Գալակտիկաների համընդհանուր անկման օրենքը. Հաբլի հաստատուն

Անցյալի մեծ ֆիզիկոսներին՝ Ի.Նյուտոնին և Ա.Էյնշտեյնին, Տիեզերքը ստատիկ էր թվում: Խորհրդային ֆիզիկոս Ա. Ֆրիդմանը 1924 թվականին հանդես եկավ գալակտիկաների «ցրման» տեսությամբ։ Ֆրիդմանը կանխատեսել է Տիեզերքի ընդարձակումը. Սա հեղափոխական հեղափոխություն էր մեր աշխարհի ֆիզիկական ընկալման մեջ:

Ամերիկացի աստղագետ Էդվին Հաբլը հետազոտել է Անդրոմեդայի միգամածությունը։ 1923 թվականին նա կարողացավ տեսնել, որ դրա ծայրամասերը առանձին աստղերի կուտակումներ էին։ Հաբլը հաշվարկել է միգամածության հեռավորությունը։ Պարզվեց, որ դա 900 000 լուսային տարի է (այսօր ավելի ճշգրիտ հաշվարկված հեռավորությունը 2,3 միլիոն լուսային տարի է): Այսինքն՝ միգամածությունը գտնվում է Ծիր Կաթինից շատ հեռու՝ Մեր Գալակտիկայից: Այս և մյուս միգամածությունները դիտելուց հետո Հաբլը եզրակացության եկավ Տիեզերքի կառուցվածքի մասին։

Տիեզերքը բաղկացած է հսկայական աստղային կուտակումների հավաքածուից. գալակտիկաներ.

Հենց նրանք են մեզ հայտնվում որպես հեռավոր մառախլապատ «ամպեր» երկնքում, քանի որ մենք պարզապես չենք կարող տեսնել առանձին աստղեր նման հսկայական հեռավորության վրա:

Է.Հաբլը ձեռք բերված տվյալների մեջ նկատել է մի կարևոր ասպեկտ, որը աստղագետները նախկինում դիտարկել են, սակայն դժվարացել է մեկնաբանել։ Մասնավորապես՝ հեռավոր գալակտիկաների ատոմներից արձակված սպեկտրալ լույսի ալիքների դիտված երկարությունը մի փոքր ավելի մեծ է, քան երկրային լաբորատորիաներում նույն ատոմների արձակած սպեկտրային ալիքների երկարությունը։ Այսինքն՝ հարևան գալակտիկաների ճառագայթման սպեկտրում ատոմի կողմից արձակված լույսի քվանտը, երբ էլեկտրոնը ցատկում է ուղեծրից ուղեծիր, հաճախականությամբ տեղափոխվում է դեպի սպեկտրի կարմիր մասը՝ համեմատած Երկրի վրա նույն ատոմի արտանետվող նմանատիպ քվանտի հետ։ . Հաբլը ազատություն վերցրեց այս դիտարկումը մեկնաբանելու որպես Դոպլերի էֆեկտի դրսևորում:

Դիտարկված բոլոր հարևան գալակտիկաները հեռանում են Երկրից, քանի որ Ծիր Կաթինի սահմաններից դուրս գտնվող գրեթե բոլոր գալակտիկական մարմինները ցուցադրում են կարմիր սպեկտրային տեղաշարժ, որը համաչափ է դրանց հեռացման արագությանը:

Ամենակարևորն այն է, որ Hubble-ը կարողացավ համեմատել հարևան գալակտիկաների հեռավորությունների չափումների արդյունքները դրանց ռեցեսիայի արագության չափումների հետ (հիմնված կարմիր տեղաշարժի վրա):

Մաթեմատիկորեն օրենքը շատ պարզ ձևակերպված է.

որտեղ v-ն այն արագությունն է, որով գալակտիկան հեռանում է մեզանից,

r-ն դրա հեռավորությունն է,

H-ը Հաբլի հաստատունն է:

Եվ, թեև Հաբլը սկզբում եկել է այս օրենքին՝ մեզ ամենամոտ մի քանի գալակտիկաների դիտարկման արդյունքում, տեսանելի Տիեզերքի բազմաթիվ նոր գալակտիկաներից ոչ մեկը, որը հայտնաբերվել է այդ ժամանակից ի վեր, Ծիր Կաթինից գնալով ավելի հեռու, չի ընկնում Կաթնից դուրս: սույն օրենքի շրջանակը:

Այսպիսով, Հաբլի օրենքի հիմնական հետևանքը.

Տիեզերքը ընդլայնվում է:

Համաշխարհային տարածության կառուցվածքն ընդլայնվում է: Բոլոր դիտորդները (և ես և դու բացառություն չենք) իրենց համարում են Տիեզերքի կենտրոնում:

4. Մեծ պայթյունի տեսություն

Գալակտիկաների ռեցեսիայի փորձարարական փաստից գնահատվել է Տիեզերքի տարիքը։ Պարզվեց, որ հավասար է` մոտ 15 միլիարդ տարի: Այսպիսով սկսվեց ժամանակակից տիեզերագիտության դարաշրջանը:

Բնականաբար հարց է ծագում՝ ի՞նչ եղավ սկզբում։ Գիտնականներին ընդամենը մոտ 20 տարի է պահանջվել Տիեզերքի մասին իրենց ըմբռնումն ամբողջությամբ հեղափոխելու համար:

Պատասխանն առաջարկել է ականավոր ֆիզիկոս Գ.Գամովը (1904 - 1968) 40-ականներին։ Մեր աշխարհի պատմությունը սկսվել է Մեծ պայթյունից: Սա հենց այն է, ինչ այսօր կարծում են աստղաֆիզիկոսների մեծ մասը:

Մեծ պայթյունը Տիեզերքի շատ փոքր ծավալի մեջ կենտրոնացած նյութի սկզբնական ահռելի խտության, ջերմաստիճանի և ճնշման արագ անկումն է: Տիեզերքի ողջ նյութը սեղմվել է պրոմատերիայի խիտ զանգվածի մեջ, որը պարունակվում է Տիեզերքի ներկայիս մասշտաբի համեմատ շատ փոքր ծավալով:

Տիեզերքի գաղափարը, որը ծնվել է գերտաք նյութի գերխիտ կուտակումից և ընդարձակվելուց և սառչելուց հետո, կոչվում է Մեծ պայթյունի տեսություն:

Այսօր Տիեզերքի ծագման և էվոլյուցիայի ավելի հաջողակ տիեզերագիտական մոդել չկա:

Համաձայն Մեծ պայթյունի տեսության՝ վաղ Տիեզերքը բաղկացած էր ֆոտոններից, էլեկտրոններից և այլ մասնիկներից։ Ֆոտոնները անընդհատ փոխազդում էին այլ մասնիկների հետ։ Երբ Տիեզերքն ընդարձակվեց, այն սառեց, և որոշակի փուլում էլեկտրոնները սկսեցին միավորվել ջրածնի և հելիումի միջուկների հետ և ձևավորել ատոմներ: Սա տեղի է ունեցել մոտ 3000 Կ ջերմաստիճանի և Տիեզերքի մոտավոր տարիքի 400000 տարի: Այս պահից ֆոտոնները կարողացան ազատ տեղաշարժվել տարածության մեջ՝ գործնականում առանց նյութի հետ փոխազդելու։ Բայց մենք դեռ ունենք այդ դարաշրջանի «վկաներ»՝ դրանք ռելիկտային ֆոտոններ են։ Ենթադրվում է, որ տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթումը պահպանվել է Տիեզերքի գոյության սկզբնական փուլերից և հավասարաչափ լցնում է այն։ Ճառագայթման հետագա սառեցման արդյունքում նրա ջերմաստիճանը նվազել է և այժմ կազմում է մոտ 3 Կ։

Տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթման գոյությունը տեսականորեն կանխատեսվել էր Մեծ պայթյունի տեսության շրջանակներում։ Այն համարվում է Մեծ պայթյունի տեսության հիմնական հաստատումներից մեկը։

Տիեզերքը բաղկացած է հսկայական աստղային կուտակումների հավաքածուից. գալակտիկաներ.

Մաթեմատիկորեն օրենքը շատ պարզ ձևակերպված է.

որտեղ v-ն այն արագությունն է, որով գալակտիկան հեռանում է մեզանից,

r-ն դրա հեռավորությունն է,

H-ը Հաբլի հաստատունն է:

Այսպիսով, Հաբլի օրենքի հիմնական հետևանքը.

Տիեզերքը ընդլայնվում է:

4. Մեծ պայթյունի տեսություն

Այսօր Տիեզերքի ծագման և էվոլյուցիայի ավելի հաջողակ տիեզերագիտական մոդել չկա:

Եֆրեմով Յու.Ն

Ամենահավակնոտ երևույթը, որը հայտնի է մարդուն, մեր Տիեզերքի ընդարձակումն է, որն ապացուցվել է 1929 թվականին: Գալակտիկաների կլաստերների միջև հեռավորությունը շարունակաբար մեծանում է, և դա Տիեզերքի կառուցվածքը հասկանալու համար ամենակարևոր փաստն է: Ընդարձակման արագության որոշումը՝ Հաբլի հաստատունը, և դրա կախվածությունը ժամանակից մնում են ցամաքային և ուղեծրային դիտարկումների ամենակարևոր առարկան:

1. Թույլ միգամածություններ

Տիեզերքի ընդլայնման առաջին նշանները հայտնաբերվել են մոտ 80 տարի առաջ, երբ աստղագետների մեծ մասը կարծում էր, որ մեր Գալակտիկան ամբողջ Տիեզերքն է: Թույլ միգամածություն ունեցող բծերը, որոնցից տասնյակ հազարավոր մարդիկ հայտնաբերվել են աստղանկարահանման ի հայտ գալուց ի վեր, համարվում էին հեռավոր գազային միգամածություններ Ծիր Կաթին աստղային համակարգի ծայրամասերում:

Արիզոնայի Ֆլագստաֆ աստղադիտարանում Վեսթոն Սլայֆերը երկար տարիներ միակ մարդն էր աշխարհում, ով ձեռք էր բերել այս «թույլ միգամածությունների» սպեկտրը։ Նրանց ամենավառ ներկայացուցիչը հայտնի Անդրոմեդայի միգամածությունն էր։ 1914 թվականին Սլայֆերը հրապարակեց այս միգամածության շառավղային արագության առաջին որոշումը սպեկտրոգրամից, որը նա ստացել էր 24 դյույմ ռեֆրակտորով։

Պարզվեց, որ M31-ը մոտենում է մեզ մոտ 300 կմ/վ արագությամբ։ 1925 թվականին Սլայֆերի հավաքածուն ներառում էր 41 օբյեկտների սպեկտրներ։ Այս սպեկտրներն ունեին մի տարօրինակ հատկություն՝ բոլորի արագությունները շատ բարձր էին, իսկ M31-ի բացասական արագությունը հազվագյուտ բացառություն էր. Միգամածությունների միջին արագությունը կազմել է +375 կմ/վ, իսկ ամենաբարձրը՝ +1125 կմ/վ։ Գրեթե բոլորը հեռանում էին մեզանից, և նրանց արագությունը գերազանցում էր աստղագետներին հայտնի ցանկացած այլ օբյեկտի արագությունը: (Հիշենք, որ բացասական արագություններն ուղղված են դեպի մեզ, դրականները՝ մեզնից հեռու):

Ֆլագստաֆում աստղադիտարանը կառուցվել է Պերսիվալ Լովելի կողմից հատուկ Մարսի ջրանցքները դիտարկելու համար։ Մեզանից ոմանք եկան աստղագիտությանը՝ հիացած նրա գրքով, որտեղ խոսվում էր մթության ալիքի, Մարսյան աղբյուրում ջրով լցված ալիքների պառակտման մասին... Սակայն այս աստղադիտարանում ոչ պակաս ֆանտաստիկ, բայց միանգամայն իրական բաներ են հայտնաբերվել։ . Սլիֆերի աշխատանքը նշանավորեց Տիեզերքի ընդարձակման բացահայտման առաջին քայլը:

