Hubbleův zákon

Hubbleův zákon (nebo Hubbleův-Lemaitrov zákon [1] , zákon o univerzální recesi galaxií) je kosmologický zákon, který popisuje rozpínání vesmíru . V článcích a vědecké literatuře je v závislosti na specializaci a datu vydání různě formulován [2] [3] [4] .

Klasická definice:

v=H_{0}r,

kde je rychlost galaxie, vzdálenost k ní a faktor proporcionality, dnes nazývaný Hubbleova konstanta . $proti$ $r$ $H_{0}$

V moderní práci pozorovatelů však tato závislost nabývá podoby

cz=H_{0}r,

kde c je rychlost světla az je červený posuv . Poslední jmenovaný je také standardním zápisem vzdálenosti ve všech moderních kosmologických pracích.

Třetí typ Hubbleova zákona lze nalézt v teoretických publikacích:

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

kde je měřítko, které závisí pouze na čase, je jeho časová derivace. $A$ ${\tečka {a}}$

Hubbleův zákon je jedním z hlavních pozorovatelných faktů v kosmologii . S ním můžete zhruba odhadnout dobu rozpínání vesmíru (tzv. Hubbleův věk vesmíru ):

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

Tato hodnota až do číselného faktoru řádu jednoty odpovídá stáří vesmíru, vypočítanému podle standardního Friedmanova kosmologického modelu .

Historie objevů

V letech 1913-1914 americký astronom Westo Slipher zjistil, že mlhovina v Andromedě a více než tucet nebeských objektů se pohybují vzhledem ke sluneční soustavě obrovskou rychlostí (asi 1000 km/s). To znamenalo, že byli všichni mimo Galaxii (dříve mnoho astronomů věřilo, že mlhoviny jsou planetární systémy vznikající v naší Galaxii). Další důležitý výsledek: všechny mlhoviny studované Sliferem kromě tří se vzdalovaly od sluneční soustavy. V letech 1917-1922 Slifer obdržel další data potvrzující, že rychlost téměř všech extragalaktických mlhovin je namířena pryč od Slunce. Arthur Eddington na základě kosmologických modelů Obecné teorie relativity diskutovaných v těchto letech navrhl, že tato skutečnost odráží obecný přírodní zákon: Vesmír se rozpíná a čím dále je od nás astronomický objekt, tím větší je jeho relativní rychlost.

Typ zákona pro rozpínání vesmíru stanovil experimentálně pro galaxie belgický vědec Georges Lemaitre v roce 1927 [5] a později slavný E. Hubble v roce 1929 pomocí 100palcového (254 cm) dalekohledu Mount Wilson Observatory. , což umožnilo rozlišit nejbližší galaxie ke hvězdám. Mezi nimi byly cefeidy , jejichž závislost „období – svítivost“ Hubble změřil vzdálenost k nim a také rudý posuv galaxií, což umožňuje určit jejich radiální rychlost.

Koeficient proporcionality získaný Hubbleem byl asi 500 km/s na mega parsek . Podle různých odhadů je aktuální hodnota 74,03 ± 1,42 (km/s)/Mpc [6] nebo 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc [7] . Tak významný rozdíl od výsledků E. Hubblea poskytují dva faktory: absence korekce nulového bodu pro závislost perioda-svítivost pro absorpci (která v té době ještě nebyla objevena) a významný příspěvek vlastních rychlostí k celkové rychlosti pro místní skupinu galaxií [8] .

Teoretická interpretace pozorování

Moderní vysvětlení pozorování je podáno v rámci Friedmannova vesmíru. Předpokládejme, že ve vzdálenosti r 1 od pozorovatele je umístěn zdroj v komovační soustavě . Přijímací zařízení pozorovatele registruje fázi přicházející vlny. Uvažujme dva intervaly mezi body se stejnou fází [2] :

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

Na druhou stranu pro světelnou vlnu v akceptované metrice je rovnost

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

Integrací této rovnice dostaneme

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

Uvážíme-li, že při posunu souřadnic r nezávisí na čase, stejně jako na malosti vlnové délky vzhledem k poloměru zakřivení vesmíru, získáme vztah

