La legge della recessione universale delle galassie. Costante di Hubble

I grandi fisici del passato I. Newton e A. Einstein vedevano l'Universo come statico. Il fisico sovietico A. Fridman nel 1924 inventò la teoria delle galassie "recenti". Friedman predisse l'espansione dell'universo. Questo è stato uno sconvolgimento rivoluzionario nella rappresentazione fisica del nostro mondo.

L'astronomo americano Edwin Hubble ha esplorato la nebulosa di Andromeda. Nel 1923, fu in grado di considerare che le sue periferie fossero ammassi di singole stelle. Hubble ha calcolato la distanza dalla nebulosa. Si è rivelato essere 900.000 anni luce (una distanza calcolata in modo più accurato oggi è di 2,3 milioni di anni luce). Cioè, la nebulosa si trova ben oltre la Via Lattea, la nostra galassia. Dopo aver osservato questa e altre nebulose, Hubble è giunto a una conclusione sulla struttura dell'Universo.

L'universo è costituito da un insieme di enormi ammassi stellari - galassie.

Sono loro che ci appaiono nel cielo come lontane "nuvole" nebbiose, poiché semplicemente non possiamo considerare le singole stelle a una distanza così grande.

E. Hubble ha notato un aspetto importante nei dati ottenuti, che gli astronomi avevano osservato in precedenza, ma ha trovato difficile da interpretare. Vale a dire: la lunghezza osservata delle onde luminose spettrali emesse dagli atomi di galassie lontane è leggermente maggiore della lunghezza delle onde spettrali emesse dagli stessi atomi nelle condizioni dei laboratori terrestri. Cioè, nello spettro di emissione delle galassie vicine, il quanto di luce emesso da un atomo durante un salto di elettroni da un'orbita all'altra viene spostato in frequenza nella direzione della parte rossa dello spettro rispetto a un quanto simile emesso dallo stesso atomo sulla terra. Hubble si è preso la responsabilità di interpretare questa osservazione come una manifestazione dell'effetto Doppler.

Tutte le galassie vicine osservate si stanno allontanando dalla Terra, poiché quasi tutti gli oggetti galattici al di fuori della Via Lattea hanno uno spostamento spettrale rosso proporzionale alla velocità della loro rimozione.

Ancora più importante, Hubble è stato in grado di confrontare i risultati delle sue misurazioni delle distanze delle galassie vicine con le misurazioni dei loro tassi di rimozione (mediante spostamento verso il rosso).

Matematicamente, la legge è formulata in modo molto semplice:

dove v è la velocità della galassia che si allontana da noi,

r è la distanza da esso,

H è la costante di Hubble.

E, sebbene inizialmente Hubble sia arrivato a questa legge a seguito dell'osservazione solo di poche galassie a noi più vicine, nessuna delle tante nuove galassie dell'Universo visibile scoperte da allora, sempre più distanti dalla Via Lattea, non cade di questa legge.

Quindi, la principale conseguenza della legge di Hubble:

L'universo si sta espandendo.

Il tessuto stesso dello spazio mondiale si sta espandendo. Tutti gli osservatori (e noi non facciamo eccezione) si considerano al centro dell'universo.

4. La teoria del Big Bang

Dal fatto sperimentale della recessione delle galassie, è stata stimata l'età dell'Universo. Si è rivelato uguale: circa 15 miliardi di anni! Iniziò così l'era della cosmologia moderna.

Naturalmente, sorge la domanda: cosa è successo all'inizio? In totale, gli scienziati hanno impiegato circa 20 anni per ribaltare completamente le idee sull'Universo.

La risposta fu proposta dall'eccezionale fisico G. Gamow (1904-1968) negli anni '40. La storia del nostro mondo è iniziata con il Big Bang. Questo è esattamente ciò che pensa oggi la maggior parte degli astrofisici.

Il Big Bang è un rapido calo della densità, della temperatura e della pressione inizialmente enormi della materia concentrata in un volume molto piccolo dell'Universo. Tutta la materia dell'universo era compressa in un denso grumo di protomateria, racchiuso in un volume molto piccolo rispetto all'attuale scala dell'Universo.

L'idea dell'Universo, che è nata da un grumo superdenso di materia supercalda e da allora si è espansa e si è raffreddata, è chiamata teoria del Big Bang.

Oggi non esiste un modello cosmologico più riuscito dell'origine e dell'evoluzione dell'Universo.

Secondo la teoria del Big Bang, l'universo primordiale consisteva di fotoni, elettroni e altre particelle. I fotoni interagivano costantemente con altre particelle. Man mano che l'universo si espandeva, si raffreddava e, a un certo punto, gli elettroni iniziarono a combinarsi con i nuclei di idrogeno ed elio e formare atomi. Ciò è accaduto a una temperatura di circa 3000 K e l'età approssimativa dell'universo è di 400.000 anni. Da quel momento i fotoni hanno potuto muoversi liberamente nello spazio, praticamente senza interagire con la materia. Ma ci rimangono "testimoni" di quell'era: questi sono fotoni reliquia. Si ritiene che la radiazione reliquia sia stata preservata dalle fasi iniziali dell'esistenza dell'Universo e lo riempia uniformemente. Come risultato di un ulteriore raffreddamento della radiazione, la sua temperatura è diminuita e ora è di circa 3 K.

L'esistenza del CMB è stata prevista teoricamente nel quadro della teoria del Big Bang. È considerata una delle principali conferme della teoria del Big Bang.

I grandi fisici del passato I. Newton e A. Einstein vedevano l'Universo come statico. Il fisico sovietico A. Fridman nel 1924 inventò la teoria delle galassie "recenti". Friedman predisse l'espansione dell'universo. Questo è stato uno sconvolgimento rivoluzionario nella rappresentazione fisica del nostro mondo.

L'astronomo americano Edwin Hubble ha esplorato la nebulosa di Andromeda. Nel 1923, fu in grado di considerare che le sue periferie fossero ammassi di singole stelle. Hubble ha calcolato la distanza dalla nebulosa. Si è rivelato essere 900.000 anni luce (una distanza calcolata in modo più accurato oggi è di 2,3 milioni di anni luce). Cioè, la nebulosa si trova ben oltre la Via Lattea, la nostra galassia. Dopo aver osservato questa e altre nebulose, Hubble è giunto a una conclusione sulla struttura dell'Universo.

L'universo è costituito da un insieme di enormi ammassi stellari - galassie.

Sono loro che ci appaiono nel cielo come lontane "nuvole" nebbiose, poiché semplicemente non possiamo considerare le singole stelle a una distanza così grande.

E. Hubble ha notato un aspetto importante nei dati ottenuti, che gli astronomi avevano osservato in precedenza, ma ha trovato difficile da interpretare. Vale a dire: la lunghezza osservata delle onde luminose spettrali emesse dagli atomi di galassie lontane è leggermente maggiore della lunghezza delle onde spettrali emesse dagli stessi atomi nelle condizioni dei laboratori terrestri. Cioè, nello spettro di emissione delle galassie vicine, il quanto di luce emesso da un atomo durante un salto di elettroni da un'orbita all'altra viene spostato in frequenza nella direzione della parte rossa dello spettro rispetto a un quanto simile emesso dallo stesso atomo sulla terra. Hubble si è preso la responsabilità di interpretare questa osservazione come una manifestazione dell'effetto Doppler.

Tutte le galassie vicine osservate si stanno allontanando dalla Terra, poiché quasi tutti gli oggetti galattici al di fuori della Via Lattea hanno uno spostamento spettrale rosso proporzionale alla velocità della loro rimozione.

Ancora più importante, Hubble è stato in grado di confrontare i risultati delle sue misurazioni delle distanze delle galassie vicine con le misurazioni dei loro tassi di rimozione (mediante spostamento verso il rosso).

Matematicamente, la legge è formulata in modo molto semplice:

dove v è la velocità della galassia che si allontana da noi,

r è la distanza da esso,

H è la costante di Hubble.

E, sebbene inizialmente Hubble sia arrivato a questa legge a seguito dell'osservazione solo di poche galassie a noi più vicine, nessuna delle tante nuove galassie dell'Universo visibile scoperte da allora, sempre più distanti dalla Via Lattea, non cade di questa legge.

Quindi, la principale conseguenza della legge di Hubble:

L'universo si sta espandendo.

Il tessuto stesso dello spazio mondiale si sta espandendo. Tutti gli osservatori (e noi non facciamo eccezione) si considerano al centro dell'universo.

4. La teoria del Big Bang

Dal fatto sperimentale della recessione delle galassie, è stata stimata l'età dell'Universo. Si è rivelato uguale: circa 15 miliardi di anni! Iniziò così l'era della cosmologia moderna.

Naturalmente, sorge la domanda: cosa è successo all'inizio? In totale, gli scienziati hanno impiegato circa 20 anni per ribaltare completamente le idee sull'Universo.

La risposta fu proposta dall'eccezionale fisico G. Gamow (1904-1968) negli anni '40. La storia del nostro mondo è iniziata con il Big Bang. Questo è esattamente ciò che pensa oggi la maggior parte degli astrofisici.