«Թույլ միգամածությունների» բնույթի մասին վեճերը շարունակվում են 18-րդ դարի վերջից։ Ուիլյամ Հերշելը առաջարկեց, որ դրանք կարող են լինել հեռավոր աստղային համակարգեր, որոնք նման են Ծիր Կաթինի համակարգին: 1785 թվականին նա վստահ էր, որ անհնար է միգամածությունները աստղերի վերածել միայն այն պատճառով, որ նրանց հեռավորությունը չափազանց մեծ է։ Այնուամենայնիվ, 1795 թվականին, NGC 1514 մոլորակային միգամածությունը դիտելիս, նա հստակ տեսավ մի աստղ նրա կենտրոնում՝ շրջապատված միգամածություն ունեցող նյութով։ Այսպիսով, իսկական միգամածությունների գոյությունը կասկածից վեր էր, և կարիք չկար մտածել, որ բոլոր միգամածությունների կետերը հեռավոր աստղային համակարգեր են: Իսկ 1820 թվականին Հերշելն ասաց, որ մեր իսկ համակարգի սահմաններից դուրս ամեն ինչ ծածկված է անհայտի խավարով։

19-րդ դարում, միգամածություններում, որոնք չէին կարող վերածվել աստղերի, նրանք նախընտրում էին տեսնել մոլորակային համակարգերը ձևավորման գործընթացում, Լապլասի վարկածի ոգով. NGC 1514-ը, թվում էր, շատ զարգացած էվոլյուցիայի օրինակ էր. կենտրոնական աստղն արդեն խտացել էր առաջնային միգամածությունից:

Դարերի կեսերին Ջոն Հերշելը հոր կողմից հայտնաբերված 2500 միգամածություններին ավելացրեց ևս 5000-ը, և երկնքում դրանց բաշխվածության ուսումնասիրությունը հիմնական փաստարկը տվեց այն ենթադրության դեմ, որ դրանք հեռավոր աստղային համակարգեր են («կղզիների տիեզերքներ») նման են: մեր Ծիր Կաթին համակարգը: Հայտնաբերվել է «խուսափման գոտի»՝ Ծիր Կաթինի հարթության մոտ լույսի այս թույլ բծերի գրեթե լիակատար բացակայությունը։ Սա հասկացվում էր որպես Ծիր Կաթինի համակարգի հետ նրանց կապի հստակ ցուցում: Լույսի կլանումը, որն ամենաուժեղն է Գալակտիկայի հարթությունում, դեռ անհայտ էր։

1865 թվականին Հեգինսն առաջին անգամ դիտեց միգամածությունների սպեկտրը։ Օրիոնի միգամածության արտանետումների գծերը հստակ ցույց էին տալիս նրա գազի բաղադրությունը, սակայն Անդրոմեդայի միգամածության (M31) սպեկտրը շարունակական էր, ինչպես աստղերինը։ Թվում է, թե վեճը լուծված է, բայց Հեգինսը եզրակացրեց, որ M31-ի այս տեսակի սպեկտրը միայն ցույց է տալիս դրա բաղկացուցիչ գազի բարձր խտությունը և անթափանցիկությունը:

1890թ.-ին Ագնիա Քլերկը 19-րդ դարում աստղագիտության զարգացման մասին գրքում գրել է «Գոյություն ունեցող փաստերի առջև հնարավոր չի լինի պնդել, որ գոնե մեկ միգամածություն կարող է լինել աստղային համակարգ, որը իր չափերով համեմատելի է Ծիր Կաթինի հետ»:

Կցանկանայի իմանալ, թե ներկայիս նույնքան կատեգորիկ հայտարարություններից որն է ժամանակի ընթացքում նույնքան սխալ դուրս գալու... Նկատենք, որ Քլերքից հարյուր տարի առաջ տրամագծորեն հակառակ դատողություն է արվել. «Աստղերը... կարծես հավաքված են տարբեր խմբերում, որոնցից մի քանիսը պարունակում են միլիարդավոր աստղեր... Մեր Արևը և ամենապայծառ աստղերը կարող են լինել այս խմբերից մեկի մի մասը, որն, ըստ երևույթին, շրջապատում է երկինքը՝ ձևավորելով Ծիր Կաթինը: « Այս զգուշավոր, բայց բացարձակապես ճիշտ ձևակերպումը պատկանում է մեծ Լապլասին։

20-րդ դարի սկզբին Կիլերի կողմից 36 դյույմանոց ռեֆլեկտորով արված լուսանկարները ցույց տվեցին, որ Պլեյադների աստղերի շուրջ արտացոլման աստղային սպեկտրը (հիմնականում փոշին) հաստատում էր այն միտքը, որ դա եղել է: անհնար է լուծել խնդիրը սպեկտրալ ուսումնասիրություններով: Սա թույլ տվեց Վ. Սլիֆերին ենթադրել, որ Անդրոմեդայի միգամածության սպեկտրը բացատրվում է նաև կենտրոնական աստղի լույսի արտացոլմամբ (որի համար նա վերցրել է գալակտիկայի միջուկը...)

«Թույլ միգամածությունների» բնույթի հարցը լուծելու համար անհրաժեշտ էր իմանալ դրանց հեռավորությունը։ Այս հարցի շուրջ քննարկումները շարունակվեցին մինչև 1925 թ. այն արժանի է առանձին պատմության, և այստեղ մենք միայն հակիրճ նկարագրելու ենք, թե ինչպես է հաստատվել հիմնական օբյեկտի` Անդրոմեդայի «միգամածության» հեռավորությունը:

2. Տիեզերքի բացահայտում

Արդեն 1910թ.-ին Ջորջ Ռիչին, օգտագործելով Mount Wilson աստղադիտարանի 60 դյույմ աստղադիտակը, ստացավ հոյակապ լուսանկարներ, որոնցում պարզ երևում էր, որ խոշոր միգամածությունների պարուրաձև ճյուղերը ցրված էին աստղակերպ առարկաներով, բայց դրանցից շատերի պատկերները մշուշոտ էին: և մառախլապատ Սրանք կարող են լինել կոմպակտ միգամածություններ, աստղային կուտակումներ և աստղերի միաձուլված պատկերներ:

Էդվին Հաբլը (1889 - 1953), նույն աստղադիտարանի երիտասարդ աստղագետը, կարողացավ ապացուցել, որ մենք միայնակ աստղեր ենք տեսնում մեծ «միգամածություններում» 1924 թվականին: 100 դյույմ աստղադիտակի միջոցով նա Անդրոմեդայի միգամածությունում գտավ 36 Ցեֆեիդներ: Այս փոփոխական գերհսկա աստղերի պայծառության փոփոխությունների ամպլիտուդները լիովին համապատասխանում էին մեր Գալակտիկայի Ցեֆեիդներից հայտնիներին, և դա ապացուցեց, որ մենք գործ ունենք միայնակ աստղերի հետ: Ամենակարևորն այն է, որ Մագելանի ամպերի և Գալակտիկայի ցեֆեիդների կողմից հաստատված ժամանակաշրջան-լուսավորությունը հնարավորություն տվեց որոշել Հաբլի հայտնաբերած աստղերի պայծառությունը, և այն համեմատելով պայծառության հետ, Անդրոմեդայի միգամածությունը շատ ավելի հեռու գնաց Մեր աստղային համակարգի սահմանները պարզվեց, որ հեռավոր գալակտիկաներ են:

Դուք կարող եք տեսնել միայն այն, ինչ կարծում եք, որ հնարավոր է տեսնել... Երբ 20-ականների սկզբին. Հյումեյսոնը Շեփլիին ցույց տվեց մի քանի փոփոխական աստղեր, որոնք նա նշել էր Անդրոմեդայի միգամածությունը պատկերող ափսեի վրա.

3. Տիեզերագիտության սկիզբը

Այսպիսով, Տիեզերքը բնակեցված է գալակտիկաներով, այլ ոչ թե մեկուսացված աստղերով: Միայն հիմա է հնարավոր դարձել փորձարկել նորածին տիեզերաբանության՝ որպես ամբողջության Տիեզերքի կառուցվածքի և էվոլյուցիայի գիտության եզրակացությունները: 1924 թվականին Կ. Վիրցը հայտնաբերեց թույլ հարաբերակցություն գալակտիկաների անկյունային տրամագծերի և անկման արագությունների միջև և առաջարկեց, որ դա կարող է կապված լինել Վ. դե Սիտերի տիեզերագիտական մոդելի հետ, ըստ որի հեռավոր օբյեկտների անկման արագությունը պետք է մեծանա նրանց հետ։ հեռավորությունը. Դե Սիտերի մոդելը համապատասխանում էր դատարկ Տիեզերքին, սակայն 1923 թվականին գերմանացի մաթեմատիկոս Գ. Վեյլը նշեց, որ եթե նյութը տեղադրվի դրա մեջ, այն պետք է ընդլայնվի: De Sitter տիեզերքի ոչ ստատիկ բնույթը քննարկվել է նաև Էդինգթոնի գրքում, որը հրատարակվել է նույն թվականին:

Դե Սիտերը, ով հրապարակել է իր «Էյնշտեյնի գրավիտացիայի տեսության և դրա աստղագիտական հետևանքների մասին» աշխատությունը 1917 թվականին, հարաբերականության ընդհանուր տեսության ի հայտ գալուց անմիջապես հետո, գիտեր միայն երեք ճառագայթային արագություն. M31-ի համար այն բացասական էր, իսկ երկու թույլ գալակտիկաների համար՝ դրական և մեծ։

Լունդմարկը և այնուհետև Ստրոմբերգը, ով կրկնեց Վիրցի աշխատանքը, համոզիչ արդյունքներ չստացան, և Ստրոմբերգը նույնիսկ 1925 թվականին հայտարարեց, որ «չկա ճառագայթային արագությունների կախվածությունը Արեգակից հեռավորությունից»։ Այնուամենայնիվ, պարզ էր միայն, որ գալակտիկաների ոչ տրամագիծը, ոչ էլ պայծառությունը չեն կարող համարվել դրանց հեռավորության հուսալի չափանիշներ:

Ոչ դատարկ Տիեզերքի ընդլայնումը քննարկվել է նաև բելգիացի տեսաբան Ջ. արտագալակտիկական միգամածությունների ճառագայթային արագությունները»։ Արագության և հեռավորության միջև համաչափության գործակիցը, որը ստացել է Լեմատրը, մոտ էր 1929 թվականին Հաբլի հայտնաբերածին: Էդինգթոնի նախաձեռնությամբ 1931 թ. Լեմետրի հոդվածըվերահրատարակվել է Ամսական ծանուցումներում և դրանից հետո լայնորեն մեջբերում է արվել. Ա.Ա. Ֆրիդմանի աշխատանքները լույս են տեսել դեռևս 1922-1924 թվականներին, սակայն շատ ավելի ուշ լայն ճանաչում են ձեռք բերել աստղագետների շրջանում։ Համենայն դեպս, Լեմետրն առաջինն էր, ով հստակ հայտարարեց, որ ընդլայնվող Տիեզերքում բնակվող օբյեկտները, որոնց բաշխումն ու արագությունը պետք է դառնա տիեզերագիտության առարկա, աստղեր չեն, այլ հսկա աստղային համակարգեր, գալակտիկաներ։ Լեմետրը հիմնվել է Hubble-ի արդյունքների վրա, որոնց նա ծանոթացել է ԱՄՆ-ում գտնվելու ժամանակ 1926 թվականին իր զեկույցում։

Ամերիկացի տեսաբան Հ. Ռոբերթսոնը 1928 թվականին, օգտագործելով 1926 թվականի Hubble-ի տվյալները, նույնպես պարզեց, որ գալակտիկաների անկման արագությունը համաչափ է նրանց հեռավորությանը: Հավանաբար, Հաբլը գիտեր այս աշխատանքը։ 1928 թվականից նրա ցուցումով Մ.Հյումասոնը (1891-1972) համառորեն փորձում էր չափել ամենահեռավոր գալակտիկաների կարմիր շեղումը։ Շուտով 45 ժամ բացահայտումից հետո, NGC 7619 գալակտիկան Պերսեուսի կլաստերի մեջ չափվել է 3779 կմ/վ անկման արագությամբ: (Ավելորդ է ասել, որ վերջին երկու թվանշանները ավելորդ են): Ինքը՝ Հաբլը, մշակել է հեռավոր գալակտիկաների՝ Ցեֆեիդների հեռավորությունները որոշելու չափորոշիչներ, որոնցում անհասանելի են մնացել 100 դյույմ աստղադիտակի համար: Դրանք հիմնված են այն ենթադրության վրա, որ տարբեր գալակտիկաների ամենապայծառ առանձին աստղերը պայծառությամբ նույնական են: 1929 թվականին նա ուներ վստահ հեռավորություններ: երկու տասնյակ գալակտիկաներ, այդ թվում՝ Կույսի կլաստերի մեջ, որոնց արագությունը հասնում էր մոտավորապես 1100 կմ/վրկ-ի:

