Постоянная Хаббла. Расширение вселенной. Закон Хаббла. Темная энергия и закон хаббла Открытие хабблом разбегания галактик

«В 1744 году швейцарский астроном де Шезо и независимо от него в 1826 году Ольберс сформулировали следующий парадокс, - пишет в своей книге Т. Редже, - который привел к кризису тогдашних наивных космологических моделей. Представим себе, что пространство вокруг Земли бесконечно, вечно и неизменно и что оно равномерно заполнено звездами, причем их плотность в среднем постоянна. С помощью несложных вычислений Шезо и Ольберс показали, что полное количество света, посылаемое на Землю звездами, должно быть бесконечным, из-за чего ночное небо будет не черным, а, мягко говоря, залито светом. Чтобы избавиться от своего парадокса, они предположили существование в космосе обширных блуждающих непрозрачных туманностей, заслоняющих наиболее отдаленные звезды. На самом деле так выйти из положения нельзя: поглощав свет от звезд, туманности поневоле нагревались бы и сами излучали свет так же, как и звезды.

Итак, если справедлив космологический принцип, то мы не можем принять идею Аристотеля о вечной и неизменяющейся Вселенной. Здесь, как и в случае относительности, природа, похоже, предпочитает в своем развитии симметрию, а не мнимое Аристотелево совершенство».

Однако самый серьезный удар незыблемости Вселенной был нанесен не теорией эволюции звезд, а результатами измерений скоростей удаления галактик, полученными великим американским астрономом Эдвином Хабблом.

Хаббл (1889–1953) родился в небольшом городке Маршфилд в штате Миссури в семье страхового агента Джона Пауэла Хаббла и его супруги Виржинии Ли Джеймс. Астрономией Эдвин заинтересовался рано, вероятно, под влиянием своего деда по матери, построившего себе небольшой телескоп.

В 1906 году Эдвин окончил школу. Шестнадцатилетним юношей Хаббл поступил в Чикагский университет, входивший тогда в первую десятку лучших учебных заведений США. Там работал астроном Ф.Р. Мультон, автор известной теории происхождения Солнечной системы. Он оказал большое влияние на дальнейший выбор Хаббла.

После окончания университета Хабблу удалось получить стипендию Родса и на три года уехать в Англию для продолжения образования. Однако вместо естественных наук ему пришлось изучать в Кембридже юриспруденцию.

Летом 1913 года Эдвин возвратился на родину, но юристом так и не стал. Хаббл стремился к науке и вернулся в Чикагский университет, где на Йеркской обсерватории под руководством профессора Фроста подготовил диссертацию на степень доктора философии. Его работа представляла собой статистическое исследование слабых спиральных туманностей в нескольких участках неба и особенной оригинальностью не отличалась. Но уже тогда Хаббл разделял мнение о том, что «спирали - это звездные системы на расстояниях, часто измеряемых миллионами световых лет».

В это время в астрономии приближалось большое событие - обсерватория Маунт-Вилсон, которую возглавлял замечательный организатор науки Д.Э. Хейл, готовилась к вводу в строй крупнейшего телескопа - стодюймового рефлектора (250-сантиметрового - Прим. авт.). Приглашение работать в обсерватории среди других получил и Хаббл. Однако весной 1917 года, когда он заканчивал свою диссертацию, США вступили в Первую мировую войну. Молодой ученый отклонил приглашение и записался добровольцем в армию. В составе Американского экспедиционного корпуса майор Хаббл попал в Европу осенью 1918 года, незадолго до окончания войны, и в боевых действиях принять участие не успел. Летом 1919 года Хаббл демобилизовался и поспешил в Пасадену, чтобы принять приглашение Хейла.

На обсерватории Хаббл начал изучать туманности, сосредоточившись сначала на объектах, видимых в полосе Млечного Пути.

В хрестоматии «Книга первоисточников по астрономии и астрофизике, 1900–1975» К. Ланга и О. Гингерича (США), где воспроизведены самые выдающиеся исследования за три четверти двадцатого столетия, помещены три работы Хаббла, и первая из них - работа по классификации внегалактических туманностей. Две другие относятся к установлению природы этих туманностей и открытию закона красного смещения.

В 1923 году Хаббл приступил к наблюдениям туманности в созвездии Андромеды на шестидесяти и стодюймовых рефлекторах. Ученый сделал вывод, что большая Туманность Андромеды действительно другая звездная система. Такие же результаты Хаббл получил и для туманности МОС 6822 и туманности в Треугольнике.

Хотя об открытии Хаббла вскоре стало известно ряду астрономов, официальное сообщение последовало лишь 1 января 1925 года, когда на съезде Американского астрономического общества Г. Рессел зачитал доклад Хаббла. Известный астроном Д. Стеббинс писал, что доклад Хаббла «во сто крат расширил объем материального мира и с определенностью решил долгий спор о природе спиралей, доказав, что это гигантские совокупности звезд, почти сравнимые по размерам с нашей собственной Галактикой». Теперь Вселенная предстала перед астрономами пространством, заполненным звездными островами - галактиками.

Уже одно установление истинной природы туманностей определило место Хаббла в истории астрономии. Но на его долю выпало и еще более выдающееся достижение - открытие закона красного смещения.

Спектральные исследования спиральных и эллиптических «туманностей» были начаты в 1912 году на основе таких соображений1 если они действительно расположены за пределами нашей Галактики, то они не участвуют в ее вращении и поэтому их лучевые скорости будут свидетельствовать о движении Солнца. Ожидалось, что эти скорости будут порядка 200–300 километров в секунду, т. е. будут соответствовать скорости движения Солнца вокруг центра Галактики.

Между тем, за несколькими исключениями, лучевые скорости галактик оказались гораздо больше: они измерялись тысячами и десятками тысяч километров в секунду.