Il Big Bang è un rapido calo della densità, della temperatura e della pressione inizialmente enormi della materia concentrata in un volume molto piccolo dell'Universo. Tutta la materia dell'universo era compressa in un denso grumo di protomateria, racchiuso in un volume molto piccolo rispetto all'attuale scala dell'Universo.

L'idea dell'Universo, che è nata da un grumo superdenso di materia supercalda e da allora si è espansa e si è raffreddata, è chiamata teoria del Big Bang.

Oggi non esiste un modello cosmologico più riuscito dell'origine e dell'evoluzione dell'Universo.

Secondo la teoria del Big Bang, l'universo primordiale consisteva di fotoni, elettroni e altre particelle. I fotoni interagivano costantemente con altre particelle. Man mano che l'universo si espandeva, si raffreddava e, a un certo punto, gli elettroni iniziarono a combinarsi con i nuclei di idrogeno ed elio e formare atomi. Ciò è accaduto a una temperatura di circa 3000 K e l'età approssimativa dell'universo è di 400.000 anni. Da quel momento i fotoni hanno potuto muoversi liberamente nello spazio, praticamente senza interagire con la materia. Ma ci rimangono "testimoni" di quell'era: questi sono fotoni reliquia. Si ritiene che la radiazione reliquia sia stata preservata dalle fasi iniziali dell'esistenza dell'Universo e lo riempia uniformemente. Come risultato di un ulteriore raffreddamento della radiazione, la sua temperatura è diminuita e ora è di circa 3 K.

L'esistenza del CMB è stata prevista teoricamente nel quadro della teoria del Big Bang. È considerata una delle principali conferme della teoria del Big Bang.

Yu.N.Efremov

Il fenomeno più grandioso conosciuto dall'uomo è l'espansione del nostro Universo, dimostrata nel 1929. Le distanze tra gli ammassi di galassie sono in continuo aumento, e questo è il fatto più importante per comprendere la struttura dell'Universo. Le determinazioni del tasso di espansione, della costante di Hubble e della sua dipendenza dal tempo rimangono l'argomento più importante delle osservazioni terrestri e orbitali.

1. Nebulose deboli

I primi segni dell'espansione dell'universo furono scoperti circa 80 anni fa, quando la maggior parte degli astronomi credeva che la nostra galassia fosse l'intero universo. Si pensava che le nebulose deboli, scoperte a decine di migliaia dall'avvento dell'astrofotografia, fossero nebulose gassose distanti alla periferia del sistema stellare della Via Lattea.

Weston Slipher dell'Osservatorio di Flagstaff in Arizona è stato per molti anni l'unica persona al mondo ad acquisire gli spettri di queste "deboli nebulose". Il loro rappresentante più sorprendente era la famosa Nebulosa di Andromeda. Nel 1914 Slifer pubblicò la prima determinazione della velocità radiale di questa nebulosa da uno spettrogramma da lui ottenuto con un rifrattore da 24 pollici.

Si è scoperto che M31 si sta avvicinando a noi a una velocità di circa 300 km / s. Nel 1925, gli spettri di 41 oggetti erano nella collezione Slipher. Questi spettri avevano una strana caratteristica: le velocità di tutti loro erano molto elevate e la velocità negativa di M31 si rivelò essere una rara eccezione; la velocità media delle nebulose era di +375 km/s, e la velocità massima era di +1125 km/s. Quasi tutti si stavano allontanando da noi e la loro velocità superava la velocità di qualsiasi altro oggetto noto agli astronomi. (Ricorda che le velocità negative sono dirette verso di noi, quelle positive lontano da noi.)

Percival Lovell ha costruito un osservatorio a Flagstaff appositamente per osservare i canali di Marte. Alcuni di noi sono venuti all'astronomia, portati via dal suo libro, che raccontava dell'ondata di oscuramento, della scissione dei canali traboccanti d'acqua nella sorgente marziana ... Tuttavia, in questo sono state scoperte cose non meno fantastiche, ma del tutto reali osservatorio. Il lavoro di Slipher ha segnato il primo passo verso la scoperta dell'espansione dell'universo.

Le controversie sulla natura delle "nebulose deboli" sono in corso dalla fine del XVIII secolo. William Herschel ha suggerito che potrebbero essere sistemi stellari distanti simili al sistema della Via Lattea. Nel 1785 era convinto che fosse impossibile risolvere le nebulose in stelle solo perché erano troppo lontane. Tuttavia, nel 1795, osservando la nebulosa planetaria NGC 1514, vide chiaramente la sua singola stella al centro, circondata da materia nebulosa. L'esistenza di nebulose autentiche era quindi fuor di dubbio, e non era necessario pensare che tutte le nebulose fossero sistemi stellari distanti. E nel 1820, Herschel disse che al di fuori del nostro sistema tutto è avvolto nell'oscurità dell'ignoto.

Nell'Ottocento, nelle nebulose insolubili nelle stelle, si preferiva vedere i sistemi planetari in via di formazione - nello spirito dell'ipotesi di Laplace; NGC 1514 sembrava essere un esempio di evoluzione molto avanzata: la stella centrale si era già condensata dalla nebulosa primaria.

Alla metà del secolo, alle 2500 nebulose scoperte da suo padre, John Herschel ne aveva aggiunte altre 5000, e lo studio della loro distribuzione nel cielo fornì l'argomento principale contro l'ipotesi che si trattasse di sistemi stellari distanti ("universi insulari" ), simile al nostro sistema della Via Lattea. È stata scoperta una "zona di evitamento": l'assenza quasi completa di questi deboli granelli di luce vicino al piano della Via Lattea. Questo è stato preso come una chiara indicazione della loro connessione al sistema della Via Lattea. L'assorbimento della luce, che è più forte nel piano della Galassia, era ancora sconosciuto.

Nel 1865 Heggins osservò per la prima volta lo spettro delle nebulose. Le righe di emissione della Nebulosa di Orione parlavano chiaramente della sua composizione gassosa, ma lo spettro della Nebulosa di Andromeda (M31) era continuo, come quello delle stelle. Sembrerebbe che la controversia sia risolta, ma Heggins ha concluso che questo tipo di spettro di M31 parla solo dell'alta densità e opacità del gas che lo compone.

Nel 1890, Agniya Clerk, in un libro sullo sviluppo dell'astronomia nel XIX secolo, scrisse: "La questione se le nebulose siano galassie esterne non merita di essere discussa ora. Il progresso della ricerca ha risposto. Di fronte ai fatti esistenti non lo farà affermare che anche una sola nebulosa può essere un sistema stellare di dimensioni paragonabili alla Via Lattea.

Vorrei sapere quale delle attuali affermazioni altrettanto categoriche si rivelerà altrettanto sbagliata nel tempo ... Notiamo che cento anni prima di Clerk fu espresso un giudizio diametralmente opposto. "Le stelle sembrano essere... raccolte in vari gruppi, alcuni dei quali contengono miliardi di stelle... Il nostro Sole e le stelle più luminose possono essere incluse in uno di questi gruppi, che, ovviamente, circonda il cielo, formando il Cielo Latteo Modo." Questa formulazione cauta ma perfettamente corretta appartiene al grande Laplace.

All'inizio del 20° secolo, le fotografie scattate da Keeler con un riflettore da 36 pollici mostravano che c'erano almeno 120.000 nebulose deboli. Lo spettro stellare delle nebulose a riflessione (per lo più polverose) attorno alle stelle delle Pleiadi sembrava confermare l'idea impossibile risolvere il problema con studi spettrali. Ciò ha permesso a V. Slifer di suggerire che lo spettro della nebulosa di Andromeda è spiegato anche dal riflesso della luce della stella centrale (per la quale ha preso il nucleo della galassia ...)

Per risolvere il problema della natura delle "nebulose deboli" era necessario conoscere la loro distanza. La discussione su questo argomento continuò fino al 1925; merita una storia a parte, e qui descriveremo solo brevemente come è stata stabilita la distanza dell'oggetto chiave, la "nebulosa" di Andromeda.

2. Scoperta dell'Universo

Già nel 1910, George Ritchie, utilizzando il telescopio da 60" dell'Osservatorio di Mount Wilson, ottenne magnifiche fotografie, che mostravano che i rami a spirale di grandi nebulose erano disseminati di oggetti a forma di stella, ma le immagini di molti di essi erano sfocate, nebbiose Queste potrebbero essere nebulose compatte, ammassi stellari e diverse immagini unite di stelle.

Edwin Hubble (1889 - 1953), un giovane astronomo dello stesso osservatorio, riuscì nel 1924 a dimostrare che vediamo singole stelle in grandi "nebulose". Con l'aiuto di un telescopio da 100 ", ha trovato 36 Cefeidi nella Nebulosa di Andromeda. Le ampiezze del cambiamento nella luminosità di queste stelle variabili - supergiganti corrispondevano pienamente a quelle note per le Cefeidi della nostra Galassia, e questo ha dimostrato che siamo si tratta di singole stelle e, cosa più importante, il periodo di dipendenza - luminosità, stabilito da Le Cefeidi delle Nubi di Magellano e della Galassia, ha permesso di determinare la luminosità delle stelle trovate da Hubble, e confrontandola con la luminosità ha dato una distanza che ha portato la nebulosa di Andromeda ben oltre il nostro sistema stellare.