4. Հաբլի օրենքը

Եվ այսպես, 1929 թվականի հունվարի 17-ին Միացյալ Նահանգների Գիտությունների ազգային ակադեմիայի Proceedings of the National Academy of Sciences-ը ստացավ Հյումասոնի հոդվածը NGC 7619-ի ճառագայթային արագության մասին և Հաբլի հոդվածը՝ «Հարաբերությունը արտագալակտիկական միգամածությունների հեռավորության և ճառագայթային արագության միջև» վերնագրով։ Այս հեռավորությունների համեմատությունը շառավղային արագությունների հետ ցույց տվեց արագության հստակ գծային կախվածություն հեռավորությունից, որն այժմ իրավամբ կոչվում է Հաբլի օրենք:

Հաբլը հասկացավ իր հայտնագործության նշանակությունը։ Զեկուցելով այդ մասին՝ նա գրել է, որ «արագություն-հեռավորություն կապը կարող է ներկայացնել դե Սիտթերի էֆեկտը և, հետևաբար, այն կարող է քանակական տվյալներ տրամադրել տարածության ընդհանուր կորությունը որոշելու համար»։ Հաբլի կախվածությունը բացատրելու բազմաթիվ փորձեր ոչ թե Տիեզերքի ընդլայնմամբ, այլ մեկ այլ բանով, որը դեռ կարելի է գտնել այսօր, անփոփոխ կերպով ձախողվում են: Այսպիսով, հին ենթադրությունը, որ երկար ճանապարհորդության ընթացքում ֆոտոնները «ծերանում» են, կորցնում են էներգիան և համապատասխան ալիքի երկարությունը մեծանում է, չի գործում. ալիքի երկարությունը, որը չի նկատվում. Վերջերս ստացվել է հեռավոր գերնոր աստղերի լույսի կորերի և սպեկտրների ուսումնասիրությունից այն եզրակացության ճիշտության ուղղակի ապացույցը, որ ավելի հեռավոր օբյեկտներն ունեն ավելի մեծ կարմիր շեղում:

Մենք ընդգծում ենք, որ Հաբլի կողմից մշակված գալակտիկաների հեռավորությունների որոշման մեթոդները վճռորոշ նշանակություն են ունեցել, որոնք պահանջում էին ուղիղ լուսանկարներ 100 դյույմ ռեֆլեկտորի վրա։

Երեսունականներին Հաբլը և նրա գործընկերները զբաղեցնում էին ամենամեծ դիտման ժամանակի կեսից ավելին, և գործնականում միակ աստղադիտակը, որն այն ժամանակ հարմար էր նման աշխատանքի համար: Եվ ջանքերի այս կենտրոնացումը հանգեցրեց 20-րդ դարի դիտողական աստղագիտության ամենամեծ ձեռքբերումներին:

Մինչև 1935 թվականը Հումեյսոնն ուներ 150 գալակտիկաների սպեկտրոգրամներ մինչև Կույս գալակտիկաների կլաստերից 35 անգամ ավելի մեծ հեռավորություններ, իսկ 1940 թվականին նրա հայտնաբերած գալակտիկաների անկման ամենաբարձր արագությունը 40000 կմ/վ էր: Եվ մինչև ամենամեծ հեռավորությունները, ուղիղ համեմատական կապը մնաց սպեկտրի գծերի կարմիր տեղաշարժի միջև,

և հեռավորությունը, որն ընդհանուր առմամբ գրված է հետևյալ կերպ.

Որտեղ գ- լույսի արագություն, զ- հեռավորությունը և v- ճառագայթային արագություն. Համաչափության գործոն Հհետագայում անվանվեց Հաբլի հաստատուն:

Բնության այս նոր օրենքը բացատրվել է հարաբերականության ընդհանուր տեսության վրա հիմնված տիեզերքի մոդելներում նույնիսկ նախքան դրա հաստատումը: Առաջնահերթությունը պետք է տրվի Ա.Ա. Էյնշտեյնի և դե Սիտերի կողմից ավելի վաղ ձեռք բերված մոդելները պարզվեցին, որ Ֆրիդմանի մոդելների սահմանափակող դեպքեր են: Երկար ժամանակ լայնորեն հայտնի մնացին միայն Լեմատրի (այն ժամանակ Ֆրիդմանի աշխատանքին անծանոթ) արդյունքները, ով Հաբլի աշխատության հրապարակումից հետո Էդինգթոնին հիշեցրեց իր աշխատանքի մասին 1927 թվականին. մոդելը

Տիեզերք իր մեջ նյութի վերջավոր միջին խտությամբ: Սակայն արդեն 1931 թվականին Էյնշտեյնը, խոսելով ընդլայնվող Տիեզերքի մասին, նշել է, որ Ֆրիդմանը առաջինն է, ով բռնել է այս ճանապարհը։

Այնուամենայնիվ, ինքը՝ Հաբլը, շուտով կորցրեց վստահությունը, որ կարմիր տեղաշարժը նշանակում է Տիեզերքի ընդլայնում, հավանաբար այս ենթադրությունից ստացված անխորտակելի եզրակացության ազդեցության տակ։ Ինչպես այն ժամանակ գրել է Գ.Ռասելը, «դը Սիտթերի տեսությունն ընդունելը վաղաժամ է, փիլիսոփայորեն անընդունելի է, որ բոլոր գալակտիկաները միասին լինեն: Հենց այս պատճառներով Էյնշտեյնը 1916 թվականի իր հավասարումների մեջ ներմուծեց տիեզերաբանական հաստատուն, որը պետք է կայունացնի Տիեզերքը: Այս ամենախոր խնդիրը Ա.Դ. Չերնինի «Ֆիզիկական վակուումը և տիեզերական հակագրավիտացիան» հոդվածի թեման է www.site կայքում, և այստեղ մենք միայն նշում ենք, որ Տիեզերքի արագացված ընդլայնումը, որը հայտնաբերվել է 1998 թվականին Ia տիպի գերնոր աստղերի կողմից, բացատրվում է բացասական ճնշմամբ։ տիեզերական վակուում, գոյություն, որն արտացոլվում է Էյնշտեյնի հավասարումների լրացուցիչ տիեզերաբանական տերմինով:

1929 թվականի ամռանը Հաբլը հարձակվեց դե Սիտերի վրա, քանի որ համարձակվել էր հրապարակել մի մանրամասն աշխատություն, որը համեմատում էր Տիեզերքի ընդարձակման վերաբերյալ տեսական և դիտողական եզրակացությունները։ Նա գրեց դե Սիտերին, որ արագություն-հեռավորություն հարաբերությունը «Լեռ Վիլսոնյան նվաճում» էր, և որ «նոր տվյալների առաջին քննարկումը, բնականաբար, պատկանում է նրանց, ովքեր իրականում կատարել են աշխատանքը»: Այնուամենայնիվ, 1931 թվականին, ֆոտոնների ծերացման հնարավորության մասին Ցվիկիի վարկածի ի հայտ գալուց հետո, Հաբլը գրեց դե Սիտերին, որ «մեկնաբանությունը պետք է թողնել ձեզ և շատ քչերին, ովքեր իրավասու են քննարկել այդ թեման հեղինակությամբ»… իր կյանքի վերջը (1953) Հաբլ Ըստ երևույթին, նա դեռ ինքնուրույն չի որոշել, արդյոք կարմիր տեղաշարժը ցույց է տալիս Տիեզերքի ընդլայնումը, թե դա պայմանավորված է «բնության ինչ-որ նոր սկզբունքով»: Այսպես թե այնպես, նրա անունը հավերժ կմնա բոլոր ժամանակների մեծագույն գիտնականների ցանկում։

Հեռավորությանը համաչափ կարմիր տեղաշարժը չի նշանակում, որ գալակտիկաները հեռանում են մեզանից, այլ Տիեզերքի բոլոր օբյեկտների միջև բոլոր հեռավորությունների ավելացում (ավելի ճիշտ՝ ձգողականությամբ չկապակցված օբյեկտների միջև, այսինքն՝ գալակտիկաների կլաստերների) արագությամբ, որը համաչափ է։ հեռավորությունը, ճիշտ այնպես, ինչպես մեծանում են փչվող գնդակի մակերեսի վրա գտնվող բոլոր կետերի միջև եղած հեռավորությունները: Ցանկացած գալակտիկայում դիտորդը տեսնում է, որ մյուս բոլոր գալակտիկաները ցրվում են իրենից: Տիեզերքի ընդլայնման արագությունը մնում է աստղագիտության ամենակարևոր խնդիրներից մեկը:

Եկեք նախ պատմենք, թե ինչպես է Հաբլն ինքը լուծել այն 1935 թ.

Նա տվյալներ ուներ մոտակա 29 գալակտիկաների կարմիր տեղաշարժի մասին, որոնք գտնվում են, սակայն, Տեղական խմբից դուրս. շատ մոտ գտնվող գալակտիկաները ակնհայտորեն չեն կարող օգտագործվել, քանի որ նրանց համար Տիեզերքի ընդլայնման պատճառով մեզանից հեռացման արագությունները նույնպես շատ են։ փոքր և համեմատելի տարածության մեջ նրանց պատահական արագությունների հետ:

Այս 29 գալակտիկաներում Հաբլը որոշել է ամենապայծառ աստղերի մեծությունները։ Քանի որ նրանց պայծառությունը բոլոր գալակտիկաներում, ինչպես գտել է Հաբլը, մոտավորապես նույնն են, նրանց մեծությունները պետք է կախված լինեն հեռավորությունից, և իսկապես, նրանք կախվածություն են ցույց տալիս նահանջի արագությունից: v.

Այս կախվածությունը, ըստ Հաբլի տվյալների, ներկայացված է բանաձևով. Մյուս կողմից, , , և , որտեղ Մ- բացարձակ արժեք։ Այս երեք բանաձևերից հետևում է արտահայտությունը, որով որոշվում է Հաբլ հաստատունը. Ընդհանուր առմամբ, դա բխում է Հաբլի օրենքից և բանաձևից, այսինքն. .

Հաբլի հայտնաբերած ամենապայծառ աստղերի բացարձակ մեծությունը հավասար էր -6,35 մ-ի, իսկ մեծությունը. Հ(Հաբլը նշել է դա) պարզվել է, որ այն 535 (կմ/վ)/Mpc է։

Քանի որ ամենապայծառ աստղերի պայծառությունը որոշվել է՝ համեմատելով դրանք Ցեֆեիդների հետ, ժամանակաշրջան-լուսավորություն հարաբերակցության զրոյական կետի վերանայումը (W. Baade, 1952) նշանակում էր Հաբլի հաստատունի արժեքի վերանայման անհրաժեշտություն։ Հյումասոնը, Մայալը և Սանդեյջը 1955 թվականին, օգտագործելով նոր տվյալներ կարմիր տեղաշարժի վերաբերյալ և հաշվի առնելով Բաադեի ուղղումը ժամանակաշրջան-լուսավորություն հարաբերակցության զրոյական կետին, ստացան. Հ=180 (կմ/վ)/Mpc.