В середине января 1929 года в «Труды» Национальной академии наук США Хаббл представил небольшую заметку под названием «О связи между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». В то время Хаббл уже имел возможность сопоставить скорость движения галактики с расстоянием до нее для 36 объектов. Оказалось, что эти две величины связаны условием прямой пропорциональности: скорость равна расстоянию, умноженному на постоянную Хаббла.

Это выражение получило название закона Хаббла. Численное значение постоянной Хаббла ученый в 1929 году определил в 500 км/(с х Мпк). Однако он ошибся в установлении расстояний до галактик. После многократных исправлений и уточнений этих расстояний численное значение постоянной Хаббла сейчас принимается равным 50 км/(с х Мпк).

На обсерватории Маунт-Вилсон началось определение лучевых скоростей все более удаленных галактик. К 1936 году М. Хьюмасон публикует данные для ста туманностей. Рекордную скорость в 42 000 километров в секунду удалось зарегистрировать у члена далекого скопления галактик в Большой Медведице. Но это уже было пределом возможностей стодюймового телескопа. Нужны были более мощные инструменты.

«Можно подойти к вопросу о хаббловском расширении космоса, используя более привычные, интуитивные образы, - считает Т.Редже. - Например, представим себе солдат, выстроенных на какой-нибудь площади с интервалом 1 метр. Пусть затем подается команда раздвинуть за одну минуту ряды так, чтобы этот интервал увеличился до 2 метров. Каким бы образом команда ни выполнялась, относительная скорость двух рядом стоявших солдат будет равна 1 м/мин, а относительная скорость двух солдат, стоявших друг от друга на расстоянии 100 метров, будет 100 м/ мин, если учесть, что расстояние между ними увеличится от 100 до 200 метров. Таким образом, скорость взаимного удаления пропорциональна расстоянию. Отметим, что после расширения рядов остается справедливым космологический принцип: „галактики-солдаты“ по-прежнему распределены равномерно, и сохраняются те же пропорции между различными взаимными расстояниями.

Единственный недостаток нашего сравнения заключается в том, что на практике один из солдат все время стоит неподвижно в центре площади, в то время как остальные разбегаются со скоростями тем большими, чем больше расстояния от них до центра. В космосе же нет верстовых столбов, относительно которых можно было бы провести абсолютные измерения скорости; такой возможности мы лишены теорией относительности: каждый может сравнивать свое движение только с движением рядом идущих, и при этом ему будет казаться, что они от него убегают.

Мы видим, таким образом, что закон Хаббла обеспечивает неизменность космологического принципа во все времена, и это утверждает нас в мнении, что как закон, так и сам принцип действительно справедливы.

Другим примером интуитивного образа может служить взрыв бомбы; в этом случае, чем быстрее летит осколок, тем дальше он улетит. Спустя мгновение после самого взрыва мы видим, что осколки распределены в соответствии с законом Хаббла, т е. их скорости пропорциональны расстояниям до них. Здесь, однако, нарушается космологический принцип, поскольку если мы отойдем достаточно далеко от места взрыва, то никаких осколков не увидим. Этим образом подсказан самый знаменитый в современной космологии термин „большой взрыв“. Согласно этим представлениям, около 20 млрд. лет тому назад все вещество Вселенной было собрано в одной точке, из которой началось стремительное расширение Вселенной до современных размеров».

Закон Хаббла практически сразу же был признан в науке. Значение открытия Хаббла высоко оценил Эйнштейн. В январе 1931 года он писал: «Новые наблюдения Хаббла и Хьюмасона относительно красного смещения… делают вероятным предположение, что общая структура Вселенной не стационарная».

Открытие Хаббла окончательно разрушило существовавшее со времен Аристотеля представление о статичной, незыблемой Вселенной. В настоящее время закон Хаббла используется для определения расстояний до далеких галактик и квазаров.

КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК

История «открытия» мира галактик весьма поучительна. Больше двухсот лет назад Гершель построил первую модель Галактики, преуменьшив ее размеры в пятнадцать раз. Изучая многочисленные туманности, разнообразие форм которых он первый и обнаружил, Гершель пришел к выводу, что некоторые из них являются далекими звездными системами «типа нашей звездной системы». Он писал: «Я не считаю необходимым повторять, что небеса состоят из участков, у которых солнца собраны в системы». И еще: «…эти туманности также могут быть названы млечными путями - с малой буквы в отличие от нашей системы».

Однако, в конце концов, сам Гершель занял в отношении природы туманностей другую позицию. И это было не случайностью. Ведь ему удалось доказать, что большинство открытых и наблюдавшихся им туманностей состоят не из звезд, а из газа. Он пришел к весьма пессимистическому выводу: «Все, что за пределами нашей собственной системы, покрыто мраком неизвестности».

Английский астроном Агнесса Кларк писала в книге «Система звезд» в 1890 году: «Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный ученый, располагающий всеми имеющимися доказательствами, не станет придерживаться мнения, что хотя бы одна туманность является звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем. Практически установлено, что все объекты, наблюдаемые на небе (как звезды, так и туманности), принадлежат к одному огромному агрегату»…

Причина такой точки зрения была в том, что долгое время астрономы не умели определять расстояния до этих звездных систем. Так, из проведенных в 1907 году измерений будто бы следовало, что расстояние до «Туманности Андромеды» не превышает 19 световых лет. Четыре года спустя астрономы пришли к выводу, что это расстояние составляет около 1600 световых лет. И в том, и в другом случае создавалось впечатление, что упомянутая туманность и в самом деле находится в нашей Галактике.