Puoi vedere solo ciò che pensi sia possibile vedere ... Quando nei primi anni '20. Humason ha mostrato a Shapley diverse stelle variabili - probabili Cefeidi, contrassegnate da lui sulla lastra con l'immagine della Nebulosa di Andromeda, Shapley ha cancellato i suoi segni - non potevano esserci stelle in questa nebulosa gassosa!

3. L'inizio della cosmologia

Quindi l'universo è popolato da galassie, non da stelle isolate. Solo ora ci sono opportunità per testare le conclusioni della cosmologia emergente, la scienza della struttura e dell'evoluzione dell'universo nel suo insieme. Nel 1924, K. Wirtz scoprì una debole correlazione tra i diametri angolari e le velocità di allontanamento delle galassie e suggerì che potesse essere correlata al modello cosmologico di W. de Sitter, secondo il quale la velocità di allontanamento degli oggetti distanti dovrebbe aumentare con la loro distanza . Il modello di De Sitter corrispondeva a un Universo vuoto, ma nel 1923 il matematico tedesco G. Weil notò che se vi si mette della materia, dovrebbe espandersi. La natura non statica dell'universo di de Sitter è stata menzionata anche nel libro di Eddington, pubblicato nello stesso anno.

De Sitter, che pubblicò il suo lavoro "Sulla teoria della gravità di Einstein e le sue conseguenze astronomiche" nel 1917, subito dopo l'avvento della relatività generale, conosceva solo tre velocità radiali; per M31 era negativo, e per due deboli galassie era positivo e grande.

Lundmark e poi Stremberg, che ripeté il lavoro di Wirtz, non ottennero risultati convincenti, e Stremberg affermò addirittura nel 1925 che "non c'è alcuna dipendenza delle velocità radiali dalla distanza dal Sole". Tuttavia, era solo chiaro che né il diametro né la luminosità delle galassie potevano essere considerati criteri affidabili per la loro distanza.

L'espansione di un Universo non vuoto fu menzionata anche nel primo lavoro cosmologico del teorico belga J. Lemaitre, pubblicato nel 1925. Il suo articolo successivo, pubblicato nel 1927, fu intitolato "Un Universo omogeneo di massa costante e raggio crescente, che spiega le velocità radiali delle nebulose extragalattiche." Il coefficiente di proporzionalità tra velocità e distanza ottenuto da Lemaitre era vicino a quello trovato da Hubble nel 1929. Nel 1931, su iniziativa di Eddington L'articolo di Lemaitreè stato ristampato negli "Avvisi mensili" e da allora è stato ampiamente citato; Le opere di AA Fridman furono pubblicate già nel 1922-1924, ma divennero ampiamente conosciute tra gli astronomi molto più tardi. In ogni caso, Lemaitre fu il primo ad affermare chiaramente che gli oggetti che abitano l'Universo in espansione, la cui distribuzione e velocità dovrebbero essere oggetto di cosmologia, non sono stelle, ma sistemi stellari giganti, galassie. Lemaitre ha fatto affidamento sui risultati di Hubble, che ha incontrato mentre si trovava negli Stati Uniti nel 1926 nel suo rapporto.

Anche il teorico americano H. Robertson nel 1928, utilizzando i dati di Hubble del 1926, scoprì che i tassi di recessione delle galassie sono proporzionali alla loro distanza. Apparentemente, Hubble conosceva questo lavoro. Dal 1928, su suo incarico, M. Humason (1891-1972) si sforzò di misurare il redshift delle galassie più lontane. Poco dopo, durante un'esposizione di 45 ore, è stata misurata una velocità di allontanamento di 3779 km/s per la galassia NGC 7619 nell'ammasso di Perseo. (Inutile dire che le ultime due cifre sono ridondanti). Lo stesso Hubble sviluppò criteri per determinare le distanze per galassie lontane, in cui le Cefeidi rimanevano inaccessibili a un telescopio da 100 ". Si basavano sul presupposto che la luminosità delle singole stelle più luminose all'interno di diverse galassie fosse la stessa. Nel 1929, aveva distanze sicure di due dozzine di galassie, comprese nell'ammasso della Vergine, le cui velocità raggiungevano circa 1100 km/s.

4. Legge di Hubble

E così, il 17 gennaio 1929, l'articolo di Humason sulla velocità radiale di NGC 7619 e l'articolo di Hubble intitolato "Relationship Between Distance and Radial Velocity of Extragalactic Nebulae" furono ricevuti dagli Atti della National Academy of Sciences degli Stati Uniti. Il confronto di queste distanze con le velocità radiali ha mostrato una chiara dipendenza lineare della velocità dalla distanza, ora giustamente chiamata legge di Hubble.

Hubble comprese il significato della sua scoperta. Riferendo su di esso, ha scritto che "la relazione velocità-distanza può rappresentare l'effetto de Sitter e, quindi, può fornire dati quantitativi per determinare la curvatura generale dello spazio". Numerosi tentativi di spiegare la dipendenza di Hubble non dall'espansione dell'Universo, ma da qualcos'altro, che si può trovare anche adesso, falliscono invariabilmente. Quindi, il vecchio presupposto che i fotoni "invecchiano" durante un lungo viaggio, perdono energia e la lunghezza d'onda corrispondente aumenta - in questo caso, anche le immagini di oggetti distanti sarebbero sfocate e lo spostamento verso il rosso dipenderebbe anche dalla lunghezza d'onda, che non è osservato. Una prova diretta della correttezza della conclusione che gli oggetti più distanti hanno uno spostamento verso il rosso maggiore è stata recentemente ottenuta studiando le curve di luce e gli spettri di supernove lontane.

Sottolineiamo che di importanza decisiva sono stati i metodi per determinare le distanze delle galassie sviluppati da Hubble, per i quali erano necessarie fotografie dirette su un riflettore da 100 pollici.

Negli anni Trenta, Hubble ei suoi collaboratori occupavano più della metà del tempo di osservazione del più grande - e praticamente l'unico allora adatto a tale lavoro - telescopio. E questa concentrazione di sforzi ha portato ai più grandi successi dell'astronomia osservativa del 20° secolo!

Nel 1935, Humason aveva spettrogrammi di 150 galassie fino a 35 volte la distanza dell'ammasso di galassie della Vergine, e nel 1940 le velocità di allontanamento delle galassie più veloci che aveva scoperto erano già di 40.000 km/s. E fino alle distanze maggiori, è stata mantenuta una relazione proporzionale diretta tra il redshift delle linee nello spettro,

e la distanza, che generalmente si scrive così:

Dove C- la velocità della luce, z.z- distanza e v- velocità radiale. Fattore di proporzionalità H in seguito chiamata costante di Hubble.

Questa nuova legge della natura è stata spiegata nei modelli della relatività generale dell'universo prima che fosse saldamente stabilita. La priorità dovrebbe essere data ad AA Fridman; i modelli ottenuti in precedenza da Einstein e de Sitter si sono rivelati casi limite dei modelli di Friedmann. Per molto tempo sono rimasti ampiamente conosciuti solo i risultati di Lemaitre (che non conosceva il lavoro di Friedman), che, dopo la pubblicazione del lavoro di Hubble, ha ricordato a Eddington il suo lavoro del 1927 - in questo lavoro Lemaitre è giunto alla conclusione che il modello

Universo con una densità media finita di materia al suo interno. Tuttavia, già nel 1931 Einstein, parlando dell'Universo in espansione, notò che Friedmann fu il primo a intraprendere questa strada.

Tuttavia, lo stesso Hubble perse presto la fiducia che il redshift significhi proprio l'espansione dell'universo, probabilmente sotto l'influenza dell'inesorabile conclusione di questa ipotesi. Come scrisse all'epoca H. Ressel, "è prematuro riconoscere la teoria di de Sitter senza riserve. È filosoficamente inaccettabile che tutte le galassie debbano essere insieme prima. Non troviamo una risposta alla domanda 'perché'". Fu da tali considerazioni che Einstein introdusse nelle sue equazioni del 1916 la costante cosmologica, che avrebbe dovuto stabilizzare l'universo. L'articolo di Chernin "Vuoto fisico e antigravità cosmica" sul sito www.site è dedicato a questo problema più profondo, e qui notiamo solo che l'espansione accelerata dell'Universo, scoperta nel 1998 dalle supernove di tipo Ia, è spiegata dalla pressione negativa del vuoto cosmico, l'esistenza che si riflette nel termine cosmologico addizionale delle equazioni di Einstein.