1958-ին Ալան Սենդեյջը, շարունակելով իր ուսուցիչ Հաբլի աշխատանքը, հրապարակեց հաստատունի նոր վերանայման արդյունքները. Հ. Հիմնականում հիմնվելով Novayas-ի վրա՝ Սանդեյջը եզրակացրեց, որ Մագելանյան ամպերի, M31, M33 և NGC 6822 հեռավորության մեծությունները պետք է միջինը 2,3 մ-ով ավելացվեն՝ համեմատած Հաբլի կողմից ընդունված արժեքների հետ: Հետևաբար, ամենապայծառ աստղերի բացարձակ մեծությունները պետք է լուսավորվեն նույն չափով. դրանք նաև կատարելագործվել են՝ օգտագործելով Տեղական խմբի գալակտիկաների ամենապայծառ աստղերի նոր տվյալները: Բայց, բացի այս պարզաբանումներից, Սենդեյջը նաև լուրջ սխալ հայտնաբերեց իր ուսուցչի մոտ. այն առարկաները, որոնք Հաբլը վերցրել էր որպես Տեղական խմբից դուրս գտնվող գալակտիկաների ամենապայծառ աստղեր, իրականում կոմպակտ արտանետվող միգամածություններ են՝ HII շրջաններ:

Հաբլը, որը 20-ականներին կարող էր աշխատել միայն կապույտ ճառագայթների նկատմամբ զգայուն թիթեղների հետ, ոչ մի կերպ չէր կարողանում տարբերել կոմպակտ HII շրջանների պատկերները աստղերից, հատկապես հեռավոր գալակտիկաներում: Նույնիսկ M31-ում, չնայած մանրակրկիտ որոնումներին, նա չգտավ ոչ մի արտանետվող միգամածություն, թեև դրանցից 981-ն այժմ հայտնի է այնտեղ, հավանաբար, հենց այդ պատճառով էլ նման շփոթության հավանականությունը չի առաջացել Հաբլի գլխում: Միայն Բաադեն, ով M31-ը լուսանկարել է տարբեր ճառագայթներով և, մասնավորապես, օգտագործել է կարմիր ճառագայթների նկատմամբ զգայուն թիթեղներ և ֆիլտրեր, որոնք կտրում են կարմիր ջրածնի Hα գիծը, կարողացել է գտնել դրանք։ Սենդեյջը, լուսանկարելով NGC 4321 = M100 գալակտիկան Կույսի կլաստերում տարբեր ճառագայթներով, հայտնաբերել է, որ ամենապայծառ HII շրջանները 1,8 մ-ով ավելի պայծառ են, քան ամենապայծառ աստղերը. ահա թե որքանով է Հաբլը թերագնահատել հեռավորության մոդուլը՝ որոշելով այն «ամենապայծառ աստղերից»: . Հետևաբար, Hubble-ի կողմից ընդունված հեռավորության մոդուլների ընդհանուր սխալը կազմում է մոտ 4,0 մ: Արդյունքում, ըստ Սենդիջի, Հաբլի հաստատունը պետք է լինի 50-100 (կմ/վ)/Մպկ միջակայքում։ Մնացած անորոշության պատճառը նա հիմնականում պայմանավորում է ամենապայծառ աստղերի բացարձակ արժեքների ցրվածությամբ։ Սենդիջի արդյունքները նշանակում էին, որ Հաբլը թերագնահատել է հեռավոր գալակտիկաների հեռավորությունները 6-7 գործակցով:

1968 թվականին Սենդեյջը տարբեր կերպ է որոշել Հաբլի հաստատունը։ Հաբլը նաև հաստատեց, որ գալակտիկաների կլաստերների ամենավառ անդամները՝ հսկա էլիպսաձև գալակտիկաները, ունեն գրեթե նույն բացարձակ մեծությունը: Նրանց համար հնարավոր է նաև կապ ստեղծել տեսանելի մեծությունների և կարմիր տեղաշարժի միջև (ներքևում ներկայացված է կլաստերների 65 ամենապայծառ գալակտիկաների գծապատկերը, որոնք կառուցվել են 1976 թվականին Սենդիջի, Քրիստիանի և Վեստֆալի կողմից) և եթե մենք որոշենք դրանցից առնվազն մեկի պայծառությունը: , այս հարաբերությունից մենք կարող ենք որոշել Հաբլի հաստատունը, ինչպես դա արել է ինքը՝ Հաբլը ամենապայծառ աստղերի հետ: Հատկապես կարևոր է, որ մենք այժմ կարող ենք անչափ ավելի առաջ գնալ. կլաստերների ամենապայծառ գալակտիկաները 11 մ-12 մ ավելի պայծառ են, քան ամենապայծառ աստղերը: Կլաստերներում ամենապայծառ գալակտիկայի պայծառությունը կարելի է որոշել՝ իմանալով առնվազն մեկ կլաստերի հեռավորությունը: Ամենամոտ հարուստ կլաստերը Կույսի կլաստերն է, և Սանդեյջն օգտագործել է էլիպսաձև M87 գալակտիկայի գնդաձև կուտակումներ՝ որոշելու նրա հեռավորությունը։

Հետագայում, Սենդիջի հետ միասին ենթադրելով, որ դրանցով հարուստ գալակտիկաներում ամենապայծառ աստղային կուտակումների պայծառությունը նույնն է, իմանալով մեր Գալակտիկայի (-9,7 մ B, ω Կենտավր) և M31-ի (-9,8) ամենապայծառ կլաստերի ամբողջական բացարձակ մեծությունը: m B, B282), ինչպես նաև M87 ամենապայծառ կլաստերի պայծառությունը (21,3 մ B), մենք ստանում ենք M87-ի և ամբողջ գալակտիկաների կլաստերի հեռավորության մոդուլը. մ-Մ=21,3 մ +9,8 մ = 31,1 մ. Սրանից հետևում է, որ Կույսի կլաստերի ամենապայծառ գալակտիկան (Էլիպսաձև գալակտիկա NGC 4472, որն ունի նաև շատ գնդաձև կուտակումներ) և, հետևաբար, բոլոր կույտերի ամենապայծառ գալակտիկաներն ընդհանրապես, ունեն -21,7 մ բացարձակ մեծություն։

Իմանալով գալակտիկաների բացարձակ մեծությունը և նրանց ակնհայտ մեծությունների կախվածությունը կարմիր տեղաշարժից՝ հեշտ է գտնել Հաբլի հաստատունը: Այս կերպ Սանդեյջը իմաստը ստացել է 1968թ Հ=75 (կմ/վ)/Mpc, որը երկար ժամանակ համարվում էր ամենահավանականը։

Այնուամենայնիվ, 1974-1975 թվականներին հրապարակված մի շարք աշխատություններում Ա. Սանդեյջը և շվեյցարացի աստղագետ Գ. Թամմանը ստացան 55 (կմ/վրկ)/Mpc արժեքը Հաբլի հաստատունի համար։ Որոշելով Տեղական խմբի և M81 գալակտիկաների հեռավորությունները՝ օգտագործելով Ցեֆեիդները, նրանք կապ ստացան HII շրջանների գծային չափերի և դրանք պարունակող գալակտիկայի պայծառության միջև։ Օգտագործելով այս կախվածությունը՝ նրանք գտան բազմաթիվ անկանոն և պարուրաձև դաշտային գալակտիկաների հեռավորությունները HII շրջանների անկյունային տրամագծերից և որոշեցին հսկա պարուրաձև ScI գալակտիկաների պայծառությունը, որոնք կարելի է առանձնացնել իրենց տեսքով: 50 թույլ ScI գալակտիկաների համար Սենդեյջը և Թամմանը որոշել են ճառագայթային արագությունները (բոլորն էլ ավելի մեծ էին, քան 4000 կմ/վրկ)։ Իմանալով ակնհայտ և բացարձակ արժեքները՝ դժվար չէ ստանալ Հաբլի հաստատունը։

Սենդեյջը և Թամմանը պնդում էին, որ Հաբլի հաստատունը, մոտավորապես 10% սխալով, 50 (կմ/վրկ)/կպկ է, մինչդեռ Ջ. դե Վոկուլերսը արժեքը ստացել է նույն սխալով։ Հ=95. 10% կախարդական թիվը անքակտելիորեն կապված է այս հաստատունի սահմանումների հետ. Հիշենք, որ Հաբլը սահմանել է այն հավասար է 535 (կմ/վրկ)/կպ.-ի և սխալը գնահատել է ուղիղ 10%... Պետք է ասել, որ աստղագետների մեծ մասը ստացել է արժեքը։ Հ 75-ի և 100-ի միջև, իսկ Սանդեյջը և Թամմանը երկար հեռավորության սանդղակի գրեթե միակ կողմնակիցներն էին: Այս բանավեճի արձագանքները դեռ կարելի է լսել, թեև Հաբլի հաստատունի արժեքների հնարավոր շրջանակը նեղացել է:

Դա տեղի է ունեցել հիմնականում Hubble տիեզերական աստղադիտակի հատուկ Cepheid-ի դիտորդական ծրագրի շնորհիվ: Դրանք հայտնաբերվել և ուսումնասիրվել են երկու տասնյակ գալակտիկաներում, հիմնականում Կույսի կլաստերում, և մեթոդները (Tulley-Fisher, Supernova Ia և այլն) տրամաչափվել են՝ օգտագործելով այս գալակտիկաների հեռավորությունները՝ հնարավոր դարձնելով որոշել նույնիսկ ավելի հեռավոր գալակտիկաների հեռավորությունները։ , որոնց համար նրանց պատահականությունը կարող է անտեսվել շարժումները: Հետազոտողների մի խումբը՝ ցեֆեյդների փորձագետ Վ. Ֆրիդմանի գլխավորությամբ, արժեք է ստացել 2001 թ. Հ=72+/-7, իսկ A. Sandage-ի խումբը արժեքը ստացել է 2000 թ Հ=59+/-6. Սխալը կրկին երկու խմբերի կողմից գնահատվել է ուղիղ 10%:

6. Տիեզերքի ընդարձակում

Հաբլի հաստատունը որոշելու խնդիրն այնքան սուր էր, քանի որ Տիեզերքի մասշտաբը, միջին խտությունը և տարիքը կախված են դրա արժեքից: Գալակտիկաների նահանջից հետ էքստրապոլյացիա անելով՝ մենք գալիս ենք այն եզրակացության, որ նրանք բոլորը ժամանակին հավաքվել են մի կետում: Եթե Տիեզերքի ընդլայնումը տեղի է ունեցել նույն արագությամբ, ապա Հաբլի հաստատունի () փոխադարձությունը թույլ է տալիս ասել, որ այս պահը. տ=0 տեղի ունեցավ 13-19 ( Հ=50) կամ 7-10 ( Հ= 100) միլիարդ տարի առաջ: Այս «Տիեզերքի ընդարձակման տարիքը», Հաբլի հաստատունի ավելի ցածր արժեքով, որը Սենդեյջը մշտապես ստանում է, վստահորեն ավելի մեծ է, քան ամենահին աստղերի տարիքը, ինչը չի կարելի ասել արժեքի մասին։ Հ=100. Այնուամենայնիվ, այժմ խնդիրը կորցրել է իր արդիականությունը, քանի որ այժմ կասկած չկա, որ Տիեզերքի ընդլայնումն ընթացել է անհավասար արագությամբ։ Հաբլի «հաստատությունը» հաստատուն է միայն տարածության մեջ, բայց ոչ ժամանակի մեջ։

Տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթման անիզոտրոպիայի վերջին (2003) արբանյակային չափումները Հաբլի հաստատունին տալիս են 71 (+4\-3) կմ\վրկ/Մպկ արժեք, իսկ Տիեզերքի տարիքի համար՝ 13,7+\- արժեք։ 0,2 միլիարդ տարի (D. Spergel et al., astro-ph/0302209): Հոռետեսները դեռ կարծում են, որ ավելի լավ է խոսել Հաբլի հաստատունի 45-90 արժեքների և Տիեզերքի տարիքի մասին 14+\-1 միլիարդ տարի: Լավագույն ցամաքային տվյալները (հիմնված գալակտիկաների կարմիր տեղաշարժերի, դրանց յուրահատուկ արագությունների և Ia գերնոր աստղերի մեծ հետազոտությունների արդյունքների վրա - C. Odman et al., astro-ph/0405118) տալիս են 57 (+15) Հաբլի հաստատունի արժեքը: \-14) կմ\ս\ Մպկ.