В двадцатые годы прошлого века между астрономами Шепли и Куртисом разгорелся ожесточенный спор о природе Галактики и других объектов, видимых с помощью телескопов. В числе этих объектов находится знаменитая туманность Андромеды (М31), которая видна невооруженным глазом всего лишь как звезда четвертой величины, но разворачивается в величественную спираль, если разглядывать ее в большой телескоп. К этому времени в некоторых из этих туманностей были зарегистрированы вспышки новых звезд. Кертис предположил, что в максимуме блеска упомянутые звезды излучают столько же энергии, что и новые звезды нашей Галактики. Так, он установил, что расстояние до Туманности Андромеды равно 500 000 световых лет. Это и дало Кертису основание утверждать, что спиральные туманности - это далекие звездные вселенные, подобные Млечному Пути. С таким выводом Шепли не соглашался, и его рассуждения также были вполне логичными.

Согласно Шепли, вся Вселенная состоит из одной нашей Галактики, а спиральные туманности типа М31 представляют собой более мелкие объекты, рассыпанные внутри этой Галктики, как изюм в куличе.

Предположим, говорил он, что Туманность Андромеды имеет такие же размеры, как и наша Галактика (300 000 световых лет по его оценке). Тогда, зная ее угловые размеры, находим, что расстояние до данной туманности составляет 10 миллионов световых лет! Но тогда непонятно, почему наблюдавшиеся в Туманности Андромеды новые звезды имеют большую яркость, чем в нашей Галактике. Если же яркость новых в этой «туманности» и в нашей Галактике одинакова, то отсюда следует, что Туманность Андромеды в 20 раз меньше нашей Галактики.

Куртис, напротив, считал, что М31 представляет собой самостоятельную галактику-остров, не уступающую в достоинстве нашей Галактике и отдаленную от нее на несколько сотен тысяч световых лет. Создание больших телескопов и прогресс астрофизики привели к признанию правоты Куртиса. Измерения, проделанные Шепли, оказались ошибочными. Он очень сильно недооценил расстояние до М31. Куртис, впрочем, также ошибался: теперь известно, что расстояние до М31 - более двух миллионов световых лет.

Природу спиральных туманностей окончательно удалось установить Эдвину Хабблу, который в конце 1923 года обнаружил в Туманности Андромеды первую, а вскоре еще несколько цефеид. Оценив их видимые величины и периоды, Хаббл нашел, что расстояние до этой «туманности» составляет 900 000 световых лет. Так окончательно была установлена принадлежность спиральных «туманностей» к миру звездных систем типа нашей Галактики.

Если же говорить о расстояниях до этих объектов, то их еще предстояло уточнять и пересматривать. Так, на самом деле расстояние до галактики М 31 в Андромеде равно 2,3 миллиона световых лет.

Мир галактик оказался удивительно огромным. Но еще большее удивление вызывает многообразие его форм.

Первую и довольно удачную классификацию галактик по их внешнему виду предпринял уже Хаббл в 1925 году. Он предложил относить галактики к одному из следующих трех типов: 1) эллиптические (обозначаемые буквой Е), 2) спиральные (S) и 3) неправильные (1 г).

К эллиптическим были отнесены те галактики, которые имеют вид правильных кругов или эллипсов и яркость которых плавно уменьшается от центра к периферии. Эту группу подразделяют на восемь подтипов от ЕО до Е7 по мере увеличения видимого сжатия галактики. Линзовидные галактики SO похожи на сильно сплюснутые эллиптические системы, однако имеют четко выделенное центральное звездообразное ядро.

Спиральные галактики, в зависимости от степени развития спиралей, подразделяются на подклассы Sa, Sb и Sc. У галактик типа Sa основной составной частью является ядро, тогда как спирали выражены еще слабо. Переход к последующему подклассу - констатация факта все большего развития спиралей и уменьшения видимых размеров ядра.

Параллельно нормальным спиральным галактикам существуют еще так называемые пересеченные спиральные системы (SB). У галактик этого типа очень яркое центральное ядро пересекается по диаметру поперечной полосой. Из концов этой перемычки и начинаются спиральные ветви, причем в зависимости от степени развития спиралей эти галактики делятся на подтипы SBa, SBb и SBc.

К неправильным галактикам (Ir) отнесены объекты, у которых отсутствует четко выраженное ядро и не обнаружена вращательная симметрия. Их типичными представителями являются Магеллановы Облака.

«Я использовал ее 30 лет, - писал впоследствии известный астроном Вальтер Бааде, - и хотя упорно искал объекты, которые нельзя было бы действительно уложить в хаббловскую систему, их число оказалось столь ничтожным, что я могу пересчитать их по пальцам». Классификация Хаббла продолжает служить науке, и все последующие модификации существа ее не затронули.

Некоторое время полагали, что эта классификация имеет эволюционный смысл, т. е. что галактики «передвигаются» вдоль «камертонной диаграммы» Хаббла, последовательно меняя свою форму. Сейчас этот взгляд считается ошибочным.

Среди нескольких тысяч ярчайших галактик насчитывается 17 процентов эллиптических, 80 процентов спиральных и около 3 процентов неправильных.

В 1957 году советский астроном Б.А. Воронцов-Вельяминов открыл существование «взаимодействующих галактик» - галактик, связанных «перемычками», «хвостами», а также «гамма-форм», т. е. галактик, у которых одна спираль «закручивается», тогда как другая «раскручивается». Позже были открыты компактные галактики, размеры которых составляют всего около 3000 световых лет, и изолированные в пространстве звездные системы с поперечником всего 200 световых лет. По своему внешнему виду они практически не отличаются от звезд нашей Галактики.