Nell'estate del 1929, Hubble attaccò de Sitter, che osò pubblicare un documento dettagliato che confrontava conclusioni teoriche e osservative sull'espansione dell'universo. Scrisse a de Sitter che la relazione velocità-distanza era "il risultato di Mount Wilson" e che "la prima discussione sui nuovi dati appartiene naturalmente a coloro che hanno effettivamente svolto il lavoro". Tuttavia, nel 1931, dopo la comparsa dell'ipotesi di Zwicky sulla possibilità dell'invecchiamento dei fotoni, Hubble scrisse a de Sitter che "l'interpretazione dovrebbe essere lasciata a te e a pochissimi altri che siano competenti per discutere autorevolmente l'argomento"... Fino alla fine della sua vita (1953) Hubble Apparentemente, non ha deciso da solo se il redshift parli dell'espansione dell'Universo o se sia dovuto a "qualche nuovo principio di natura". In un modo o nell'altro, il suo nome è rimasto per sempre nell'elenco dei più grandi scienziati di tutti i tempi.

Uno spostamento verso il rosso proporzionale alla distanza non significa che le galassie stanno scappando da noi, ma un aumento di tutte le distanze tra tutti gli oggetti dell'Universo (più precisamente, tra oggetti che non sono vincolati dalla gravità - cioè ammassi di galassie) a un velocità proporzionale alla distanza, così come aumentano le distanze tra tutti i punti posti sulla superficie del pallone che si gonfia. Un osservatore in qualsiasi galassia vede che tutte le altre galassie si stanno allontanando da lui. Il tasso di espansione dell'universo rimane uno dei problemi più importanti in astronomia.

Prima di tutto, lascia che ti racconti come lo stesso Hubble lo risolse nel 1935.

Aveva dati sul redshift di 29 galassie vicine, che però sono al di fuori del Gruppo Locale: è ovviamente impossibile usare galassie troppo vicine, poiché per loro le velocità di allontanamento da noi, dovute all'espansione dell'Universo, sono troppo piccolo e comparabile con le loro velocità casuali nello spazio.

In queste 29 galassie, Hubble ha determinato le magnitudini delle stelle più luminose. Poiché le loro luminosità in tutte le galassie, come scoprì Hubble, sono approssimativamente le stesse, le loro magnitudini devono essere una funzione della distanza, e infatti mostrano una dipendenza dalla velocità di allontanamento v.

Questa dipendenza secondo i dati di Hubble è rappresentata dalla formula . D'altra parte, , , e , dove M- valore assoluto. Da queste tre formule segue l'espressione, con l'aiuto della quale viene determinata la costante di Hubble: . In termini generali, segue dalla legge di Hubble e dalla formula, cioè .

La magnitudine assoluta delle stelle più luminose trovate da Hubble era di -6,35 me la magnitudine H(Hubble lo ha indicato) è risultato 535 (km / s) / Mpc.

Poiché la luminosità delle stelle più luminose è stata determinata confrontandole con le Cefeidi, la revisione del punto zero del periodo di dipendenza - luminosità (W. Baade, 1952) ha comportato la necessità di rivedere il valore della costante di Hubble. Humason, Mayall e Sandage nel 1955, utilizzando i nuovi dati sul redshift e tenendo conto della correzione di Baade al punto zero della dipendenza periodo-luminosità, ottennero H=180 (km/s)/Mps.

Nel 1958 Allan Sandage, continuando il lavoro del suo maestro Hubble, pubblicò i risultati di una nuova revisione della costante H. Basandosi principalmente sulle novae, Sandage ha concluso che i moduli di distanza delle Nubi di Magellano, M31, M33 e NGC 6822 dovrebbero essere aumentati in media di 2,3 m rispetto ai valori accettati da Hubble. Della stessa quantità, quindi, è necessario rendere più luminose le magnitudini assolute delle stelle più luminose; sono stati anche perfezionati utilizzando nuovi dati sulle stelle più luminose nelle galassie del Gruppo Locale. Ma, oltre a questi chiarimenti, Sandage ha scoperto un altro grave errore del suo insegnante: gli oggetti che Hubble ha scambiato per le stelle più luminose nelle galassie che si trovano al di fuori del Gruppo Locale sono in realtà nebulose a emissione compatte, regioni HII.

Hubble, che negli anni '20 poteva funzionare solo con lastre sensibili al blu, non era in grado di distinguere le immagini delle regioni HII compatte dalle stelle, specialmente nelle galassie lontane. Anche in M31, nonostante attente ricerche, non ha trovato una sola nebulosa a emissione, anche se ora ne sono note 981. Questo è probabilmente il motivo per cui Hubble non ha pensato alla possibilità di tale confusione. Solo Baade, che ha fotografato M31 in diversi fasci e, in particolare, ha utilizzato lastre sensibili ai raggi rossi e filtri che tagliano la linea rossa dell'idrogeno Hα, è riuscito a trovarli. Sandage, riprendendo la galassia NGC 4321 = M100 nell'ammasso della Vergine in diversi fasci, ha scoperto che le regioni HII più luminose sono più luminose delle stelle più luminose di 1,8 m - questo è quanto Hubble ha sottovalutato il modulo di distanza, determinandolo dalle "stelle più luminose" . L'errore totale nei moduli di distanza accettati da Hubble è, quindi, di circa 4,0 m! Di conseguenza, secondo Sandage, la costante di Hubble dovrebbe essere compresa tra 50 e 100 (km/s)/Mpc. La ragione della restante incertezza, ha attribuito principalmente alla dispersione delle magnitudini assolute delle stelle più luminose. I risultati di Sandage hanno fatto sì che Hubble sottostimasse di 6-7 volte le distanze delle galassie lontane!

Nel 1968 Sandage determinò la costante di Hubble in modo diverso. Hubble ha anche stabilito che i membri più luminosi degli ammassi di galassie - galassie ellittiche giganti - hanno quasi la stessa magnitudine assoluta. È anche possibile costruire una relazione tra magnitudini apparenti e spostamento verso il rosso per esse (di seguito è riportato questo diagramma per 65 delle galassie più luminose negli ammassi, costruito da Sandage, Christian e Westphal nel 1976) e se determiniamo la luminosità di almeno una delle loro, questa dipendenza può essere utilizzata per determinare la costante di Hubble, proprio come ha fatto Hubble con le stelle più luminose. In questo caso è particolarmente importante che ora possiamo spingerci oltre incommensurabilmente: le galassie a grappolo più luminose sono più luminose delle stelle più luminose di 11 m -12 m! La luminosità della galassia più luminosa negli ammassi può essere determinata conoscendo la distanza di almeno un ammasso. L'ammasso ricco più vicino è l'ammasso della Vergine e Sandage ha utilizzato gli ammassi globulari nella galassia ellittica M87 per determinarne la distanza.

Assumendo inoltre, insieme a Sandage, che la luminosità degli ammassi stellari più luminosi nelle galassie ricche di essi sia la stessa, conoscendo il valore assoluto integrale dell'ammasso più luminoso della nostra Galassia (-9,7 m B, ω Centaur) e M31 (-9,8 m B, B282), oltre alla luminosità dell'ammasso più luminoso M87 (21,3 m V), otteniamo il modulo di distanza di M87 e dell'intero ammasso di galassie: mm\u003d 21,3 m +9,8 m \u003d 31,1 m. Ne consegue che la galassia più luminosa dell'Ammasso della Vergine (la galassia ellittica NGC 4472, che presenta anche un numero molto elevato di ammassi globulari) - e quindi le galassie più luminose di tutti gli ammassi in generale - ha una magnitudine assoluta di -21,7 m.

Conoscendo la magnitudine assoluta delle galassie e la dipendenza delle loro magnitudini apparenti dal redshift, è facile trovare la costante di Hubble. In questo modo, Sandage ha ricevuto nel 1968 il valore H=75 (km/s)/Mpc, che per lungo tempo è stato considerato il più probabile.

Tuttavia, in una serie di articoli pubblicati nel 1974-1975, A. Sandage e l'astronomo svizzero G. Tamman ottennero un valore di 55 (km/s)/Mpc per la costante di Hubble. Dopo aver determinato le distanze delle galassie del Gruppo Locale e del gruppo M81 utilizzando le Cefeidi, hanno ottenuto una relazione tra le dimensioni lineari delle regioni HII e la luminosità della loro galassia ospite. Usando questa dipendenza, hanno trovato le distanze di molte galassie irregolari ea spirale del campo dai diametri angolari delle regioni HII e hanno determinato la luminosità delle galassie a spirale giganti ScI, che possono essere distinte dal loro aspetto. Per 50 deboli galassie ScI, Sandage e Tamman hanno determinato le velocità radiali (tutte si sono rivelate superiori a 4000 km/s). Conoscendo i valori apparenti e assoluti, non è difficile ottenere la costante di Hubble.

Sandage e Tamman hanno insistito sul fatto che la costante di Hubble, con un errore di circa il 10%, è 50 (km/s)/kpc, mentre J. de Vaucouleurs, con lo stesso errore, ha ottenuto il valore H=95. Il numero magico 10% è indissolubilmente legato alle definizioni di questa costante; ricordo che Hubble ha determinato che era 535 (km/s)/kpc - e ha stimato l'errore esattamente al 10%... devo dire che la maggior parte degli astronomi ha ottenuto il valore H tra 75 e 100, e Sandage e Tamman erano quasi gli unici sostenitori di una scala a lunga distanza. Si sentono ancora echi di questa disputa, sebbene il possibile intervallo di valori per la costante di Hubble si sia ristretto.

