni vaid mõne meile kõige lähemal asuva galaktikate vaatlemise tulemusena; ükski paljudest nähtava Universumi uutest galaktikatest, mis on sellest ajast alates avastatud, Linnuteest üha kaugemal, ei jää selle seaduse kohaldamisalast välja.

Niisiis, Hubble'i seaduse peamine ja – tundub – uskumatu tagajärg: universum paisub! See pilt tundub mulle kõige selgemalt selline: galaktikad on rosinad kiiresti kerkivas pärmitaignas. Kujutage end ette mikroskoopilise olendina ühel rosinatest, kelle jaoks tundub tainas läbipaistev: mida sa näed? Kui tainas kerkib, eemalduvad kõik teised rosinad sinust ja mida kaugemal on rosin, seda kiiremini see sinust eemaldub (kuna sinu ja kaugemal asuvate rosinate vahel on paisuvat tainast rohkem kui sinu ja läheduses asuvate rosinate vahel). Samal ajal tundub teile, et just teie olete laieneva universaalse testi keskmes ja selles pole midagi imelikku - kui oleksite mõnel teisel rosinal, tunduks teile kõik täpselt sama. Seega hajuvad galaktikad laiali ühel lihtsal põhjusel: maailmaruumi struktuur laieneb. Kõik vaatlejad (ja sina ja mina pole erand) peavad end universumi keskpunktiks. Selle sõnastas kõige paremini 15. sajandi mõtleja Nicholas of Cusa: "Iga punkt on piiritu universumi keskpunkt."

Ent Hubble'i seadus ütleb meile universumi olemuse kohta ka midagi muud – ja see “miski” on lihtsalt erakordne. Universumil oli algus ajas. Ja see on väga lihtne järeldus: piisab, kui võtta ja mõttes “tagasi kerida” tavapärane filmipilt universumi paisumisest, mida me jälgime – ja jõuame punktini, mil kogu universumi mateeria on kokku surutud. tihe protoaine tükk, mis on ümbritsetud universumi praeguse mastaabiga võrreldes väga väikeses mahus. Universumi ideed, mis on sündinud ülitihedast ülikuuma aine hunnikust ja sellest ajast alates laienenud ja jahtunud, nimetatakse teooriaks. suur pauk, ning tänapäeval pole enam edukamat kosmoloogilist mudelit universumi tekke ja arengu kohta. Hubble'i seadus, muide, aitab hinnata ka Universumi vanust (muidugi väga lihtsustatult ja ligikaudselt). Oletame, et kõik galaktikad eemaldusid meist algusest peale sama kiirusega v mida me täna näeme. Lase t- nende lennu algusest möödunud aeg. Sellest saab universumi vanus ja selle määravad suhted:

v x t = r, või t = r/V

Kuid Hubble'i seadusest järeldub see

r/v = 1/H

Kus N-- Hubble'i konstant. See tähendab, et väliste galaktikate languskiirusi mõõtes ja eksperimentaalselt määrates N, saame seega hinnangu aja kohta, mille jooksul galaktikad hajuvad. See on universumi hinnanguline eluiga. Püüdke meeles pidada: uusimate hinnangute kohaselt on meie universumi vanus umbes 15 miljardit aastat, anda või võtta paar miljardit aastat. (Võrdluseks – Maa on hinnanguliselt 4,5 miljardit aastat vana ja elu sai sellel alguse umbes 4 miljardit aastat tagasi.) Galaktika näiv kiirus, millega meist eemaldub, on otseselt võrdeline tema kaugusega.