Новый общий каталог (НОС) содержит перечень около десяти тысяч галактик вместе с их важнейшими характеристиками (светимость, форма, отдаленность и т. д.) - и это лишь малая толика из десяти миллиардов галактик, в принципе различимых с Земли. Сказочный гигант, способный охватить взглядом сотню-другую миллионов световых лет, разглядывая Вселенную, увидел бы, что она заполнена космическим туманом, капельками которого являются галактики. Временами встречаются скопления, состоящие из тысяч галактик, собранных вместе. Одно такое гигантское скопление находится в созвездии Девы.

Зако́н Ха́ббла (закон всеобщего разбегания галактик) - космологический закон, описывающий расширение Вселенной . В статьях и научной литературе в зависимости от её специализации и даты публикаций он формулируется по-разному.

где v {\displaystyle v} - скорость галактики, r {\displaystyle r} - расстояние до неё, а H 0 {\displaystyle H_{0}} - коэффициент пропорциональности, сегодня называемый постоянной Хаббла .

Однако в современных работах наблюдателей эта зависимость принимает вид:

Эта величина с точностью до численного множителя порядка единицы соответствует возрасту Вселенной, рассчитываемому по стандартной космологической модели Фридмана .

Энциклопедичный YouTube

1 / 5

✪ Закон Хаббла

✪ ЧТО СЕЙЧАС ПРОИСХОДИТ СО ВСЕЛЕННОЙ ★ Vera Space

✪ Радиус наблюдаемой Вселенной (поправка)

✪ Валерий Рубаков: Как расширяется Вселенная

✪ Почему пульсируют цефеиды

Субтитры

Уже в нескольких видео мы упоминали, что все объекты межзвездного масштаба удаляются от Земли. И мы также говорили, что чем дальше находится объект от Земли, тем быстрее он удаляется. В этом видео я хотел бы привести некоторые числовые параметры этих процессов, чтобы лучше понимать их сущность. Чтобы составить представление, вообразим несколько точек на ранней стадии развития Вселенной. Вот одна, другая, ещё одна и ещё точка. Возьмём девять точек, чтобы сформировать решетку. Итак, это ранняя стадия существования Вселенной. Спустя несколько миллиардов лет - естественно, я не рисую в масштабе – все эти точки удалились друг от друга. Эта точка сместилась туда - перерисую для наглядности весь столбец. Одну секунду. Итак, спустя несколько миллиардов лет Вселенная расширилась. И объекты удалились друг от друга. Сейчас помечу цветом. Эта точка будет фиолетовой. И она переместилась сюда. Зеленая точка удалилась от фиолетовой. А синяя удалилась от фиолетовой в этом направлении. И так далее... Желтая точка, может быть, здесь. Полагаю, вам понятен принцип. Остальные точки будут желтые. И все они удалились друг от друга, так что никакого центра нет. Каждый объект просто удаляется от соседних. Из этого следует, что этот объект не только удалится от этого, но и от этого - причем ещё дальше. Потому что здесь имело место не только расширение. Или, формулируя по-другому, кажущаяся скорость удаления объекта при расширении пропорциональна расстоянию до него. Потому что все точки на пути также подвергаются расширению. Вернемся к этому представлению - процесс можно смоделировать, если считать Вселенную бесконечным плоским листом. Мы как будто берем лист эластичного материала и тянем. Мы его растягиваем. Конечно, мы принимаем, что бесконечность может увеличиваться дальше во всех направлениях. Бесконечный лист растягивается, и увеличивается, хотя не имеет границ. Это можно представить также (как мы делали раньше) - в виде трехмерной поверхности четырехмерной сферы. Или же трехмерной поверхности гиперсферы. Итак, на ранних стадиях сфера выглядела вот так. И эти точки находились, соответственно, фиолетовая здесь, зеленая здесь, сюда добавим синюю точку. И нарисуем остальные желтые. Желтые точки здесь. Все точки находятся на поверхности этой сферы. На поверхности сферы. Ясно, что сейчас я рисую в двух измерениях, потому что представить себе трехмерную поверхность четырехмерной сферы трудно или просто невозможно. Так что мы работаем по аналогии. Если это поверхность шарика, или пузыря, если за миллиарды лет пузырь раздувается - естественно, не в таком масштабе. То получится пузырь большего размера. Эта часть поверхности увеличится. Снова - вот фиолетовая точка. Вот синяя и вот зеленая точки, остальные изображу желтым цветом. Они все удалились друг от друга на поверхности этой сферы. Чтобы показать, что это сфера, я нарисую контуры. Вот так можно показать, что мы на поверхности настоящей, настоящей сферы. Разобравшись с этим, посмотрим, с какой кажущейся скоростью объекты удаляются от нас? Поскольку удаление объектов от нас зависит не только от скорости относительно наблюдателя, но и от исходного удаления от наблюдателя, то есть от нас. Итак, сейчас мы все, что нам нужно запишем. Все объекты, все объекты удаляются друг от друга, удаляются друг от друга, и кажущаяся относительная скорость. Относительная скорость, кажущаяся относительная скорость пропорциональна расстоянию. Пропорциональна расстоянию. И то, что я записал - почему, я собственно, это записал, и есть одна из формулировок закона Хаббла. Закон Хаббла. Он открыл этот закон, наблюдая как изменяется красное смещение объектов с удалением. И они двигались не только быстрее от земли, но также их кажущееся движение друг от друга ускорялось с увеличением расстояния. Так и появился закона Хаббла. Или, иначе говоря, относительно любой точки, относительно земли, воспринимаемая скорость с которой объект движется, будет представлять собой некую константу, умноженную на расстояние от него до наблюдателя. В этом случае наблюдатель - мы. Мы ставим этот ноль – а эта H называется Постоянной Хаббла. Постоянная Хаббла. И это очень непостоянная постоянная. Потому что она зависит от стадии эволюции Вселенной. Поэтому мы ставим этот маленький нолик сюда, чтобы показать – это нынешнее значение постоянной Хаббла. И, говоря о расстоянии, мы имеем в виду актуальное расстояние на текущий момент. Актуальное расстояние на текущий момент. Это имеет большое значение, потому что данное текущее значение постоянно меняется с расширением Вселенной. Поэтому от начала этого видео до конца оно слегка изменится. Но мы можем несколько округлить для рассматриваемого периода, и, когда мы говорим о расстояниях, мы имеем в виду виртуальные жёсткие и мгновенно прикладываемые линейки – естественно, в реальности такое невозможно. Но подобное можно вообразить, что мы и пытаемся делать. Попробуем ввести немного математики - рассчитать реальную скорость удаления. Давайте займемся подсчетами. Итак, нам нужно вычислить реальную скорость удаления. Попробую найти свободное место – сейчас постоянная Хаббла составляет 70,6 плюс/минус 3,1. То есть наблюдается некая разнородность. Имеется погрешность в измерениях, а единица измерения при этом – километры в секунду на мегапарсек. Километры в секунду на мегапарсек. Мегапарсек. При этом не забываем – парсек равен примерно 3,2- 3,3 светового года. Если попробовать это представить себе иначе, предположим, наше местоположение во Вселенной – здесь, и если этот объект удалён на расстояние 1 мегапарсека, то есть на 1 миллион парсеков или 3,26 миллиона световых лет от Земли, повторю – 3,26 миллиона световых лет от Земли, и он, естественно, при наблюдении удаляется от нас, хотя при этом не смещается в пространстве, это содержащее его пространство растягивается так, что объект, по данным красного смещения, удаляется со скоростью 70,6 километров в секунду. 70,6 это огромная скорость - 70,6 километров в секунду, но надо учитывать, что мы рассматриваем масштабы мегапарсеков. Масштабы мегапарсеков. Расстояние до галактики Андромеды менее одного мегапарсека - оно составляет 2,5 миллиона световых лет, то есть около 0,7-0,8 мегапарсека. Так что точка в пространстве, немного более удалённая, чем галактика Андромеда, будет наблюдаться как удаляющаяся со скоростью около 70,6 километра в секунду. Но что будет, если удалиться на вдвое большее расстояние? Если посмотреть на объект, удалённый почти на 7 млн световых лет? То есть на расстоянии в 2 мегапарсека? Если посмотреть на него отсюда, насколько бы он быстро удалялся? Если посмотреть, расстояние составит 2 мегапарсека, то есть вдвое больше. Следует умножить 2 мегапарсека на постоянную. Мегапарсеки сокращаются. То есть 70,6 на 2 - при этом сам объект не движется в пространстве, это пространство расширяется. Так что кажущаяся скорость будет 70,6 на 2 - что составит 141,2 км/с. Здесь может возникнуть вопрос - если можно наблюдать красное смещение объектов, удаляющихся от нас, то как можно определить, что они удаляются также друг от друга? Если посмотреть на красное смещение этого объекта и измерить все это, то будет видно, что он удаляется со скоростью 70,6 километра в секунду. А потом можно посмотреть на другой объект и, на основе его красного смещения, заключить, что он удаляется со скоростью 141,2 километра в секунду, то можно заключить, что эти два объекта удаляются друг от друга со скоростью 70,6 км/с. И это можно применить к различным расстояниям. Надеюсь, это проясняет масштаб расстояний и скоростей. Помните, хоть я и говорил, что это колоссальное расстояние, мегапарсек больше, чем расстояние до галактики Андромеда. Галактика Андромеда – ближайшая к нам крупная галактика. Существуют более мелкие, расположенные ближе, которые являются как бы галактиками-спутниками Млечного Пути. Но галактика в созвездии Андромеды – ближайшая к нам крупная. И мы вообще говорим о сотнях миллиардов галактик только в пределах наблюдаемой Вселенной. Наблюдаемой. Так что при приближении к краю наблюдаемой Вселенной эти скорости, наблюдаемые скорости удаления объектов от нас, становятся весьма существенными. Subtitles by the Amara.org community