Ciò è dovuto principalmente allo speciale programma di osservazione delle Cefeidi presso il telescopio spaziale Hubble. Sono state trovate e studiate in due dozzine di galassie, principalmente nell'ammasso della Vergine, e i metodi (Tally-Fisher, Supernovae Ia, ecc.) sono stati calibrati utilizzando le distanze di queste galassie, che consentono di determinare le distanze di galassie ancora più distanti galassie, per le quali si possono trascurare i loro valori casuali. Un gruppo di ricercatori, guidato dall'esperto di Cefeidi V. Fridman, ha ricevuto nel 2001 il valore H=72+/-7, e il gruppo di A.Sendage ha ricevuto nel 2000 il valore H=59+/-6. L'errore è stato nuovamente stimato da entrambi i gruppi esattamente del 10%!

6. Espansione dell'Universo

Il compito di determinare la costante di Hubble era così acuto, poiché la scala dell'Universo, la sua densità media e l'età dipendono dal suo valore. Estrapolando la recessione all'indietro delle galassie, arriviamo alla conclusione che sono state tutte raccolte una volta in un punto. Se l'espansione dell'Universo è avvenuta alla stessa velocità, allora il reciproco della costante di Hubble () ci permette di dire che questo momento T=0 si è verificato 13-19 ( H=50) o 7-10 ( H=100) miliardi di anni fa. Questa "età di espansione dell'Universo" con un valore minore della costante di Hubble, che Sandage ottiene invariabilmente, è sicuramente maggiore dell'età delle stelle più antiche, cosa che non si può dire del valore H=100. Tuttavia, ora il problema ha perso la sua acutezza, poiché ora non c'è dubbio che l'espansione dell'Universo procedesse a una velocità disuguale. La "costante" di Hubble è costante solo nello spazio, ma non nel tempo.

Recenti (2003) misurazioni satellitari dell'anisotropia CMB danno un valore di 71 (+4\-3) km/s\Mpc per la costante di Hubble, e 13.7+\-0.2 miliardi di anni per l'età dell'Universo (D. Spergel et al., astro-ph/0302209). I pessimisti credono ancora che sia meglio parlare dei valori di 45-90 per la costante di Hubble e dell'età dell'Universo a 14+\-1 miliardo di anni. I migliori dati terrestri (basati sui risultati di ampie indagini sul redshift delle galassie, le loro peculiari velocità e le supernove Ia - C.Odman et al., astro-ph/0405118) danno un valore di 57 (+15\- 14) km/s\ per la costante di Hubble Mpc.

Le indagini sulle supernovae di tipo Ia in galassie lontane, i cui primi risultati sono apparsi nel 1998, hanno segnato l'inizio di una nuova rivoluzione in cosmologia, descritta nel suddetto articolo di AD Chernin. Diciamo solo poche parole qui.

L'uso di SNIa come "candela standard" per determinare distanze molto grandi è diventato possibile grazie al lavoro di Yu.P. Pskovskii, svolto nel SAI negli anni '70. Si ritiene che la somiglianza della loro luminosità al massimo sia spiegata dal fatto che il fenomeno della supernova Ia si verifica in un sistema vicino, inclusa una nana bianca, su cui si accumula materia dal secondo componente.

Quando la massa di una nana bianca raggiunge il suo valore limite di 1,4 masse solari, si verifica un'esplosione che trasforma i suoi resti in una stella di neutroni.

La posizione delle supernove di tipo Ia sul diagramma di Hubble indica che l'espansione dell'universo sta accelerando nell'era moderna. Ciò è spiegato nel modo più naturale dal fatto che la pressione negativa del vuoto cosmico guida l'espansione degli ammassi di galassie. L'antigravità del vuoto significa che l'espansione dell'universo continuerà per sempre.

Se queste conclusioni della teoria sono corrette, in un'era precedente, l'espansione dell'Universo, al contrario, avrebbe dovuto essere più lenta, poiché rallentata dalla gravità della materia oscura. La sua densità è diventata inferiore alla densità del vuoto, secondo la teoria, 6-8 miliardi di anni fa, e in effetti, le poche supernove Ia più distanti indicano una lenta espansione. Recentemente, questa conclusione è stata confermata da dati completamente indipendenti dal satellite Chandra sul gas caldo osservato nella gamma dei raggi X in ammassi di galassie. Il rapporto tra la massa di questo gas e la massa della materia oscura deve essere lo stesso in tutti gli ammassi, e da questo si possono ricavare le distanze degli ammassi di galassie. Hanno dimostrato che la lenta espansione dell'Universo è stata sostituita da una accelerata 6 miliardi di anni fa.

Il predominio dell'antigravità del vuoto, secondo A.D. Chernin e i suoi colleghi, spiega anche il paradosso notato da A. Sandage nel 1972: l'espansione dell'Universo fu scoperta da Hubble in galassie che sembravano essere troppo vicine, la disomogeneità della loro distribuzione nello spazio e i movimenti gravitazionali associati a ciò dovrebbero spazzare via l'espansione complessiva. Dati recenti ottenuti da I.D. Karachentsev e dai suoi collaboratori al telescopio da 6 m del SAO RAS confermano che l'espansione isotropica dell'Universo inizia molto vicino a noi, immediatamente al di fuori del Gruppo Locale di galassie.

Quindi, i dati astronomici per la prima volta hanno permesso di determinare la densità energetica del vuoto; sono carichi di una nuova rivoluzione in fisica, perché il significato di questa densità è inspiegabile dalla teoria moderna.

7. Ai confini dell'universo

In conclusione, parliamo dei risultati della ricerca di oggetti con il massimo spostamento verso il rosso possibile. Ciò ha richiesto i più grandi telescopi e molte ore di esposizione. Per molti anni ci sono stati meno appassionati e grandi telescopi che dita su una mano. Con la messa in servizio di un telescopio da 200 pollici (nella figura - Hubble nella cabina di pilotaggio del fuoco principale di questo telescopio, una fotografia della fine degli anni '40), Humason fu in grado nel 1949 di misurare z.z=0.20 per una galassia dell'ammasso Hydra con v\u003d 17,3 m. Le linee del cielo notturno non hanno permesso per lungo tempo di ottenere un redshift per galassie più deboli e lontane, utilizzando le linee di assorbimento nel loro spettro. Secondo una singola linea di emissione, R. Minkowski nel 1960 trovò z.z=0.46 per la radiogalassia 3C295 ( v=19,9 m), che rimase a lungo un record per le galassie. Nel 1971, questo valore fu confermato da J. Oak dalle righe di assorbimento, avendo ottenuto una registrazione dello spettro di 3C295 utilizzando uno spettrometro a 32 canali e determinando il suo spostamento rispetto allo spettro standard con zero spostamento verso il rosso. Questo lavoro ha richiesto 8 ore di tempo con un telescopio da 200 pollici. Nel 1929, Humason impiegò 40 ore con un telescopio da 100 pollici per determinare il redshift di una galassia di otto magnitudini più luminosa.

Nel 1975, X. Spinrad, utilizzando un riflettore di 3 metri, trovò z.z=0.637 per la radiogalassia 3C123 -- s v\u003d 21,7 m. Diverse linee nello spettro di 3C123 sono state misurate da Spinrad utilizzando uno spettrometro a scansione ottica elettronica, accumulando fotoni da 7 ore di osservazioni in 4 notti.

Questa è una gigantesca galassia ellittica, quattro volte più potente nel raggio radio di Centaur A. Poi Sandage e i suoi collaboratori hanno scoperto z.z=0.53 per la radiogalassia 3C330. Alla fine, nel 1981, Spinrad, prendendo gli spettri delle radiogalassie, trovò z.z=1.050 per 3C13 e z.z=1,175 per 3C427; le esposizioni hanno nuovamente raggiunto le 40 ore, ma sono stati osservati oggetti che erano decine di migliaia di volte più deboli rispetto al 1929.

Le misurazioni di spostamenti verso il rosso estremamente grandi sono rimaste la sorte degli individui, fino a quando l'idea che, studiando l'Universo su scala estremamente ampia, comprendiamo la fisica che governa il micromondo, non si è impadronita delle masse...

L'astronomia ha iniziato a trasformarsi, mezzo secolo dopo la fisica, in una grande scienza in cui numerose squadre lavorano su installazioni gigantesche. Anche lo sviluppo dell'elettronica, che ha portato alla creazione di efficienti rilevatori di luce, ha svolto un ruolo enorme.

Per il telescopio anglo-australiano da 4 m è stato sviluppato un dispositivo che, utilizzando guide di luce, consente di ottenere contemporaneamente spettri in una regione di quattro gradi quadrati. Dei 250.000 redshift di galassie che si prevede di ottenere, 150.000 sono già stati misurati entro la primavera del 2001. 20 - 30 persone stanno partecipando a questa collaborazione. Più ambiziosi sono i compiti dello Sloan Numerical Sky Survey, per il quale è stato costruito un telescopio grandangolare da 3,5 m a spese del milionario Sloan. Il compito dell'indagine è misurare, sulla base della fotometria multicolore, i redshift di circa un milione di galassie su un quarto dell'area del cielo. Sono già coinvolti 150 astronomi di 11 istituti.