Հեռավոր գալակտիկաներում Ia տիպի գերնոր աստղերի ուսումնասիրությունները, որոնց առաջին արդյունքները հայտնվեցին 1998 թվականին, դարձավ տիեզերագիտության նոր հեղափոխության սկիզբը, որը նկարագրված է Ա.Դ. Չերնինի վերը նշված հոդվածում։ Այստեղ ընդամենը մի քանի բառ ասենք։

SNIa-ի օգտագործումը որպես «ստանդարտ մոմ» շատ մեծ հեռավորությունների որոշման համար հնարավոր դարձավ Յու.Պ.Պսկովսկու աշխատանքի շնորհիվ, որն իրականացվել էր SAI-ում դեռևս 1970-ականներին: Ենթադրվում է, որ առավելագույն լուսավորությունը բացատրվում է նրանով, որ գերնոր Ia-ի երևույթը տեղի է ունենում սերտ համակարգում, ներառյալ սպիտակ թզուկը, որի վրա նյութ է կուտակվել երկրորդ բաղադրիչից:

Երբ սպիտակ թզուկի զանգվածը հասնում է իր սահմանային արժեքին՝ 1,4 արեգակնային զանգվածի, տեղի է ունենում պայթյուն՝ նրա մնացորդը վերածելով նեյտրոնային աստղի։

Ia տիպի գերնոր աստղերի դիրքը Հաբլի դիագրամի վրա ցույց է տալիս, որ Տիեզերքի ընդլայնումը արագանում է ժամանակակից դարաշրջանում: Սա ամենից բնական կերպով բացատրվում է նրանով, որ տիեզերական վակուումի բացասական ճնշումը արագացնում է գալակտիկաների կլաստերների ընդլայնումը։ Վակուումի հակագրավիտացիան նշանակում է, որ Տիեզերքի ընդարձակումը կշարունակվի ընդմիշտ:

Եթե այս տեսական եզրակացությունները ճիշտ են, ապա ավելի վաղ ժամանակաշրջանում Տիեզերքի ընդլայնումը, ընդհակառակը, պետք է ավելի դանդաղ լիներ, քանի որ այն դանդաղեցրեց մութ նյութի ձգողականությունը: Նրա խտությունը դարձել է վակուումի խտությունից, ըստ տեսության, 6-8 միլիարդ տարի առաջ, և իսկապես, ամենահեռավոր Ia գերնոր աստղերը ցույց են տալիս ավելի դանդաղ ընդլայնում: Վերջերս այս եզրակացությունը հաստատվեց Չանդրա արբանյակից ստացված միանգամայն անկախ տվյալներով՝ գալակտիկաների կլաստերներում ռենտգենյան ճառագայթներով նկատվող տաք գազի վերաբերյալ։ Այս գազի զանգվածի և մութ նյութի զանգվածի հարաբերակցությունը պետք է լինի նույնը բոլոր կլաստերներում, և այստեղից կարելի է ստանալ գալակտիկաների կլաստերների հեռավորությունները։ Նրանք ցույց տվեցին, որ Տիեզերքի դանդաղ ընդլայնումն իր տեղը զիջեց արագացվածին 6 միլիարդ տարի առաջ:

Վակուումային հակագրավիտացիայի գերակայությունը, ըստ Ա.Դ. Չեռնինի և նրա գործընկերների, բացատրում է նաև Ա.Սանդիջի կողմից դեռևս 1972 թվականին նշած պարադոքսը. Տիեզերքի ընդլայնումը հայտնաբերվել է Հաբլի կողմից թվացյալ շատ մոտ գտնվող գալակտիկաներում, դրանց բաշխման տարասեռությունը: Տիեզերքը և դրա հետ կապված գրավիտացիոն շարժումները կմաքրեին ընդհանուր ընդլայնումը: Ի.

Այսպիսով, աստղագիտական տվյալները առաջին անգամ հնարավորություն տվեցին որոշել վակուումային էներգիայի խտությունը. դրանք հղի են ֆիզիկայի նոր հեղափոխությամբ, քանի որ այս խտության իմաստն անբացատրելի է ժամանակակից տեսության համար:

7. Դեպի Տիեզերքի ծայրը

Եզրափակելով, մենք ձեզ կպատմենք առավելագույն հնարավոր կարմիր շեղում ունեցող օբյեկտների որոնման արդյունքների մասին: Դրա համար պահանջվում էին ամենամեծ աստղադիտակները և շատ ժամեր ճառագայթահարում: Երկար տարիներ կային ավելի քիչ էնտուզիաստներ և մեծ աստղադիտակներ, քան մի ձեռքի մատները: 200 դյույմանոց աստղադիտակի շահագործման հանձնելով (նկարում` Hubble այս աստղադիտակի հիմնական կիզակետային խցիկում, լուսանկար 40-ականների վերջից), Հումեյսոնը կարողացավ չափել. զ=0,20 Գալակտիկայի համար Hydra կլաստերի հետ Վ=17,3 մ. Երկար ժամանակ գիշերային երկնքի գծերը մեզ խանգարում էին կարմիր տեղաշարժեր ստանալ ավելի թույլ և հեռավոր գալակտիկաների համար՝ օգտագործելով կլանման գծերը իրենց սպեկտրում: Օգտագործելով մեկ արտանետման գիծ, Ռ.Մինկովսկին գտել է 1960 թ զ=0,46 ռադիոգալակտիկայի համար 3C295 ( Վ=19,9 մ), որը երկար ժամանակ ռեկորդային է մնացել գալակտիկաների համար։ 1971թ.-ին այս արժեքը հաստատվեց J. Oak-ի կողմից՝ օգտագործելով կլանման գծերը՝ գրանցելով 3C295-ի սպեկտրը 32-ալիքային սպեկտրոմետրի միջոցով և որոշելով դրա տեղաշարժը ստանդարտ զրոյական կարմիր շեղման սպեկտրի նկատմամբ: Այս աշխատանքը խլեց 200 դյույմանոց աստղադիտակի ժամանակից 8 ժամ: 1929 թվականին Հյումասոնին 100 դյույմանոց աստղադիտակով 40 ժամ պահանջվեց՝ ութ բալ ավելի պայծառ գալակտիկայի կարմիր շեղումը որոշելու համար։

1975 թվականին X. Spinrad-ը, օգտագործելով 3 մետրանոց ռեֆլեկտորը, գտել է զ=0,637 ռադիոգալակտիկայի համար 3C123 -- s Վ=21,7 մ. Սփինրադը կարողացավ չափել 3C123-ի սպեկտրի մի քանի գծեր՝ օգտագործելով էլեկտրոն-օպտիկական սկանավորման սպեկտրոմետր՝ կուտակելով ֆոտոններ 7 ժամվա ընթացքում 4 գիշերվա ընթացքում:

Այն հսկա էլիպսաձև գալակտիկա է, որը չորս անգամ ավելի ռադիոհզոր է, քան այն ժամանակ հայտնաբերված Կենտավր Ա. Սանդեյջը և նրա գործընկերները: զ=0,53 ռադիոգալակտիկայի համար 3C330: Ի վերջո, 1981 թվականին Սփինրադը, ստանալով ռադիոգալակտիկաների սպեկտրներ, գտավ զ=1.050 3C13-ի համար և զ=1,175 3C427-ի համար; բացահայտումը կրկին հասավ 40 ժամի, բայց նկատվեցին առարկաներ, որոնք տասնյակ հազարավոր անգամ ավելի թույլ էին, քան 1929 թվականին:

Չափազանց մեծ կարմիր տեղաշարժերի չափումները մնացին անհատների բախտին, մինչև այն միտքը, որ ուսումնասիրելով Տիեզերքը չափազանց մեծ մասշտաբներով, մենք հասկանում ենք միկրոտիեզերքը կառավարող ֆիզիկան, գրավեց զանգվածներին…

Աստղագիտությունը ֆիզիկայից կես դար ուշ սկսեց վերածվել Մեծ գիտության, որտեղ բազմաթիվ թիմեր աշխատում են հսկա կայանքների վրա: Հսկայական դեր խաղաց նաև էլեկտրոնիկայի զարգացումը, որը հանգեցրեց արդյունավետ լուսային դետեկտորների ստեղծմանը:

Անգլո-ավստրալիական 4-մ աստղադիտակի համար մշակվել է սարք, որը, օգտագործելով լուսային ուղեցույցներ, թույլ է տալիս միաժամանակյա սպեկտրներ ձեռք բերել չորս քառակուսի աստիճան չափող տարածքում: Գալակտիկաների 250,000 կարմիր տեղաշարժերից, որոնք նախատեսվում էր ստանալ, մինչև 2001 թվականի գարուն, 150,000-ն արդեն չափվել էր այս համագործակցության մեջ: Ավելի հավակնոտ են Sloan Numerical Sky Survey-ի առաջադրանքները, որի համար միլիոնատեր Սլոանի հաշվին կառուցվել է 3,5 մ լայնանկյուն աստղադիտակ։ Հետազոտության նպատակն է բազմագույն ֆոտոմետրիայի միջոցով չափել մոտ մեկ միլիոն գալակտիկաների կարմիր տեղաշարժերը երկնքի մեկ քառորդում: Այստեղ արդեն ներգրավված են 11 ինստիտուտների 150 աստղագետներ։

Սլոանի հետազոտության առաջին որսումներից էր 2001 թվականին կարմիր շեղման քվազարի հայտնաբերումը։ զ=6.28. Սակայն հենց հաջորդ տարի այս ռեկորդը գերազանցվեց, և չեմպիոնը պարզվեց, որ ոչ թե քվազար է, այլ գալակտիկա։ Ինչպես գիտենք, քվազարները գալակտիկաներ են, որոնք ունեն անսովոր պայծառ միջուկ և ավելի հեշտ է հայտնաբերել ավելի մեծ հեռավորությունների վրա: Հնարավոր էր հայտնաբերել նման հեռավոր սովորական գալակտիկայի կարմիր շեղումը, քանի որ նրանից լույսի հոսքը մեծացել էր 4,5 անգամ՝ գրավիտացիոն ոսպնյակի ազդեցության պատճառով: Այս գալակտիկան, որը կոչվում է HCM 6A, գտնվում է մեկ րոպեի հեռավորության վրա գտնվող հսկայական գալակտիկաների կլաստերի կենտրոնից՝ Abell 370, որը, լինելով մեզ շատ ավելի մոտ, ծառայել է որպես գրավիտացիոն ոսպնյակ: Այս բնական աստղադիտակի գործողության շնորհիվ հնարավոր եղավ արձանագրել գալակտիկայի սպեկտրը ինֆրակարմիր ճառագայթում՝ օգտագործելով 10 մ Keck-II աստղադիտակը Մաունա Կեայում: Գտնվել է արտանետման գիծ 9190 անգստրոմ ալիքի երկարությամբ, որը գրեթե անկասկած կարմիր շեղված Լայմանի ալֆա գիծ է։ զ=6.56 սպեկտրի ուլտրամանուշակագույն շրջանից:

Այս նույնականացումը հաստատվել է մոտակա ճապոնական 8 մ Subaru աստղադիտակի վրա կատարված դիտարկումներով, որոնք ցույց են տվել, որ ավելի հեռու ինֆրակարմիր տիրույթներում հոսքը հազարավոր անգամ ավելի թույլ է, քան այս արտանետման գծում, որը համապատասխանում է դրա նույնականացմանը՝ որպես Լայման-ալֆա գիծ:

Հաջորդ ռեկորդը վերջերս սահմանվել է Չիլիի Պարանալ լեռան վրա գտնվող Հարավային Եվրոպայի աստղադիտարանի 8 մետրանոց աստղադիտակներից մեկի (VLT) միջոցով: Գրավիտացիոն ոսպնյակի էֆեկտը կրկին օգտագործվել է թույլ գալակտիկաներ փնտրելու համար, որոնք տեսանելի են միայն ինֆրակարմիր ճառագայթում, Աբել 1835-ի հարուստ կոմպակտ գալակտիկաների կենտրոնի մոտ: Այս օբյեկտներից մեկը՝ #1916-ը, ուներ մեկ ուժեղ գիծ իր սպեկտրում. որի նույնացումը Լայման ալֆայի հետ հանգեցրեց կարմիր տեղաշարժի զ=10.0. Այլ հնարավոր նույնականացումները մերժվում են, քանի որ այս դեպքում սպեկտրում կնկատվեն մի քանի ուժեղ գծեր (R. Pello et al., astro-ph/0403025):