История открытия

В 1913-1914 годах американский астроном Весто Слайфер установил, что Туманность Андромеды и ещё более десятка небесных объектов движутся относительно Солнечной системы с огромными скоростями (порядка 1000 км/с). Это означало, что все они находятся за пределами Галактики (ранее многие астрономы полагали, что туманности представляют собой формирующиеся в нашей Галактике планетные системы). Другой важный результат: все исследованные Слайфером туманности, кроме трёх, удалялись от Солнечной системы. В 1917-1922 годах Слайфер получил дополнительные данные, подтвердившие, что скорость почти всех внегалактических туманностей направлена прочь от Солнца. Артур Эддингтон на основе обсуждавшихся в те годы космологических моделей Общей теории относительности предположил, что этот факт отражает общий природный закон: Вселенная расширяется , и чем дальше от нас астрономический объект, тем больше его относительная скорость.

Вид закона для расширения Вселенной был установлен экспериментально для галактик бельгийским учёным Жоржем Леметром в 1927 году , а позже - знаменитым Э. Хабблом в 1929 году с помощью 100-дюймового (254 см) телескопа обсерватории Маунт-Вилсон , который позволил разрешить ближайшие галактики на звезды. Среди них были цефеиды , используя зависимость «период-светимость» которых, Хаббл измерил расстояние до них, а также красное смещение галактик, позволяющее определить их радиальную скорость.

Полученный Хабблом коэффициент пропорциональности составлял около 500 км/с на мегапарсек . Современное значение составляет 67,80 ± 0,77 км/с на мегапарсек . Столь существенную разницу обеспечивают два фактора: отсутствие поправки нуль-пункта зависимости «период-светимость» на поглощение (которое тогда ещё не было открыто) и существенный вклад собственных скоростей в общую скорость для местной группы галактик .