Tra le prime catture dello Sloan Survey c'è stata la scoperta nel 2001 di un quasar redshift z.z=6.28. Tuttavia, già l'anno prossimo questo record è stato battuto e il campione non era un quasar, ma una galassia. Come sappiamo, i quasar sono galassie con nuclei insolitamente luminosi e sono più facili da rilevare a distanze maggiori. È stato possibile correggere lo spostamento verso il rosso di una galassia ordinaria così distante, perché il flusso luminoso da essa è stato potenziato di 4,5 volte a causa dell'effetto della lente gravitazionale. Questa galassia, denominata HCM 6A, si trova a un minuto d'arco dal centro del massiccio ammasso di galassie Abell 370, che, essendo molto più vicino a noi, fungeva da lente gravitazionale. Grazie all'azione di questo telescopio naturale, è stato possibile con l'aiuto del telescopio Keck-II da 10 m sul Mauna Kea fissare lo spettro della galassia nella gamma dell'infrarosso. Ad una lunghezza d'onda di 9190 angstrom, è stata trovata una linea di emissione che è quasi certamente una linea Lyman-alfa spostata verso il rosso. z.z=6,56 dalla regione ultravioletta dello spettro.

Questa identificazione è stata confermata dalle osservazioni del vicino telescopio giapponese Subaru da 8 m, che hanno mostrato che il flusso nelle bande del lontano infrarosso è migliaia di volte più debole rispetto a questa linea di emissione, il che è coerente con la sua identificazione come linea Lyman-alfa.

Il record successivo è stato stabilito di recente con uno dei telescopi da 8 metri (VLT) dell'Osservatorio dell'Europa meridionale sul Monte Paranal in Cile. L'effetto della lente gravitazionale è stato utilizzato di nuovo: sono state cercate galassie deboli, visibili solo nella regione dell'infrarosso, vicino al centro del ricco ammasso compatto di galassie Abell 1835. In uno di questi oggetti, # 1916, è stata individuata un'unica linea forte trovato nello spettro, la cui identificazione con Lyman-alpha ha portato al redshift z.z=10.0. Altre possibili identificazioni sono respinte, perché in questo caso si dovrebbero osservare più righe forti nello spettro (R.Pello et al., astro-ph/0403025

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“Nel 1744 l'astronomo svizzero de Shezo e, indipendentemente da lui, nel 1826 Olbers formularono il seguente paradosso”, scrive T. Regge nel suo libro, “che portò alla crisi degli allora ingenui modelli cosmologici. Immagina che lo spazio intorno alla Terra sia infinito, eterno e immutabile, e che sia uniformemente pieno di stelle, e la loro densità sia mediamente costante. Utilizzando semplici calcoli, Szezo e Olbers hanno dimostrato che la quantità totale di luce inviata alla Terra dalle stelle deve essere infinita, motivo per cui il cielo notturno non sarà nero, ma, per usare un eufemismo, inondato di luce. Per sbarazzarsi del loro paradosso, hanno suggerito l'esistenza di vaste nebulose opache vaganti nello spazio, oscurando le stelle più lontane. In effetti, è impossibile uscire dalla situazione in questo modo: assorbendo la luce dalle stelle, le nebulose si riscalderebbero involontariamente ed emetterebbero esse stesse luce allo stesso modo delle stelle.

Quindi, se il principio cosmologico è vero, allora non possiamo accettare l'idea di Aristotele di un universo eterno e immutabile. Qui, come nel caso della relatività, la natura sembra preferire la simmetria nel suo sviluppo, piuttosto che l'immaginaria perfezione aristotelica.

Tuttavia, il colpo più grave all'inviolabilità dell'Universo è stato inferto non dalla teoria dell'evoluzione stellare, ma dai risultati delle misurazioni delle velocità di allontanamento delle galassie ottenute dal grande astronomo americano Edwin Hubble.

Hubble (1889-1953) nacque nella piccola città di Marshfield, Missouri, da John Powell Hubble, un agente assicurativo, e da sua moglie, Virginia Lee James. Edwin si interessò presto all'astronomia, probabilmente sotto l'influenza del nonno materno, che si costruì un piccolo telescopio.

Edwin si diplomò al liceo nel 1906. All'età di sedici anni, Hubble entrò all'Università di Chicago, che allora era una delle dieci migliori istituzioni educative degli Stati Uniti. L'astronomo F.R. Multon, autore della famosa teoria dell'origine del sistema solare. Ha avuto una grande influenza sull'ulteriore scelta di Hubble.

Dopo essersi laureato all'università, Hubble è riuscito a ottenere una borsa di studio Rhodes e ad andare in Inghilterra per tre anni per continuare la sua formazione. Tuttavia, invece delle scienze naturali, ha dovuto studiare legge a Cambridge.

Nell'estate del 1913 Edwin tornò in patria, ma non divenne mai avvocato. Hubble si sforzò per la scienza e tornò all'Università di Chicago, dove all'Osservatorio Yerk, sotto la guida del professor Frost, preparò una dissertazione per un dottorato di ricerca. Il suo lavoro era uno studio statistico di deboli nebulose a spirale in diverse parti del cielo e non era particolarmente originale. Ma anche allora, Hubble condivideva l'opinione che "le spirali sono sistemi stellari a distanze spesso misurate in milioni di anni luce".

A quel tempo, un grande evento si stava avvicinando all'astronomia: l'Osservatorio di Mount Wilson, guidato dal notevole organizzatore della scienza D.E. Hale, si stava preparando a commissionare il telescopio più grande: un riflettore da cento pollici (250 cm - Circa Aut.). Tra gli altri, Hubble ha ricevuto un invito a lavorare all'osservatorio. Tuttavia, nella primavera del 1917, quando stava completando la sua dissertazione, gli Stati Uniti entrarono nella prima guerra mondiale. Il giovane scienziato declinò l'invito e si arruolò volontario nell'esercito. Come parte dell'American Expeditionary Force, il maggiore Hubble finì in Europa nell'autunno del 1918, poco prima della fine della guerra, e non ebbe il tempo di prendere parte alle ostilità. Nell'estate del 1919 Hubble si smobilitò e si affrettò a Pasadena per accettare l'invito di Hale.

All'osservatorio, Hubble iniziò a studiare le nebulose, concentrandosi prima sugli oggetti visibili nella banda della Via Lattea.

Nell'antologia "Book of Primary Sources on Astronomy and Astrophysics, 1900-1975" di K. Lang e O. Gingerich (USA), che ha riprodotto le ricerche più straordinarie di tre quarti del XX secolo, sono collocate tre opere di Hubble, e il primo è un lavoro sulla classificazione delle nebulose extragalattiche. Le altre due riguardano la determinazione della natura di queste nebulose e la scoperta della legge del redshift.

Nel 1923, Hubble iniziò a osservare la nebulosa nella costellazione di Andromeda con riflettori da 60 e 100 pollici. Lo scienziato ha concluso che la grande nebulosa di Andromeda è davvero un altro sistema stellare. Hubble ha ottenuto gli stessi risultati per la nebulosa MOS 6822 e la nebulosa Triangulum.

Anche se un certo numero di astronomi venne presto a conoscenza della scoperta di Hubble, l'annuncio ufficiale fu fatto solo il 1 gennaio 1925, quando G. Ressel lesse il rapporto di Hubble al congresso dell'American Astronomical Society. Il famoso astronomo D. Stebbins ha scritto che il rapporto Hubble “ha centuplicato il volume del mondo materiale e ha definitivamente risolto la lunga disputa sulla natura delle spirali, dimostrando che si tratta di giganteschi ammassi di stelle, di dimensioni quasi paragonabili alla nostra Galassia .” Ora l'Universo è apparso davanti agli astronomi come uno spazio pieno di isole stellari: le galassie.

Già una constatazione della vera natura delle nebulose ha determinato il posto di Hubble nella storia dell'astronomia. Ma un risultato ancora più straordinario è toccato a lui: la scoperta della legge del redshift.

Gli studi spettrali delle "nebulose" a spirale ed ellittiche furono avviati nel 1912 sulla base di tali considerazioni1, se esse si trovano realmente al di fuori della nostra Galassia, allora non partecipano alla sua rotazione e quindi le loro velocità radiali indicheranno il moto del Sole . Ci si aspettava che queste velocità fossero dell'ordine di 200-300 chilometri al secondo, cioè che corrispondessero alla velocità del Sole intorno al centro della Galassia.

Nel frattempo, con poche eccezioni, le velocità radiali delle galassie si sono rivelate molto più elevate: sono state misurate in migliaia e decine di migliaia di chilometri al secondo.

A metà gennaio 1929, negli Atti della National Academy of Sciences degli Stati Uniti, Hubble presentò una breve nota intitolata "Sulla relazione tra distanza e velocità radiale delle nebulose extragalattiche". A quel tempo, Hubble aveva già la capacità di abbinare la velocità di una galassia con la sua distanza per 36 oggetti. Si è scoperto che queste due quantità sono correlate dalla condizione di proporzionalità diretta: la velocità è uguale alla distanza moltiplicata per la costante di Hubble.