Բոլոր հրապարակումները նույն թեմայով >>

«1744 թվականին շվեյցարացի աստղագետ դե Չեզոն և 1826 թվականին ինքնուրույն Օլբերսը ձևակերպեցին հետևյալ պարադոքսը,- գրում է Տ. Ռեջեն իր գրքում,- ինչը հանգեցրեց այն ժամանակվա միամիտ տիեզերական մոդելների ճգնաժամի: Եկեք պատկերացնենք, որ Երկրի շուրջ տարածությունը անսահման է, հավերժական և անփոփոխ, և որ այն հավասարապես լցված է աստղերով, և նրանց խտությունը միջինում հաստատուն է: Պարզ հաշվարկների միջոցով Շեզոտը և Օլբերսը ցույց տվեցին, որ աստղերի կողմից Երկիր ուղարկվող լույսի ընդհանուր քանակը պետք է լինի անսահման, այդ իսկ պատճառով գիշերային երկինքը ոչ թե սև կլինի, այլ, մեղմ ասած, ողողված լույսով։ Իրենց պարադոքսից ազատվելու համար նրանք առաջարկեցին տիեզերքում հսկայական թափառող անթափանց միգամածությունների գոյությունը, որոնք մթագնում էին ամենահեռավոր աստղերը: Իրականում իրավիճակից ելք չկա. աստղերից լույսը կլանելով՝ միգամածությունները անխուսափելիորեն կջերմանան և լույս կարձակեն, ինչպես աստղերը:

Այսպիսով, եթե տիեզերական սկզբունքը ճշմարիտ է, ապա մենք չենք կարող ընդունել Արիստոտելի գաղափարը հավերժական և անփոփոխ Տիեզերքի մասին: Այստեղ, ինչպես հարաբերականության դեպքում, բնությունը կարծես նախընտրում է սիմետրիան իր զարգացման մեջ, քան երևակայական արիստոտելյան կատարելությունը:

Այնուամենայնիվ, Տիեզերքի անձեռնմխելիությանը ամենալուրջ հարվածը հասցրեց ոչ թե աստղերի էվոլյուցիայի տեսությունը, այլ մեծ ամերիկացի աստղագետ Էդվին Հաբլի կողմից ստացված գալակտիկաների նահանջի արագությունների չափումների արդյունքները:

Հաբլը (1889–1953) ծնվել է Միսսուրի նահանգի Մարշֆիլդ փոքրիկ քաղաքում, ապահովագրական գործակալ Ջոն Փաուել Հաբլի և նրա կնոջ՝ Վիրջինիա Լի Ջեյմսի ընտանիքում։ Էդվինը աստղագիտությամբ սկսել է հետաքրքրվել վաղ՝ հավանաբար իր մորական պապի ազդեցության տակ, ով իր համար փոքրիկ աստղադիտակ է կառուցել։

1906 թվականին Էդվինը ավարտեց դպրոցը։ Տասնվեց տարեկան հասակում Հաբլը ընդունվեց Չիկագոյի համալսարան, որն այն ժամանակ Միացյալ Նահանգների լավագույն կրթական հաստատությունների տասնյակում էր: Այնտեղ աշխատել է աստղագետ Ֆ.Ռ. Մուլթոն, Արեգակնային համակարգի ծագման հայտնի տեսության հեղինակ։ Նա մեծ ազդեցություն ունեցավ Հաբլի հետագա ընտրության վրա:

Համալսարանն ավարտելուց հետո Հաբլը կարողացավ ստանալ Ռոդսի կրթաթոշակ և երեք տարով մեկնել Անգլիա՝ կրթությունը շարունակելու։ Սակայն բնական գիտությունների փոխարեն նա պետք է իրավագիտություն ուսաներ Քեմբրիջում։

1913 թվականի ամռանը Էդվինը վերադարձավ հայրենիք, բայց իրավաբան չդարձավ։ Հաբլը ձգտում էր դեպի գիտություն և վերադարձավ Չիկագոյի համալսարան, որտեղ նա պատրաստեց իր ատենախոսությունը Յերկե աստղադիտարանի փիլիսոփայության դոկտորի աստիճանի համար պրոֆեսոր Ֆրոստի ղեկավարությամբ։ Նրա աշխատանքը երկնքի մի քանի հատվածներում թույլ պարուրաձև միգամածությունների վիճակագրական ուսումնասիրություն էր և առանձնապես օրիգինալ չէր: Բայց նույնիսկ այն ժամանակ Հաբլը կիսում էր այն կարծիքը, որ «պարույրները աստղային համակարգեր են հեռավորությունների վրա, որոնք հաճախ չափվում են միլիոնավոր լուսային տարիներով»։

Այս ժամանակ աստղագիտության մեջ մեծ իրադարձություն էր մոտենում՝ Mount Wilson աստղադիտարանը, որը ղեկավարում էր գիտության նշանավոր կազմակերպիչ Դ.Է. Հեյլին պատրաստվում էր շահագործման հանձնել ամենամեծ աստղադիտակը՝ հարյուր դյույմանոց ռեֆլեկտոր (250 սանտիմետր - Հեղինակային նշում): Հաբլը, ի թիվս այլոց, ստացել է աստղադիտարանում աշխատելու հրավեր: Սակայն 1917 թվականի գարնանը, երբ նա ավարտում էր ատենախոսությունը, Միացյալ Նահանգները մտավ Առաջին համաշխարհային պատերազմի մեջ։ Երիտասարդ գիտնականը մերժել է հրավերը և կամավոր մեկնել բանակ։ Ամերիկյան էքսպեդիցիոն ուժերի կազմում մայոր Հաբլը Եվրոպա ժամանեց 1918 թվականի աշնանը՝ պատերազմի ավարտից քիչ առաջ, և չհասցրեց մասնակցել ռազմական գործողություններին։ 1919 թվականի ամռանը Հաբլը դուրս գրվեց և շտապեց Փասադենա՝ ընդունելու Հեյլի հրավերը։

Աստղադիտարանում Հաբլը սկսեց ուսումնասիրել միգամածությունները՝ առաջին հերթին կենտրոնանալով Ծիր Կաթինի գոտու տեսանելի առարկաների վրա:

Կ. Լանգի և Օ. Գինգերիչի (ԱՄՆ) «Աստղագիտության և աստղաֆիզիկայի հիմնական աղբյուրների գիրքը, 1900–1975» անթոլոգիան, որը վերարտադրում է քսաներորդ դարի երեք քառորդների ամենաակնառու հետազոտությունները, պարունակում է Հաբլի երեք աշխատություններ և դրանցից առաջինը արտագալակտիկական միգամածությունների դասակարգման վերաբերյալ աշխատանք է: Մյուս երկուսը վերաբերում են այս միգամածությունների բնույթի հաստատմանը և կարմիր տեղաշարժի օրենքի հայտնաբերմանը:

1923 թվականին Հաբլը սկսեց դիտել Անդրոմեդա համաստեղության միգամածությունը՝ օգտագործելով վաթսուն և հարյուր դյույմ անդրադարձիչներ: Գիտնականը եզրակացրեց, որ մեծ Անդրոմեդայի միգամածությունը իսկապես մեկ այլ աստղային համակարգ է: Հաբլը ստացել է նույն արդյունքները MOS 6822 միգամածության և Եռանկյունի միգամածության համար։

Թեև մի շարք աստղագետներ շուտով իմացան Հաբլի հայտնագործության մասին, պաշտոնական հայտարարությունը եղավ միայն 1925 թվականի հունվարի 1-ին, երբ Գ. Ռասելը կարդաց Հաբլի զեկույցը Ամերիկյան աստղագիտական ընկերության ժողովում: Հայտնի աստղագետ Դ. Ստեբինսը գրել է, որ Հաբլի զեկույցը «հարյուրապատիկ ընդլայնեց նյութական աշխարհի ծավալը և միանշանակ լուծեց պարույրների բնույթի մասին երկար վեճը՝ ապացուցելով, որ դրանք աստղերի հսկայական հավաքածուներ են, որոնք չափերով գրեթե համեմատելի են մեր Գալակտիկայի հետ։ » Այժմ Տիեզերքը աստղագետներին հայտնվում է որպես աստղային կղզիներով՝ գալակտիկաներով լցված տիեզերք:

Պարզապես պարզելով միգամածությունների իրական էությունը, որոշեց Հաբլի տեղը աստղագիտության պատմության մեջ: Բայց նա նաև ավելի ակնառու ձեռքբերում ունեցավ՝ կարմիր հերթափոխի օրենքի բացահայտումը։

Պարույր և էլիպսաձև «միգամածությունների» սպեկտրային ուսումնասիրությունները սկսվել են 1912 թվականին՝ նման նկատառումների հիման վրա1, եթե դրանք իսկապես գտնվում են մեր Գալակտիկայի սահմաններից դուրս, ապա նրանք չեն մասնակցում նրա պտույտին և, հետևաբար, նրանց ճառագայթային արագությունները ցույց կտան Արեգակի շարժումը։ Սպասվում էր, որ այդ արագությունները կկազմեն վայրկյանում 200–300 կիլոմետրի կարգի, այսինքն՝ դրանք կհամապատասխանեն Գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ Արեգակի արագությանը։

Մինչդեռ, մի քանի բացառություններով, գալակտիկաների շառավղային արագությունները շատ ավելի մեծ են. դրանք չափվել են հազարավոր և տասնյակ հազարավոր կիլոմետրերով վայրկյանում:

1929 թվականի հունվարի կեսերին Միացյալ Նահանգների Գիտությունների Ազգային Ակադեմիայի նյութերում Հաբլը ներկայացրեց կարճ գրառում՝ «Արտագալակտիկական միգամածությունների հեռավորության և ճառագայթային արագության փոխհարաբերության մասին» վերնագրով։ Այդ ժամանակ Հաբլն արդեն կարողացել էր համեմատել գալակտիկայի արագությունը 36 օբյեկտների համար նրա հեռավորության հետ։ Պարզվեց, որ այս երկու մեծությունները կապված են ուղիղ համեմատականության պայմանով. արագությունը հավասար է Հաբլի հաստատունով բազմապատկած հեռավորությանը։

Այս արտահայտությունը կոչվում է Հաբլի օրենք։ Գիտնականը 1929 թվականին Հաբլ հաստատունի թվային արժեքը որոշել է 500 կմ/(c x Mpc): Այնուամենայնիվ, նա սխալվեց՝ որոշելով դեպի գալակտիկաների հեռավորությունները։ Այս հեռավորությունների բազմաթիվ ուղղումներից և ճշգրտումներից հետո Հաբլ հաստատունի թվային արժեքը այժմ ընդունվում է որպես 50 կմ/(c x Mpc):

Mount Wilson աստղադիտարանը սկսեց որոշել գնալով ավելի հեռու գտնվող գալակտիկաների ճառագայթային արագությունները: 1936 թվականին Մ.Հյումասոնը հրապարակեց հարյուր միգամածությունների տվյալներ։ Հեռավոր Արջի Մեծ գալակտիկաների կլաստերից գրանցվել է ռեկորդային արագություն՝ 42000 կիլոմետր վայրկյանում: Բայց սա արդեն հարյուր դյույմանոց աստղադիտակի հնարավորությունների սահմանն էր։ Ավելի հզոր գործիքներ էին անհրաժեշտ։

«Մենք կարող ենք մոտենալ Հաբլի տարածության ընդլայնման հարցին՝ օգտագործելով ավելի ծանոթ, ինտուիտիվ պատկերներ», - ասում է Թ. Ռեջը: -Օրինակ, պատկերացրեք զինվորներին շարված ինչ-որ հրապարակում 1 մետր ընդմիջումով: Այնուհետև թող հրաման տրվի տողերը միմյանցից մեկ րոպեում տեղափոխելու համար, որպեսզի այդ միջակայքը մեծանա մինչև 2 մետր: Անկախ նրանից, թե ինչպես է կատարվում հրամանը, միմյանց կողքին կանգնած երկու զինվորների հարաբերական արագությունը հավասար է լինելու 1 մ/րոպե, իսկ երկու զինվորների հարաբերական արագությունը, որոնք կանգնած են միմյանցից 100 մետր հեռավորության վրա՝ 100 մ/։ րոպե, հաշվի առնելով, որ նրանց միջև հեռավորությունը 100-ից 200 մետր է ավելանում: Այսպիսով, փոխադարձ հեռացման արագությունը համաչափ է հեռավորությանը: Նկատի ունեցեք, որ շարքը ընդլայնելուց հետո տիեզերաբանական սկզբունքը մնում է ուժի մեջ՝ «զինվոր գալակտիկաները» դեռ բաշխված են հավասարաչափ, և տարբեր փոխադարձ հեռավորությունների միջև մնում են նույն համամասնությունները:

Մեր համեմատության միակ թերությունն այն է, որ գործնականում զինվորներից մեկը միշտ անշարժ է կանգնած հրապարակի կենտրոնում, իսկ մնացածները ցրվում են այնպիսի արագությամբ, որը մեծացնում է նրանցից դեպի կենտրոն հեռավորությունը: Տիեզերքում չկան հանգրվաններ, որոնց նկատմամբ կարելի է կատարել արագության բացարձակ չափումներ. Հարաբերականության տեսությունը մեզ զրկում է նման հնարավորությունից՝ յուրաքանչյուրն իր շարժումը կարող է համեմատել միայն իր կողքով քայլողների շարժման հետ, և միևնույն ժամանակ նրան կթվա, որ նրանք փախչում են իրենից։

Հետևաբար, մենք տեսնում ենք, որ Հաբլի օրենքը ապահովում է տիեզերական սկզբունքի անփոփոխությունը բոլոր ժամանակներում, և սա հաստատում է մեր կարծիքը, որ թե՛ օրենքը, և թե՛ բուն սկզբունքը իսկապես վավեր են:

Ինտուիտիվ պատկերի մեկ այլ օրինակ կլինի ռումբի պայթյունը. այս դեպքում որքան արագ է բեկորը թռչում, այնքան հեռու կթռչի: Բուն պայթյունից մի պահ հետո մենք տեսնում ենք, որ բեկորները բաշխված են Հաբլի օրենքի համաձայն, այսինքն՝ դրանց արագությունները համաչափ են դեպի իրենց հեռավորությունները։ Այստեղ, սակայն, խախտվում է տիեզերաբանական սկզբունքը, քանի որ եթե պայթյունի վայրից բավականաչափ հեռանանք, բեկորներ չենք տեսնի։ Այս պատկերը հուշում է ժամանակակից տիեզերագիտության ամենահայտնի տերմինը՝ «մեծ պայթյուն»: Համաձայն այս պատկերացումների՝ մոտ 20 միլիարդ տարի առաջ Տիեզերքի ամբողջ նյութը հավաքվել է մի կետում, որտեղից էլ սկսվել է Տիեզերքի արագ ընդլայնումը մինչև ներկայիս չափերը»։

Հաբլի օրենքը գրեթե անմիջապես ճանաչվեց գիտության մեջ: Հաբլի հայտնագործության նշանակությունը բարձր է գնահատել Էյնշտեյնը։ 1931 թվականի հունվարին նա գրել է. «Հաբլի և Հումեյսոնի նոր դիտարկումները կարմիր տեղաշարժի վերաբերյալ... հավանական են դարձնում, որ Տիեզերքի ընդհանուր կառուցվածքը անշարժ չէ»:

Հաբլի հայտնագործությունը վերջապես ոչնչացրեց ստատիկ, անսասան Տիեզերքի գաղափարը, որը գոյություն ուներ Արիստոտելի ժամանակներից: Ներկայումս Հաբլի օրենքը օգտագործվում է հեռավոր գալակտիկաների և քվազարների հեռավորությունները որոշելու համար։

ԳԱԼԱԿՏԻԿՆԵՐԻ ԴԱՍԱԿԱՐԳՈՒՄ

Գալակտիկաների աշխարհի «հայտնագործության» պատմությունը շատ ուսանելի է։ Ավելի քան երկու հարյուր տարի առաջ Հերշելը կառուցեց Գալակտիկայի առաջին մոդելը՝ տասնհինգ անգամ փոքրացնելով դրա չափը։ Ուսումնասիրելով բազմաթիվ միգամածություններ, որոնց ձևերի բազմազանությունը նա առաջինն էր հայտնաբերել, Հերշելը եկավ այն եզրակացության, որ դրանցից մի քանիսը հեռավոր աստղային համակարգեր են «մեր աստղային համակարգի նման»։ Նա գրել է. «Ես հարկ չեմ համարում կրկնել, որ երկինքները բաղկացած են տարածքներից, որտեղ արևները հավաքվում են համակարգերով»։ Եվ ևս մեկ բան. «...այս միգամածությունները կարելի է անվանել նաև կաթնային ճանապարհներ՝ փոքր տառով, ի տարբերություն մեր համակարգի»։

Սակայն, ի վերջո, ինքը՝ Հերշելը, այլ դիրքորոշում ընդունեց միգամածությունների բնույթի վերաբերյալ։ Եվ սա պատահական չէր. Չէ՞ որ նրան հաջողվել է ապացուցել, որ իր կողմից հայտնաբերված ու դիտարկված միգամածությունների մեծ մասը բաղկացած է ոչ թե աստղերից, այլ գազից։ Նա եկավ մի շատ հոռետեսական եզրակացության. «Մեր սեփական համակարգից դուրս ամեն ինչ պատված է անհայտի խավարով»։

Անգլիացի աստղագետ Ագնես Քլարկը 1890 թվականին իր «Աստղային համակարգ» գրքում գրել է. «Կարելի է վստահորեն ասել, որ ոչ մի իրավասու գիտնական, ունենալով բոլոր առկա ապացույցները, չի կարծում, որ նույնիսկ մեկ միգամածությունը չափերով համեմատելի աստղային համակարգ է։ Ծիր Կաթին։ Գործնականում հաստատվել է, որ երկնքում նկատված բոլոր առարկաները (և աստղերը, և միգամածությունները) պատկանում են մեկ հսկայական միավորի»...

Այս տեսակետի պատճառն այն էր, որ երկար ժամանակ աստղագետները չէին կարողանում որոշել այս աստղային համակարգերի հեռավորությունները։ Այսպիսով, 1907 թվականին կատարված չափումներից երևում էր, որ մինչև Անդրոմեդայի միգամածությունը հեռավորությունը չի գերազանցում 19 լուսային տարին։ Չորս տարի անց աստղագետները եզրակացրեցին, որ հեռավորությունը կազմում է մոտ 1600 լուսային տարի: Երկու դեպքում էլ տպավորություն էր ստեղծվել, որ նշված միգամածությունը իրականում գտնվում է մեր Գալակտիկայում։

Անցյալ դարի քսանականներին աստղագետներ Շեփլիի և Քերտիսի միջև կատաղի վեճ սկսվեց Գալակտիկայի և աստղադիտակներով տեսանելի այլ օբյեկտների բնույթի վերաբերյալ։ Այդ օբյեկտների թվում է հայտնի Անդրոմեդայի միգամածությունը (M31), որն անզեն աչքով տեսանելի է միայն չորրորդ մեծության աստղի տեսքով, բայց մեծ աստղադիտակով դիտելիս բացվում է հոյակապ պարույրի մեջ: Մինչ այդ, այս միգամածություններից մի քանիսում հայտնաբերվել էին նորանոր պոռթկումներ: Քերթիսն առաջարկել է, որ առավելագույն պայծառության դեպքում նշված աստղերն արձակում են նույն քանակությամբ էներգիա, ինչ մեր Գալակտիկայի նոր աստղերը։ Այսպիսով, նա հաստատեց, որ հեռավորությունը Անդրոմեդայի միգամածությունից 500000 լուսային տարի է։ Սա Քերթիսին հիմք տվեց պնդելու, որ պարուրաձև միգամածությունները հեռավոր աստղային տիեզերքներ են, ինչպիսին Ծիր Կաթինն է: Շեփլին համաձայն չէր այս եզրակացության հետ, և նրա հիմնավորումը նույնպես միանգամայն տրամաբանական էր։

Ըստ Շապլիի, ամբողջ Տիեզերքը բաղկացած է մեր Գալակտիկայից մեկից, և M31-ի նման պարուրաձև միգամածությունները ավելի փոքր օբյեկտներ են, որոնք ցրված են այս Գալակտիկայի ներսում, ինչպես չամիչը տորթի մեջ:

Ենթադրենք, նա ասաց, որ Անդրոմեդայի միգամածությունը նույն չափն է, ինչ մեր Գալակտիկայի (նրա հաշվարկներով 300000 լուսային տարի): Այնուհետև, իմանալով նրա անկյունային չափերը, մենք գտնում ենք, որ հեռավորությունը մինչև այս միգամածությունը 10 միլիոն լուսային տարի է: Բայց հետո պարզ չէ, թե ինչու են Անդրոմեդայի միգամածությունում նկատված նոր աստղերն ավելի պայծառ, քան մեր Գալակտիկայի մեջ: Եթե այս «միգամածության» և մեր Գալակտիկայում նորերի պայծառությունը նույնն է, ապա հետևում է, որ Անդրոմեդայի միգամածությունը 20 անգամ փոքր է մեր Գալակտիկայից:

Կուրտիսը, ընդհակառակը, կարծում էր, որ M31-ը անկախ կղզի գալակտիկա է, որը արժանապատվությամբ չի զիջում մեր Գալակտիկային և նրանից մի քանի հարյուր հազար լուսային տարով հեռու: Մեծ աստղադիտակների ստեղծումը և աստղաֆիզիկայի առաջընթացը հանգեցրին նրան, որ Քերթիսը ճիշտ էր: Շապլիի կատարած չափումները սխալ են ստացվել։ Նա շատ թերագնահատեց M31 հեռավորությունը։ Կերտիսը, սակայն, նույնպես սխալ էր. այժմ հայտնի է, որ հեռավորությունը M31-ից ավելի քան երկու միլիոն լուսային տարի է:

Պարույրաձև միգամածությունների էությունը վերջնականապես հաստատվել է Էդվին Հաբլի կողմից, ով 1923 թվականի վերջին հայտնաբերեց առաջին և շուտով ևս մի քանի Ցեֆեիդներին Անդրոմեդայի միգամածությունում։ Գնահատելով դրանց ակնհայտ մեծություններն ու ժամանակաշրջանները՝ Հաբլը պարզեց, որ այս «միգամածությունը» հեռավորությունը 900,000 լուսային տարի է։ Այսպիսով, վերջապես հաստատվեց պարուրաձև «միգամածությունների» պատկանելությունը աստղային համակարգերի աշխարհին, ինչպիսին մեր Գալակտիկան է:

Եթե խոսենք այս օբյեկտների հեռավորությունների մասին, ապա դրանք դեռ պետք է հստակեցվեին և վերանայվեին։ Այսպիսով, իրականում Անդրոմեդայում գտնվող M 31 գալակտիկայի հեռավորությունը 2,3 միլիոն լուսային տարի է:

Պարզվեց, որ գալակտիկաների աշխարհը զարմանալիորեն հսկայական է: Բայց ավելի զարմանալի է նրա ձևերի բազմազանությունը։

Գալակտիկաների առաջին և բավականին հաջող դասակարգումն ըստ արտաքին տեսքի իրականացվել է Հաբլի կողմից 1925 թվականին։ Նա առաջարկեց գալակտիկաները դասակարգել հետևյալ երեք տեսակներից մեկի՝ 1) էլիպսաձև (նշվում է E տառով), 2) պարուրաձև (S) և 3) անկանոն (1 գ):

Էլիպսաձև գալակտիկաներն այն գալակտիկաներն են, որոնք նման են սովորական շրջանակների կամ էլիպսների, և որոնց պայծառությունն աստիճանաբար նվազում է կենտրոնից դեպի ծայրամաս։ Այս խումբը բաժանված է ութ ենթատեսակների՝ EO-ից մինչև E7, քանի որ գալակտիկայի ակնհայտ սեղմումը մեծանում է: SO ոսպնյակաձև գալակտիկաները հիշեցնում են խիստ թեքաձև էլիպսային համակարգեր, բայց ունեն հստակ սահմանված կենտրոնական աստղաձև միջուկ:

Պարույր գալակտիկաները, կախված պարույրների զարգացման աստիճանից, բաժանվում են Sa, Sb և Sc ենթադասերի։ Sa տիպի գալակտիկաներում հիմնական բաղադրիչը միջուկն է, մինչդեռ պարույրները դեռ թույլ են արտահայտված։ Հաջորդ ենթադասին անցումը պարույրների աճող զարգացման և միջուկի ակնհայտ չափի նվազման փաստի հայտարարություն է:

Սովորական պարուրաձև գալակտիկաներին զուգահեռ կան նաև այսպես կոչված խաչաձև պարուրաձև համակարգեր (SB): Այս տիպի գալակտիկաներում շատ պայծառ կենտրոնական միջուկը տրամագծով հատվում է լայնակի շերտով։ Այս կամրջի ծայրերից սկսվում են պարուրաձև ճյուղերը, և կախված պարույրների զարգացման աստիճանից՝ այդ գալակտիկաները բաժանվում են SBa, SBb և SBc ենթատիպերի։

Անկանոն գալակտիկաները (Ir) այն մարմիններն են, որոնք չունեն հստակ սահմանված միջուկ և չեն ցուցաբերում պտտման համաչափություն։ Նրանց բնորոշ ներկայացուցիչներն են Մագելանի ամպերը։

«Ես օգտագործել եմ այն 30 տարի,- ավելի ուշ գրել է հայտնի աստղագետ Վալտեր Բաադը,- և չնայած ես համառորեն փնտրում էի առարկաներ, որոնք իրականում չէին կարող ներառվել Հաբլի համակարգում, նրանց թիվն այնքան աննշան էր, որ ես կարող եմ հաշվել դրանց վրա: մատներս»։ Հաբլի դասակարգումը շարունակում է ծառայել գիտությանը, և արարածի հետագա բոլոր փոփոխությունները չեն ազդել դրա վրա:

Որոշ ժամանակ ենթադրվում էր, որ այս դասակարգումն ունի էվոլյուցիոն նշանակություն, այսինքն՝ գալակտիկաները «շարժվում են» Հաբլի «թյունինգ պատառաքաղի դիագրամի» երկայնքով՝ հաջորդաբար փոխելով իրենց ձևը: Այս տեսակետն այժմ համարվում է սխալ:

Մի քանի հազար ամենապայծառ գալակտիկաների մեջ 17 տոկոսը էլիպսաձև է, 80 տոկոսը՝ պարուրաձև, իսկ մոտ 3 տոկոսը՝ անկանոն։

1957 թվականին խորհրդային աստղագետ Բ.Ա. Վորոնցով-Վելյամինովը հայտնաբերել է «փոխազդող գալակտիկաների» գոյությունը՝ գալակտիկաներ, որոնք կապված են «կամուրջներով», «պոչերով», ինչպես նաև «գամմա ձևերով», այսինքն՝ գալակտիկաներ, որոնցում մի պարույրը «ոլորվում է», իսկ մյուսը՝ «փաթաթվում»։ Ավելի ուշ հայտնաբերվեցին միայն մոտ 3000 լուսատարի չափերով կոմպակտ գալակտիկաներ և ընդամենը 200 լուսատարի տրամագծով մեկուսացված աստղային համակարգեր։ Արտաքինով նրանք գործնականում չեն տարբերվում մեր Գալակտիկայի աստղերից։

Նոր ընդհանուր կատալոգը (NCC) պարունակում է մոտ տասը հազար գալակտիկաների ցանկ՝ դրանց ամենակարևոր բնութագրերով (լուսավորություն, ձև, հեռավորություն և այլն), և սա տասը միլիարդ գալակտիկաներից միայն փոքր մասն է, որոնք սկզբունքորեն տեսանելի են. Երկիր. Հեքիաթային հսկան, որը կարող է իր հայացքով ծածկել հարյուր կամ երկու միլիոն լուսային տարի, նայելով Տիեզերքին, կտեսներ, որ այն լցված է տիեզերական մառախուղով, որի կաթիլները գալակտիկաներ են։ Ժամանակ առ ժամանակ հավաքված հազարավոր գալակտիկաներից կազմված կլաստերներ են լինում։ Նման հսկա կույտը գտնվում է Կույս համաստեղությունում:

Ժամանակին Հաբլի օրենքը հեղափոխություն արեց պրոֆեսիոնալ աստղագիտության մեջ: Քսաներորդ դարի սկզբին ամերիկացի աստղագետ Էդվին Հաբլը ապացուցեց, որ մեր Տիեզերքը ստատիկ չէ, ինչպես թվում էր նախկինում, այլ անընդհատ ընդլայնվում է:

Հաբլի հաստատուն՝ տարբեր տիեզերանավերի տվյալներ

Հաբլի օրենքը ֆիզիկական և մաթեմատիկական բանաձև է, որն ապացուցում է, որ մեր Տիեզերքը հաստատուն է: Ավելին, արտաքին տարածության ընդլայնումը, որում գտնվում է մեր Ծիր Կաթին գալակտիկան, բնութագրվում է միատարրությամբ և իզոտրոպությամբ: Այսինքն՝ մեր Տիեզերքը հավասարապես ընդարձակվում է բոլոր ուղղություններով։ Հաբլի օրենքի ձևակերպումն ապացուցում և նկարագրում է ոչ միայն Տիեզերքի ընդարձակման տեսությունը, այլև դրա ծագման հիմնական գաղափարը՝ տեսությունը։

Առավել հաճախ գիտական գրականության մեջ Հաբլի օրենքը հանդիպում է հետևյալ ձևակերպման ներքո՝ v=H0*r։ Այս բանաձևում v-ն նշանակում է գալակտիկայի արագություն, H0-ը համաչափության գործակիցն է, որը կապում է Երկրից մինչև տիեզերական օբյեկտի հեռավորությունը դրա հեռացման արագության հետ (այս գործակիցը կոչվում է նաև «Հաբլի հաստատուն»), r-ը հեռավորությունը դեպի գալակտիկա.

Որոշ աղբյուրներ պարունակում են Հաբլի օրենքի մեկ այլ ձևակերպում. cz=H0*r: Այստեղ c-ն հանդես է գալիս որպես լույսի արագություն, իսկ z-ն խորհրդանշում է կարմիր տեղաշարժը՝ քիմիական տարրերի սպեկտրային գծերի անցումը դեպի սպեկտրի երկարալիք կարմիր կողմը, երբ նրանք հեռանում են: Ֆիզիկական և տեսական գրականության մեջ կարելի է գտնել այս օրենքի այլ ձևակերպումներ։ Այնուամենայնիվ, ձևակերպումների տարբերությունը չի փոխում Հաբլի օրենքի էությունը, և դրա էությունը կայանում է նրանում, որ նկարագրվի այն փաստը, որ մերը շարունակաբար ընդլայնվում է բոլոր ուղղություններով:

Օրենքի բացահայտում

Տիեզերքի տարիքն ու ապագան կարելի է որոշել՝ չափելով Հաբլի հաստատունը

Հաբլի օրենքի հայտնաբերման նախադրյալը մի շարք աստղագիտական դիտարկումներն էին։ Այսպիսով, 1913 թվականին ամերիկացի աստղաֆիզիկոս Վեյլ Սլայդերը հայտնաբերեց, որ մի քանի այլ հսկայական տիեզերական օբյեկտներ շարժվում են Արեգակնային համակարգի համեմատ մեծ արագությամբ։ Սա գիտնականին հիմք է տվել ենթադրելու, որ միգամածությունը մեր գալակտիկայում ձևավորվող մոլորակային համակարգեր չէ, այլ նորածին աստղեր, որոնք գտնվում են մեր գալակտիկայից դուրս: Միգամածությունների հետագա դիտարկումը ցույց տվեց, որ դրանք ոչ միայն այլ գալակտիկական աշխարհներ են, այլև անընդհատ հեռանում են մեզանից: Այս փաստը դրդել է աստղագիտական հանրությանը ենթադրելու, որ Տիեզերքն անընդհատ ընդարձակվում է:

1927 թվականին բելգիացի աստղագետ Ժորժ Լեմետրը փորձնականորեն հաստատեց, որ Տիեզերքի գալակտիկաները հեռանում են միմյանցից արտաքին տիեզերքում։ 1929 թվականին ամերիկացի գիտնական Էդվին Հաբլը, օգտագործելով 254 սանտիմետր աստղադիտակ, հայտնաբերեց, որ Տիեզերքը ընդլայնվում է, և տիեզերքի գալակտիկաները հեռանում են միմյանցից: Օգտագործելով իր դիտարկումները՝ Էդվին Հաբլը ձևակերպեց մաթեմատիկական բանաձև, որը մինչ օրս ճշգրիտ նկարագրում է Տիեզերքի ընդարձակման սկզբունքը և մեծ նշանակություն ունի ինչպես տեսական, այնպես էլ գործնական աստղագիտության համար։

Հաբլի օրենքը. կիրառություններ և հետևանքներ աստղագիտության համար

Հաբլի օրենքը մեծ նշանակություն ունի աստղագիտության համար։ Այն լայնորեն կիրառվում է ժամանակակից գիտնականների կողմից տարբեր գիտական տեսությունների ստեղծման, ինչպես նաև տիեզերական օբյեկտների դիտարկման ժամանակ։

Աստղագիտության համար Հաբլի օրենքի հիմնական նշանակությունն այն է, որ այն հաստատում է պոստուլատը՝ Տիեզերքն անընդհատ ընդարձակվում է: Միևնույն ժամանակ, Հաբլի օրենքը ծառայում է որպես Մեծ պայթյունի տեսության լրացուցիչ հաստատում, քանի որ, ըստ ժամանակակից գիտնականների, հենց Մեծ պայթյունն է խթան հանդիսացել Տիեզերքի «մատերիայի» ընդլայնման համար:

Հաբլի օրենքը նաև հնարավորություն տվեց պարզել, որ Տիեզերքը հավասարապես ընդլայնվում է բոլոր ուղղություններով: Անկախ նրանից, թե դիտորդը որտեղ է հայտնվում արտաքին տարածության մեջ, եթե նա նայի իր շուրջը, կնկատի, որ իրեն շրջապատող բոլոր առարկաները հավասարապես հեռանում են իրենից։ Այս փաստը առավել հաջողությամբ կարելի է արտահայտել փիլիսոփա Նիկոլաս Կուզացիի մեջբերումով, ով դեռ 15-րդ դարում ասել է. «Ցանկացած կետ անսահման տիեզերքի կենտրոնն է»։

Օգտագործելով Հաբլի օրենքը՝ ժամանակակից աստղագետները, հավանականության բարձր աստիճանով, կարող են հաշվարկել ապագայում գալակտիկաների և գալակտիկաների կլաստերների դիրքը։ Նույն կերպ, այն կարող է օգտագործվել որոշակի ժամանակ անց ցանկացած օբյեկտի գնահատված գտնվելու վայրը հաշվարկելու համար:

Հաբլի հաստատունի փոխադարձությունը մոտավորապես 13,78 միլիարդ տարի է: Այս արժեքը ցույց է տալիս, թե որքան ժամանակ է անցել Տիեզերքի ընդարձակման սկզբից, և, հետևաբար, շատ հավանական է, որ ցույց է տալիս նրա տարիքը:
Ամենից հաճախ Հաբլի օրենքը օգտագործվում է արտաքին տարածության օբյեկտների հեռավորությունը որոշելու համար:

3. Հաբլի օրենքը որոշում է մեզանից հեռավոր գալակտիկաների հեռավորությունը: Ինչ վերաբերում է մեզ ամենամոտ գալակտիկաներին, ապա այստեղ դրա ազդեցությունն այնքան էլ ընդգծված չէ։ Դա պայմանավորված է նրանով, որ այս գալակտիկաները, բացի Տիեզերքի ընդարձակման հետ կապված արագությունից, ունեն նաև իրենց արագությունը։ Այս առումով նրանք կարող են և՛ հեռանալ մեզանից, և՛ մոտենալ մեզ։ Բայց, ընդհանուր առմամբ, Հաբլի օրենքը տեղին է Տիեզերքի բոլոր տիեզերական օբյեկտների համար:

Ընդամենը:0
հետ շփման մեջ 0
Google+ 0
լավ 0
Ֆեյսբուք 0