Теоретическая интерпретация наблюдений

Современное объяснение наблюдений дается в рамках Вселенной Фридмана. Допустим есть источник, расположенный в сопутствующей системе на расстоянии r 1 от наблюдателя. Приемная аппаратура наблюдателя регистрирует фазу приходящей волны. Рассмотрим два интервала между точками с одной и той же фазой :

С другой стороны для световой волны в принятой метрике выполняется равенство:

Проинтегрировав это уравнение получим:

Учитывая что в сопутствующих координатах r не зависит от времени, и малость длины волны относительно радиуса кривизны Вселенной, получим соотношение:

Если теперь его подставить в первоначальное соотношение:

Разложим a(t) в ряд Тейлора с центром в точке a(t 1) и учтем члены только первого порядка:

После приведения членов и домножения на c :

Соответственно, константа Хаббла:

Оценка постоянной Хаббла и её физический смысл

В процессе расширения, если оно происходит равномерно, постоянная Хаббла должна уменьшаться, и индекс «0» при её обозначении указывает на то, что величина Н 0 относится к современной эпохе. Величина, обратная постоянной Хаббла, должна быть в таком случае равна времени, прошедшему с момента начала расширения, то есть

Кажущаяся скорость удаления галактики от нас прямо пропорциональна расстоянию до нее.

Вернувшись с первой мировой войны, Эдвин Хаббл устроился на работу в высокогорную астрономическую обсерваторию Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии, которая в те годы была лучшей в мире по оснащенности. Используя ее новейший телескоп-рефлектор с диаметром главного зеркала 2,5 м, он провел серию любопытных измерений, навсегда перевернувших наши представления о Вселенной.

Вообще-то, Хаббл намеревался исследовать одну застаревшую астрономическую проблему — природу туманностей. Эти загадочные объекты, начиная с XVIII века, волновали ученых таинственностью своего происхождения. К XX веку некоторые из этих туманностей разродились звездами и рассосались, однако большинство облаков так и остались туманными — и по своей природе, в частности. Тут ученые и задались вопросом: а где, собственно, эти туманные образования находятся — в нашей Галактике? или часть из них представляют собой иные «островки Вселенной», если выражаться изощренным языком той эпохи? До ввода в действие телескопа на горе Уилсон в 1917 году этот вопрос стоял чисто теоретически, поскольку для измерения расстояний до этих туманностей технических средств не имелось.

Начал свои исследования Хаббл с самой, пожалуй, популярной с незапамятных времен туманности Андромеды. К 1923 году ему удалось рассмотреть, что окраины этой туманности представляют собой скопления отдельных звезд, некоторые из которых принадлежат к классу переменных цефеид (согласно астрономической классификации). Наблюдая за переменной цефеидой на протяжении достаточно длительного времени, астрономы измеряют период изменения ее светимости, а затем по зависимости период—светимость определяют и количество испускаемого ею света.

Чтобы лучше понять, в чем заключается следующий шаг, приведем такую аналогию. Представьте, что вы стоите в беспросветно темной ночи, и тут вдалеке кто-то включает электрическую лампу. Поскольку ничего, кроме этой далекой лампочки, вы вокруг себя не видите, определить расстояние до нее вам практически невозможно. Может, она очень яркая и светится далеко, а может, тусклая и светится неподалеку. Как это определить? А теперь представьте, что вам каким-то образом удалось узнать мощность лампы — скажем, 60, 100 или 150 ватт. Задача сразу упрощается, поскольку по видимой светимости вы уже сможете примерно оценить геометрическое расстояние до нее. Так вот: измеряя период изменения светимости цефеиды, астроном находится примерно в той же ситуации, как и вы, рассчитывая расстояние до удаленной лампы, зная ее светосилу (мощность излучения).

Первое, что сделал Хаббл, — рассчитал расстояние до цефеид на окраинах туманности Андромеды, а значит, и до самой туманности: 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние до галактики Андромеды, как ее теперь называют, составляет 2,3 миллиона световых лет. — Прим. автора ) — то есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути — нашей галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к базовому выводу о структуре Вселенной: она состоит из набора огромных звездных скоплений — галактик . Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем. Одного этого открытия, вообще-то, хватило бы Хабблу для всемирного признания его заслуг перед наукой.

Ученый, однако, этим не ограничился и подметил еще один важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами удаленных галактик, несколько ниже длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с орбиты на орбиту, смещен по частоте в направлении красной части спектра по сравнению с аналогичным квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как проявление эффекта Доплера , а это означает, что все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.

Самое главное, Хабблу удалось сопоставить результаты своих измерений расстояний до соседних галактик (по наблюдениям переменных цефеид) с измерениями скоростей их удаления (по красному смещению). И Хаббл выяснил, что чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется. Это самое явление центростремительного «разбегания» видимой Вселенной с нарастающей скоростью по мере удаления от локальной точки наблюдения и получило название закона Хаббла. Математически он формулируется очень просто:

где v — скорость удаления галактики от нас, r — расстояние до нее, а H — так называемая постоянная Хаббла . Последняя определяется экспериментально, и на сегодняшний день оценивается как равная примерно 70 км/(с·Мпк) (километров в секунду на мегапарсек; 1 Мпк приблизительно равен 3,3 миллионам световых лет). А это означает, что галактика, удаленная от нас на расстояние 10 мегапарсек, убегает от нас со скоростью 700 км/с, галактика, удаленная на 100 Мпк, — со скоростью 7000 км/с, и т. д. И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, всё более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной из-под действия этого закона не выпадает.