Questa espressione è chiamata legge di Hubble. Lo scienziato nel 1929 determinò il valore numerico della costante di Hubble a 500 km / (s x Mpc). Tuttavia, ha commesso un errore nello stabilire le distanze delle galassie. Dopo ripetute correzioni e perfezionamenti di queste distanze, il valore numerico della costante di Hubble è ora considerato pari a 50 km/(s x Mpc).

L'Osservatorio di Mount Wilson iniziò a determinare le velocità radiali di galassie sempre più distanti. Nel 1936, M. Humason pubblicò dati per cento nebulose. Una velocità record di 42.000 chilometri al secondo è stata registrata da un membro di un lontano ammasso di galassie nell'Orsa Maggiore. Ma questo era già il limite del telescopio da 100 pollici. Erano necessari strumenti più potenti.

"È possibile affrontare la questione dell'espansione di Hubble del cosmo utilizzando immagini più familiari e intuitive", afferma T. Regge. - Ad esempio, immaginiamo soldati allineati su un quadrato con un intervallo di 1 metro. Si dia quindi il comando di allontanare le file in un minuto in modo che questo intervallo aumenti a 2 metri. Indipendentemente da come viene eseguito il comando, la velocità relativa di due soldati in piedi uno accanto all'altro sarà di 1 m/min, e la velocità relativa di due soldati in piedi a una distanza di 100 metri l'uno dall'altro sarà di 100 m/min, se teniamo conto che la distanza tra loro aumenterà da 100 a 200 metri. Pertanto, la velocità di rimozione reciproca è proporzionale alla distanza. Si noti che dopo l'espansione della serie rimane valido il principio cosmologico: le “galassie-soldati” sono ancora uniformemente distribuite e si conservano le stesse proporzioni tra le diverse distanze reciproche.

L'unico inconveniente del nostro confronto è che in pratica uno dei soldati sta sempre immobile al centro del quadrato, mentre gli altri si disperdono a velocità tanto maggiori quanto maggiore è la distanza da essi al centro. Nello spazio, tuttavia, non ci sono pietre miliari rispetto alle quali poter effettuare misurazioni assolute della velocità; Siamo privati ​​​​di tale opportunità dalla teoria della relatività: ognuno può confrontare il proprio movimento solo con il movimento di chi gli cammina accanto, e allo stesso tempo gli sembrerà che stiano scappando da lui.

Vediamo, quindi, che la legge di Hubble assicura che il principio cosmologico rimanga immutato in ogni momento, e questo ci conferma nell'opinione che sia la legge che il principio stesso sono effettivamente validi.

Un altro esempio di immagine intuitiva è l'esplosione di una bomba; in questo caso, più veloce vola il frammento, più lontano volerà. Un attimo dopo l'esplosione stessa, vediamo che i frammenti sono distribuiti secondo la legge di Hubble, cioè le loro velocità sono proporzionali alle loro distanze. Qui, tuttavia, il principio cosmologico viene violato, perché se ci allontaniamo abbastanza dal luogo dell'esplosione, non vedremo alcun frammento. Viene così suggerito il termine più famoso della cosmologia moderna "big bang". Secondo queste idee, circa 20 miliardi di anni fa, tutta la materia dell'Universo fu raccolta in un punto, da cui iniziò la rapida espansione dell'Universo alle dimensioni moderne.

La legge di Hubble è stata quasi immediatamente riconosciuta dalla scienza. L'importanza della scoperta di Hubble fu molto apprezzata da Einstein. Nel gennaio 1931 scrisse: "Le nuove osservazioni di Hubble e Humason riguardo al redshift... rendono plausibile che la struttura generale dell'universo non sia stazionaria".

La scoperta di Hubble ha finalmente distrutto l'idea che esisteva fin dai tempi di Aristotele su un Universo statico e irremovibile. Attualmente, la legge di Hubble viene utilizzata per determinare le distanze di galassie e quasar distanti.

CLASSIFICAZIONE DELLE GALASSIE

La storia della "scoperta" del mondo delle galassie è molto istruttiva. Più di duecento anni fa, Herschel costruì il primo modello della Galassia, sottostimandone le dimensioni di quindici volte. Studiando numerose nebulose, la cui varietà di forme ha scoperto per la prima volta, Herschel è giunto alla conclusione che alcune di esse sono sistemi stellari distanti "del tipo del nostro sistema stellare". Ha scritto: "Non trovo necessario ripetere che i cieli sono costituiti da aree in cui i soli sono raccolti in sistemi". E ancora una cosa: "... queste nebulose possono anche essere chiamate le Vie Lattee - con una lettera minuscola, in contrasto con il nostro sistema".

Tuttavia, alla fine, lo stesso Herschel ha assunto una posizione diversa riguardo alla natura delle nebulose. E non è stato un caso. Dopotutto, è riuscito a dimostrare che la maggior parte delle nebulose da lui scoperte e osservate non sono costituite da stelle, ma da gas. È giunto a una conclusione molto pessimistica: "Tutto al di fuori del nostro sistema è avvolto nell'oscurità dell'ignoto".

L'astronomo inglese Agnes Clarke scrisse in The System of the Stars nel 1890: "È sicuro affermare che nessuno scienziato competente, avendo tutte le prove disponibili, sarà dell'opinione che anche una sola nebulosa sia un sistema stellare di dimensioni paragonabili a Milky modo. È stato praticamente stabilito che tutti gli oggetti osservati nel cielo (sia stelle che nebulose) appartengono a un enorme aggregato "...

La ragione di questo punto di vista è che per molto tempo gli astronomi non sono stati in grado di determinare le distanze di questi sistemi stellari. Quindi, dalle misurazioni effettuate nel 1907, ne sarebbe derivato che la distanza dalla Nebulosa di Andromeda non superava i 19 anni luce. Quattro anni dopo, gli astronomi sono giunti alla conclusione che questa distanza è di circa 1600 anni luce. In entrambi i casi si è creata l'impressione che la suddetta nebulosa si trovi effettivamente nella nostra Galassia.

Negli anni venti del secolo scorso tra gli astronomi Shapley e Curtis scoppiò una feroce disputa sulla natura della Galassia e di altri oggetti visibili con i telescopi. Tra questi oggetti c'è la famosa Nebulosa di Andromeda (M31), che è visibile solo ad occhio nudo come una stella di quarta magnitudine, ma si dispiega in una maestosa spirale se osservata attraverso un grande telescopio. A questo punto, in alcune di queste nebulose erano state registrate esplosioni di nuove stelle. Curtis ha suggerito che, alla massima luminosità, queste stelle irradiano la stessa quantità di energia delle nuove stelle nella nostra Galassia. Quindi, ha scoperto che la distanza dalla nebulosa di Andromeda è di 500.000 anni luce. Ciò ha dato a Curtis motivo per sostenere che le nebulose a spirale sono universi stellari distanti come la Via Lattea. Shapley non era d'accordo con questa conclusione e anche il suo ragionamento era abbastanza logico.

Secondo Shapley, l'intero Universo è costituito da una delle nostre Galassia, e le nebulose a spirale come M31 sono oggetti più piccoli sparsi all'interno di questa Galassia, come uvetta in una torta.

Supponiamo, disse, che la Nebulosa di Andromeda abbia le stesse dimensioni della nostra Galassia (300.000 anni luce, secondo lui). Quindi, conoscendo le sue dimensioni angolari, scopriamo che la distanza di questa nebulosa è di 10 milioni di anni luce! Ma poi non si capisce perché le nuove stelle osservate nella Nebulosa di Andromeda abbiano una luminosità maggiore che nella nostra Galassia. Se la luminosità delle nuove in questa "nebulosa" e nella nostra Galassia è la stessa, ne consegue che la Nebulosa di Andromeda è 20 volte più piccola della nostra Galassia.

Curtis, al contrario, credeva che M31 fosse una galassia insulare indipendente, non inferiore in dignità alla nostra Galassia e distante da essa diverse centinaia di migliaia di anni luce. La creazione di grandi telescopi e il progresso dell'astrofisica portarono al riconoscimento della correttezza di Curtis. Le misurazioni di Shapley si sono rivelate sbagliate. Ha notevolmente sottovalutato la distanza dalla M31. Anche Curtis, però, si sbagliava: ormai si sa che la distanza da M31 è di oltre due milioni di anni luce.

La natura delle nebulose a spirale fu finalmente stabilita da Edwin Hubble, che alla fine del 1923 scoprì la prima Cefeide nella Nebulosa di Andromeda, e presto molte altre Cefeidi. Stimando le loro magnitudini e periodi apparenti, Hubble ha scoperto che la distanza di questa "nebulosa" è di 900.000 anni luce. Così è stata finalmente stabilita l'appartenenza delle "nebulose" a spirale al mondo dei sistemi stellari come la nostra Galassia.

Se parliamo delle distanze da questi oggetti, allora dovevano ancora essere chiariti e rivisti. Quindi, in effetti, la distanza dalla galassia M 31 in Andromeda è di 2,3 milioni di anni luce.