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

Pokud to nyní dosadíme do původního poměru, tak

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

Rozšiřme a ( t ) na Taylorovu řadu se středem v bodě a ( t 1 ) a vezměme v úvahu pouze členy prvního řádu:

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

Po obsazení termínů a vynásobení c :

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

V souladu s tím Hubbleova konstanta

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

Odhad Hubbleovy konstanty a její fyzikální význam

V procesu expanze, pokud k němu dochází rovnoměrně, by se Hubbleova konstanta měla snižovat a index "0" v jejím označení udává, že hodnota H 0 se vztahuje k moderní době. Převrácená hodnota Hubbleovy konstanty by se pak měla rovnat času, který uplynul od začátku expanze, tedy stáří vesmíru .

Hodnota H 0 je určena z pozorování galaxií, jejichž vzdálenosti se měří bez pomoci rudého posuvu (především od nejjasnějších hvězd nebo cefeid ). Většina nezávislých odhadů H 0 dává pro tento parametr hodnotu 66–78 km/s na megaparsek . To znamená, že galaxie umístěné ve vzdálenosti 100 megaparseků se od nás vzdalují rychlostí 6600-7800 km/s . V současnosti (2019) dávají hodnoty získané výpočtem vzdáleností ke galaxiím ze svítivosti cefeid v nich pozorovaných na Hubbleově vesmírném dalekohledu odhad 74,03 ± 1,42 (km/s)/Mpc [9] , a hodnoty získané měřením parametrů CMB na vesmírné observatoři Planck vykazovaly k roku 2018 hodnotu 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc [10] .

Problém odhadu H 0 je komplikován skutečností, že kromě kosmologických rychlostí v důsledku rozpínání vesmíru mají galaxie také své vlastní (zvláštní) rychlosti, které mohou být i několik stovek km/s (u příslušníků masivních kupy galaxií , více než 1000 km/s ). To vede k tomu, že Hubbleův zákon je málo naplněn nebo není splněn vůbec pro objekty umístěné ve vzdálenosti blíže než 10-15 milionů sv. let , tedy právě pro ty galaxie, jejichž vzdálenosti jsou nejspolehlivěji určeny bez rudého posuvu.

Na druhou stranu, dosadíme-li do vzorce rudého posuvu dobu rovnající se jedné periodě oscilace fotonu , dostaneme, že Hubbleova konstanta je množství, o které se frekvence fotonu sníží za jednu periodu oscilace, bez ohledu na vlnovou délku , a určíme, jak velmi se snížila frekvence fotonů, je nutné vynásobit Hubbleovu konstantu počtem provedených vibrací: $z=H_{0}t$ $T=1/\nu ,$ $\nu _{n}=nH_{0}.$

Analogy Hubbleova zákona v jiných oblastech astrofyziky

Lineární nárůst rychlosti expanze se vzdáleností je také pozorován u mnoha planetárních mlhovin (tzv. Hubble-like flow) [11] [12] [13] .