Итак, главное и — казалось бы — невероятное следствие закона Хаббла: Вселенная расширяется! Мне этот образ нагляднее всего представляется так: галактики — изюмины в быстро всходящем дрожжевом тесте. Представьте себя микроскопическим существом на одной из изюмин, тесто для которого представляется прозрачным: и что вы увидите? Поскольку тесто поднимается, все прочие изюмины от вас удаляются, причем чем дальше изюмина, тем быстрее она удаляется от вас (поскольку между вами и далекими изюминами больше расширяющегося теста, чем между вами и ближайшими изюминами). В то же время, вам будет представляться, что это именно вы находитесь в самом центре расширяющегося вселенского теста, и в этом нет ничего странного — если бы вы оказались на другой изюмине, вам всё представлялось бы в точности так же. Так и галактики разбегаются по одной простой причине: расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной. Лучше всего это сформулировал мыслитель XV века Николай Кузанский: «Любая точка есть центр безграничной Вселенной».

Однако закон Хаббла подсказывает нам и еще кое-что о природе Вселенной — и это «кое-что» является вещью просто-таки экстраординарной. У Вселенной было начало во времени. И это весьма несложное умозаключение: достаточно взять и мысленно «прокрутить назад» условную кинокартину наблюдаемого нами расширения Вселенной — и мы дойдем до точки, когда всё вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме. Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва , и более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется. Закон Хаббла, кстати, помогает также оценить возраст Вселенной (конечно, весьма упрощенно и приблизительно). Предположим, что все галактики с самого начала удалялись от нас с той же скоростью v , которую мы наблюдаем сегодня. Пусть t — время, прошедшее с начала их разлета. Это и будет возраст Вселенной, и определяется он соотношениями:

v x t = r, или t = r /V

Но ведь из закона Хаббла следует, что

r /v = 1/H

где Н — постоянная Хаббла. Значит, измерив скорости удаления внешних галактик и экспериментально определив Н , мы тем самым получаем и оценку времени, в течение которого галактики разбегаются. Это и есть предполагаемое время существования Вселенной. Постарайтесь запомнить: по самым последним оценкам, возраст нашей Вселенной составляет около 15 миллиардов лет, плюс-минус несколько миллиардов лет. (Для сравнения: возраст Земли оценивается в 4,5 миллиардов лет, а жизнь на ней зародилась около 4 миллиардов лет назад.)

См. также:

Edwin Powell Hubble, 1889-1953

Американский астроном. Родился в г. Маршфилд (штат Миссури, США), вырос в Уитоне (штат Иллинойс) — тогда это был не университетский, а промышленный пригород Чикаго. Окончил с отличием Чикагский университет (где отличился еще и спортивными достижениями). Еще учась в колледже, подрабатывал ассистентом в лаборатории нобелевского лауреата Роберта Милликена (см. Опыт Милликена), а в летние каникулы — геодезистом на железнодорожном строительстве. Впоследствии Хаббл любил вспоминать, как вместе еще с одним рабочим они отстали от последнего поезда, увозившего их геодезическую бригаду назад, к благам цивилизации. Три дня они проблуждали в лесах, прежде чем добрались до населенной местности. Никакой провизии у них с собой не было, но, по словам самого Хаббла, «Можно было, конечно, убить ежика или птичку, но зачем? Главное, что воды вокруг хватало».

Получив в 1910 году диплом бакалавра, Хаббл отправился в Оксфорд благодаря полученной стипендии Роудса. Там он начал было изучать римское и британское право, но, по его собственм словам, «променял юриспруденцию на астрономию» и вернулся в Чикаго, где и занялся подготовкой к защите своей дипломной работы. Большинство наблюдений ученый проводил на базе обсерватории Йеркс, расположенной к северу от Чикаго. Там его заметил Джордж Эллери Хейл (George Ellery Hale, 1868-1938) и в 1917 году пригласил молодого человека в новую обсерваторию Маунт-Вилсон.

Тут, однако, вмешались исторические события. США вступили в первую мировую войну, и Хаббл за одну ночь довел до ума свою диссертацию на степень Ph. D., на следующее утро защитил ее — и тут же ушел добровольцем в армию. Его научный руководитель Хейл получил от Хаббла телеграмму следующего содержания: «Сожалею о вынужденном отказе от приглашения отметить защиту. Ушел на войну». Во Францию добровольческая часть прибыла в самом конце войны и даже не приняла участия в боевых действиях, однако осколочное ранение от шального снаряда Хаббл получить успел. Демобилизовавшись летом 1919 года, ученый немедленно вернулся в калифорнийскую обсерваторию Маунт-Вилсон, где вскоре и обнаружил, что Вселенная состоит из разлетающихся галактик, что и получило название закона Хаббла.

В 1930-е годы Хаббл продолжил активное изучение мира за пределами Млечного пути, за что вскоре и снискал признание не только в научных кругах, но и среди широких масс. Слава ему пришлась по вкусу, и на фотографиях тех лет ученого можно часто увидеть позирующим в компании знаменитых кинозвезд той эпохи.

Научно-популярная книга Хаббла «Царство туманностей» (The Realm of Nebulae), увидевшая свет в 1936 году, еще прибавила ученому популярности. Справедливости ради нельзя не отметить, что в годы второй мировой войны ученый оставил свои астрофизические изыскания и честно занимался прикладной баллистикой в должности главного исполнительного директора испытательного полигона со сверхзвуковой аэродинамической трубой в Абердине (штат Мэриленд), после чего вернулся к астрофизике и до конца своих дней занимал пост председателя объединенного ученого совета обсерватории Маунт-Вилсон и Паломарской обсерватории. В частности, ему принадлежит движущая идея и техническая разработка базовой конструкции знаменитого двухсотдюймового (пятиметрового) хейловского телескопа, введенного в строй в 1949 году на базе Паломарской обсерватории. Этот телескоп по сей день остается вершиной воплощенной в материале астрометрии. И, наверное, справедливо, что именно Хаббл успел — первым из современных астрофизиков — заглянуть в глубины Вселенной через окуляр этого чудесного инструмента.