Il mondo delle galassie si è rivelato sorprendentemente enorme. Ma ancora più sorprendente è la diversità delle sue forme.

La prima e piuttosto riuscita classificazione delle galassie in base al loro aspetto fu già intrapresa da Hubble nel 1925. Ha proposto di attribuire le galassie a uno dei seguenti tre tipi: 1) ellittico (indicato con la lettera E), 2) a spirale (S) e 3) irregolare (1 g).

Quelle galassie sono state classificate come ellittiche, che hanno la forma di cerchi regolari o ellissi e la cui luminosità diminuisce gradualmente dal centro verso la periferia. Questo gruppo è suddiviso in otto sottotipi da EO a E7 man mano che aumenta l'apparente contrazione della galassia. Le galassie lenticolari SO sono simili ai sistemi ellittici altamente oblati, ma hanno un nucleo stellare centrale ben definito.

Le galassie a spirale, a seconda del grado di sviluppo delle spirali, sono suddivise nelle sottoclassi Sa, Sb e Sc. Nelle galassie di tipo Sa la componente principale è il nucleo, mentre le spirali sono ancora debolmente espresse. Il passaggio alla sottoclasse successiva è una dichiarazione del fatto del crescente sviluppo delle spirali e della diminuzione della dimensione apparente del nucleo.

Parallelamente alle normali galassie a spirale, esistono anche i cosiddetti sistemi a spirale incrociata (SB). Nelle galassie di questo tipo, un nucleo centrale molto luminoso è attraversato in diametro da una banda trasversale. Dalle estremità di questo ponte iniziano i rami a spirale e, a seconda del grado di sviluppo delle spirali, queste galassie sono suddivise nei sottotipi SBa, SBb e SBc.

Le galassie irregolari (Ir) sono oggetti che non hanno un nucleo chiaramente definito e non hanno simmetria rotazionale. I loro rappresentanti tipici sono le Nubi di Magellano.

"L'ho usato per 30 anni", scrisse in seguito il famoso astronomo Walter Baade, "e sebbene abbia cercato ostinatamente oggetti che non potessero davvero entrare nel sistema Hubble, il loro numero si è rivelato così insignificante che posso contarli sul dita." La classificazione Hubble continua a servire la scienza e tutte le successive modifiche della creatura non l'hanno influenzata.

Per qualche tempo si è creduto che questa classificazione avesse un significato evolutivo, cioè che le galassie "si muovano" lungo il "diapason" di Hubble, cambiando successivamente la loro forma. Questa visione è ora considerata errata.

Tra le diverse migliaia di galassie più luminose, ci sono il 17% ellittico, l'80% spirale e circa il 3% irregolare.

Nel 1957, l'astronomo sovietico B.A. Vorontsov-Velyaminov ha scoperto l'esistenza di "galassie interagenti" - galassie collegate da "barre", "code", nonché "forme gamma", ad es. galassie in cui una spirale "si attorciglia", mentre l'altra "si svolge". Successivamente sono state scoperte galassie compatte, la cui dimensione è di soli 3000 anni luce circa, e sistemi stellari isolati nello spazio con un diametro di soli 200 anni luce. Nel loro aspetto, praticamente non differiscono dalle stelle della nostra Galassia.

Il Nuovo Catalogo Generale (NOC) contiene un elenco di circa diecimila galassie, insieme alle loro caratteristiche più importanti (luminosità, forma, distanza, ecc.) - e questa è solo una piccola frazione dei dieci miliardi di galassie che sono in linea di principio distinguibili dalla Terra. Un gigante favoloso, capace di coprire cento o due milioni di anni luce, guardando l'Universo, vedrebbe che è pieno di nebbia cosmica, di cui le galassie sono goccioline. A volte ci sono ammassi di migliaia di galassie raggruppate insieme. Uno di questi ammassi giganti si trova nella costellazione della Vergine.

Un tempo, la legge di Hubble ha rivoluzionato l'astronomia professionale. All'inizio del XX secolo, l'astronomo americano Edwin Hubble ha dimostrato che il nostro Universo non è statico, come sembrava prima, ma è in continua espansione.

Costante di Hubble: dati da vari veicoli spaziali

La legge di Hubble è una formula fisica e matematica che dimostra che il nostro Universo è costante. Inoltre, l'espansione dello spazio esterno, in cui si trova anche la nostra galassia Via Lattea, è caratterizzata da uniformità e isotropia. Cioè, il nostro universo si sta espandendo ugualmente in tutte le direzioni. La formulazione della legge di Hubble dimostra e descrive non solo la teoria dell'espansione dell'Universo, ma anche l'idea principale della sua origine: la teoria.

Molto spesso nella letteratura scientifica, la legge di Hubble si trova nella seguente formulazione: v=H0*r. In questa formula, v indica la velocità della galassia, H0 è il fattore di proporzionalità che mette in relazione la distanza dalla Terra all'oggetto spaziale con la velocità della sua rimozione (questo coefficiente è anche chiamato "costante di Hubble"), r è la distanza dalla galassia.

In alcune fonti c'è un'altra formulazione della legge di Hubble: cz=H0*r. Qui c agisce come la velocità della luce e z simboleggia il redshift - lo spostamento delle linee spettrali degli elementi chimici verso il lato rosso dello spettro a lunghezza d'onda lunga mentre si allontanano. Altre formulazioni di questa legge si possono trovare nella letteratura fisico-teorica. Tuttavia, la differenza nelle formulazioni non cambia l'essenza della legge di Hubble, e la sua essenza sta nella descrizione del fatto che la nostra si espande continuamente in tutte le direzioni.

Scoperta del diritto

L'età e il futuro dell'universo possono essere determinati misurando la costante di Hubble

Un prerequisito per la scoperta della legge di Hubble era una serie di osservazioni astronomiche. Così, nel 1913, l'astrofisico americano Weil Slider scoprì che molti altri enormi oggetti spaziali si muovono ad alta velocità rispetto al sistema solare. Ciò ha dato allo scienziato motivo di presumere che la nebulosa non sia sistemi planetari che si formano nella nostra galassia, ma stelle nascenti che si trovano al di fuori della nostra galassia. Ulteriori osservazioni delle nebulose hanno mostrato che non sono solo altri mondi galattici, ma si allontanano costantemente da noi. Questo fatto ha dato alla comunità astronomica l'opportunità di presumere che l'universo sia in continua espansione.

Nel 1927, l'astronomo belga Georges Lemaitre stabilì sperimentalmente che le galassie nell'universo si stanno allontanando l'una dall'altra nello spazio. Nel 1929, lo scienziato americano Edwin Hubble, utilizzando un telescopio di 254 cm, scoprì che l'universo si sta espandendo e le galassie nello spazio si stanno allontanando l'una dall'altra. Usando le sue osservazioni, Edwin Hubble formulò una formula matematica che fino ad oggi descrive accuratamente il principio dell'espansione dell'Universo, ed è di grande importanza sia per l'astronomia teorica che pratica.

La legge di Hubble: applicazione e implicazioni per l'astronomia

La legge di Hubble è di grande importanza per l'astronomia. È ampiamente utilizzato dagli scienziati moderni come parte della creazione di varie teorie scientifiche, nonché nell'osservazione di oggetti spaziali.

Il significato principale della legge di Hubble per l'astronomia è che conferma il postulato: l'Universo è in continua espansione. Allo stesso tempo, la legge di Hubble funge da ulteriore conferma della teoria del Big Bang, perché, secondo gli scienziati moderni, è stato il Big Bang a servire da impulso per l'espansione della "materia" dell'Universo.

La legge di Hubble ha anche chiarito che l'universo si sta espandendo allo stesso modo in tutte le direzioni. In qualunque punto dello spazio esterno l'osservatore non si trovi, se si guarda intorno, noterà che tutti gli oggetti intorno a lui si stanno ugualmente allontanando da lui. Questo fatto può essere espresso con maggior successo da una citazione del filosofo Nicola Cusano, che, nel XV secolo, disse: "Ogni punto è il centro dell'Universo Infinito".

Con l'aiuto della legge di Hubble, gli astronomi moderni possono, con un alto grado di probabilità, calcolare la posizione delle galassie e degli ammassi di galassie nel futuro. Allo stesso modo, può essere utilizzato per calcolare la posizione stimata di qualsiasi oggetto nello spazio dopo un certo periodo di tempo.

1. Il reciproco della costante di Hubble è di circa 13,78 miliardi di anni. Questo valore indica quanto tempo è passato dall'inizio dell'espansione dell'Universo, e quindi, molto probabilmente indica la sua età.
2. Molto spesso, la legge di Hubble viene utilizzata per determinare le distanze esatte degli oggetti nello spazio.

3. La legge di Hubble determina la distanza da noi a galassie lontane. Per quanto riguarda le galassie più vicine a noi, qui il suo effetto non è così pronunciato. Ciò è dovuto al fatto che queste galassie, oltre alla velocità associata all'espansione dell'Universo, hanno anche una propria velocità. A questo proposito, possono sia allontanarsi da noi che avvicinarsi a noi. Ma, in generale, la legge di Hubble è rilevante per tutti gli oggetti spaziali dell'Universo.