Viz také

Hubbleův objem

Poznámky

↑ V roce 2018 přijalo Valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie rezoluci doporučující používat název „Hubble-Lemaitre law“. Toto doporučení však vyvolalo řadu protestů jako „pochybné z historických, vědeckých a filozofických hledisek“, viz Cormac O'Raifeartaigh, Michael O'Keeffe. Rudé posuny versus změny paradigmatu; proti přejmenování Hubbleova zákona Archivováno 8. února 2022 na Wayback Machine
↑ 12 _
- A. V. Zásov., K. A. Postnov. Obecná astrofyzika . - Fryazino: Věk 2, 2006. - S. 421 -432. — 496 s. — ISBN 5-85099-169-7 .
- D. S. Gorbunov, V. A. Rubakov. Úvod do teorie raného vesmíru: Teorie horkého velkého třesku. - Moskva: LKI, 2008. - S. 45-80. — 552 s. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
- Stephen Weinberg. Kosmologie . - Moskva: URSS, 2013. - S. 21 -81. — 608 str. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Hubbleův zákon / Novikov I. D. // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie / Redakční rada: R. A. Sunjajev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 709. - 783 s. — 70 000 výtisků.
↑ [dic.academic.ru/dic.nsf/enc_physics/5158/HUBBLE Hubbleův zákon] // Fyzická encyklopedie. V 5 svazcích.
↑ Edwin Hubble v potížích s překladem Archivováno 21. března 2017 na Wayback Machine . zprávy o přírodě.
↑ Dan Scolnic, Lucas M. Macri, Wenlong Yuan, Stefano Casertano, Adam G. Riess. Velké cefeidní standardy Magellanova mračna poskytují 1% základ pro stanovení Hubbleovy konstanty a silnější důkazy pro fyziku přesahující ΛCDM . — 2019-03-18. - doi : 10.3847/1538-4357/ab1422 . — . - arXiv : 1903.07603 .
↑ M. Lilley, PB Lilje, M. Liguori, A. Lewis, F. Levrier. Výsledky Planck 2018. VI. Kosmologické parametry . — 2018-07-17. - arXiv : 1807.06209 .
↑ Yu. N. Efremov. Hubbleova konstanta . Astronet . Získáno 29. října 2009. Archivováno z originálu 11. srpna 2011. (neurčitý)
↑ Dan Scolnic, Lucas M. Macri, Wenlong Yuan, Stefano Casertano, Adam G. Riess. Velké cefeidní standardy Magellanova mračna poskytují 1% základ pro stanovení Hubbleovy konstanty a silnější důkazy pro fyziku přesahující ΛCDM . — 2019-03-18. - doi : 10.3847/1538-4357/ab1422 . Archivováno z originálu 14. července 2019.
↑ M. Lilley, PB Lilje, M. Liguori, A. Lewis, F. Levrier. Výsledky Planck 2018. VI. Kosmologické parametry . — 2018-07-17. Archivováno z originálu 26. dubna 2019.
↑ Corradi, RLM, vícenásobné, souběžné a bipolární výtoky podobné Hubbleovi . Získáno 10. listopadu 2014. Archivováno z originálu 24. prosince 2019. (neurčitý)
↑ C. Szyszka et al., Vlastní pohyby rozpínání planetární mlhoviny NGC 6302 z Hubble Space Telescope imaging . Získáno 23. června 2020. Archivováno z originálu dne 24. prosince 2019. (neurčitý)
↑ Planetární mlhoviny v naší galaxii a dále . Získáno 4. října 2017. Archivováno z originálu 10. listopadu 2014. (neurčitý)

Odkazy

Edwin Hubble. Vztah mezi vzdáleností a radiální rychlostí mezi mimogalaktickými mlhovinami (anglicky) // Proc. NAS. - 1929. - Sv. 15. - S. 168-173. (Angličtina)
G.A. Tammann . Retro- a prospektivní poznámka
G.A. Tammann . Vzestupy a pády Hubbleovy konstanty
S. B. Popov, A. V. Toporenský Bohové nesledují rozpínání vesmíru
S. B. Popov, A. V. Toporenský Za horizontem událostí
Adam G. Riess et al. Přeurčení Hubbleovy konstanty pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu z žebříku diferenciální vzdálenosti . (neurčitý)

Slovníky a encyklopedie	Velká dánština Velká Katalánština velká čínština Velký Rus okolo světa Britannica (online)

Kosmologie
Základní pojmy a objekty	Vesmír pozorovatelný vesmír Červený posuv kosmologické CMB záření Gravitační vlny Expanze vesmíru zrychlený skrytá hmota Temná hmota temná energie
Historie vesmíru	Velký třesk velký odskok Chronologie velkého třesku Inflace Primární nukleosyntéza Rekombinace Evoluce galaxií Věk vesmíru Budoucnost vesmíru
Struktura vesmíru	Struktura vesmíru ve velkém měřítku Nadkupa galaxií Velká skupina kvasarů Galaktické vlákno Neplatné Hubbleova bublina Tvar Vesmíru
Teoretické pojmy	Historie vývoje představ o vesmíru Hubbleův zákon Gravitační nestabilita Kosmologický princip Kosmologické modely Kosmologická singularita Model De Sitter model horkého vesmíru Friedmanův vesmír Vzdálenost společníka Kritická hustota Friedmanova rovnice Kosmologická stavová rovnice Model lambda-CDM
Experimenty	Pozorovací kosmologie 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Astronomie