Если же отвлечься от астрономии, то Эдвин Хаббл вообще был человеком уникально широких интересов. Так, в 1938 году его избрали в состав совета попечителей Южно-Калифорнийской библиотеки Хантингтона и Художественной галереи при ней (Лос-Анджелес, США). Ученый подарил этой библиотеке свою уникальную коллекцию старинных книг по истории науки. Любимым же видом отдыха Хаббла была рыбная ловля на спиннинг — он и в этом добился вершин, и его рекордные уловы в горных потоках Скалистых гор (США) и на реке Тест (Англия) до сих пор считаются непревзойденными... Эдвин Хаббл скоропостижно скончался 28 сентября 1953 года в результате кровоизлияния в мозг.

В свое время закон Хаббла сделал переворот в профессиональной астрономии. В начале ХХ века американский астроном Эдвин Хаббл доказал, что наша Вселенная не статична, как казалось ранее, а постоянно расширяется.

Постоянная Хаббла: данные с различных космических аппаратов

Закон Хаббла – физико-математическая формула, доказывающая, что наша Вселенная постоянно . Причем расширение космического пространства, в котором находится и наша галактика Млечный путь, характеризуется однородностью и изотропией. То есть, наша Вселенная расширяется одинаково во всех направлениях. Формулировка закона Хаббла доказывает и описывает не только теорию расширение Вселенной, но и главную идею ее происхождения – теорию .

Наиболее часто в научной литературе закон Хаббла встречается под следующей формулировкой: v=H0*r. В этой формуле v означает скорость галактики, H0 – коэффициент пропорциональности, который связывает расстояние от Земли до космического объекта со скоростью его удаления (этот коэффициент еще называют «Постоянной Хаббла»), r – расстояние до галактики.

В некоторых источниках встречается другая формулировка закона Хаббла: cz=H0*r. Здесь c выступает, как скорость света, а z символизирует собой красное смещение – сдвиг спектральных линий химических элементов в длинноволновую красную сторону спектра по мере их удаления. В физико-теоретической литературе можно обнаружить и другие формулировки данного закона. Однако от разности формулировок суть закона Хаббла не меняется, а его суть заключается в описании того факта, что наша непрерывно расширяется во всех направлениях.

Открытие закона

Возраст и будущее Вселенной может быть определено путем измерения постоянной Хаббла

Предпосылкой к открытию закона Хаббла был целый ряд астрономических наблюдений. Так, в 1913 году американский астрофизик Вейл Слайдер обнаружил, что и несколько других огромных космических объектов движутся с большой скоростью, относительно Солнечной системы. Это дало ученому основание предположить, что туманность – это не формирующиеся в нашей галактике планетарные системы, а зарождающиеся звезды, которые находятся за пределами нашей галактики. Дальнейшее наблюдение за туманностями показало, что они не только являются другими галактическими мирами, но и постоянно удаляются от нас. Этот факт дал возможность астрономическому сообществу предположить, что Вселенная постоянно расширяется.

В 1927 году бельгийский ученый-астроном Жорж Леметр экспериментально установил, что галактики во Вселенной удаляются друг от друга в космическом пространстве. В 1929 году американский ученый Эдвин Хаббл при помощи 254-сантиметрового телескопа установил, что Вселенная расширяется и галактики в космическом пространстве удаляются друг от друга. Используя свои наблюдения, Эдвин Хаббл сформулировал математическую формулу, которая по сегодняшний день точно описывает принцип расширения Вселенной, и имеет огромное значение, как для теоретической, так и практической астрономии.

Закон Хаббла: применение и значение для астрономии

Закона Хаббла имеет огромное значение для астрономии. Его широко применяют современные ученые в рамках создания различных научных теорий, а также при наблюдении космических объектов.

Главное значение закона Хаббла для астрономии заключается в том, что он подтверждает постулат: Вселенная постоянно расширяется. Вместе с этим закон Хаббла служит дополнительным подтверждением теории Большого взрыва, ведь, как считают современные ученые, именно Большой взрыв послужил толчком для расширения «материи» Вселенной.

Закон Хаббла позволил выяснить также, что Вселенная расширяется во всех направлениях одинаково. В какой точке космического пространства не оказался бы наблюдатель, если он посмотрит вокруг себя, он заметит, что все объекты вокруг него одинаково от него удаляются. Наиболее удачно этот факт можно выразить цитатой философа Николая Кузанского, который еще в XV веке сказал: «Любая точка есть центр Безграничной Вселенной».

При помощи закона Хаббла современные астрономы могут с высокой долей вероятности просчитывать положение галактик и скоплений галактик в будущем. Точно так же с его помощью можно вычислить предположительное месторасположение любого объекта в космическом пространстве, спустя определенное количество времени.

1. Величина, обратная постоянной Хаббла, равна примерно 13,78 миллиардам лет. Эта величина указывает на то, сколько времени прошло с момента начала расширения Вселенной, а значит, вполне вероятно указывает и на ее возраст.
2. Наиболее часто закон Хаббла используют для определения точных расстояний до объектов в космическом пространстве.

3. Закон Хаббла определяет удаление от нас далеких галактик. Что касается ближайших к нам галактик, то здесь его действие не так ярко выражено. Связано это с тем, что эти галактики помимо скорости, связанной с расширением Вселенной, обладают еще и своей собственной скоростью. В связи с этим они могут, как удаляться от нас, так и приближаться к нам. Но, в общем и целом закон Хаббла актуален для всех космических объектов во Вселенной.