Astronomi

Hubble Yasası + Doppler Etkisi ile Yardım.

Hubble Yasası + Doppler Etkisi ile Yardım.



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Aşağıdaki grafikle ilgili bir sorum olacaktı. Doppler etkisi ile ilgili olarak verilen veriler hakkında hangi matematiksel gözlem veya denklem yapılabilir? Bu, gezegenlerin bizden üstel bir hızla uzaklaştıkları anlamına mı geliyor? Bu galaksiler maviye kaymış gibi görünür mü? Her türlü yardım için şimdiden teşekkür ederiz.


  1. Kalsiyum H ve K çizgilerinin laboratuvar dalga boylarına bakın

  2. H ve K çizgilerinin gözlenen dalga boylarının ima ettiği kırmızıya kaymayı hesaplayın. $$ v/c = (lambda - lambda_0)/lambda_0,$$ burada $v$ ima edilen durgunluk hızı, $c$ ışık hızı, $lambda$ gözlemlenen dalga boyu ve $lambda_0 $ laboratuvar dalga boyudur.

  3. Durgunluk hızına karşı mesafeyi çizin ve ne elde ettiğinizi görün.

  4. Hubble kırmızıya kayma-mesafe ilişkisi hakkında bilgi edinin.


Hubble#039s Yasası ve Doppler Kayması

(a) Hızı Dünya'ya göre ##c## olan bir galaksi ne kadar uzakta olabilir? Dünya'dan gözlemlenebilir mi?

(b) Aynı soruları (Doppler Etkisi dahil) kendi için ##v(r) = 1.1c## olan varsayımsal bir galaksi için düşünün. İlgili Denklemler: $v left( r ight) = alpha r$

##alpha = 2.18 cdot 10^ <-18> ext< sn>^<-1>## nerede

Wikipedia'ya göre gözlemlenebilir evrenin yarıçapı ##4.65 cdot 10^ <10> ext< ışıkyılı>##

(a) Hızı Dünya'ya göre ##c## olan bir galaksi ne kadar uzakta olabilir? Dünya'dan gözlemlenebilir mi?

Yani Evet, galaksi Dünya'dan görülebilir. Bununla birlikte, kitabın arkasındaki cevaplar öyle olmadığını gösteriyor (doğru cevap: Hayır). Bununla birlikte, (a) bölümü için sayısal cevabım kitabın arkasına göre doğrudur. Kitap yayınlandığında 1968'de gözlemlenebilir evrenin daha küçük olması mümkün mü? 1968'de ne olduğunu bulamıyorum? Yoksa wiki'de kullanılan/başvurulan yöntem, söz konusu olandan farklı mı?

(b) Aynı soruları (Doppler Etkisi dahil) ##v(r) = 1.1c## olan varsayımsal bir galaksi için düşünün.

Dürüst olmak gerekirse, bunu Doppler Etkisini hesaba katarak nasıl yapacağımı bilmiyorum ama işte Doppler Etkisini hesaba katmadan elde ettiğim şey (kısım (a)'daki yaklaşımı kullanarak). Dalga boyu veya frekanstan bahsedilmiyor, bu yüzden Doppler Etkisinin bununla nasıl bir ilgisi olduğunu anlamıyorum.


Kayboldum. (b) bölümünün öncülünü bile anlamıyorum.

Düzenleme: Lateks yapacağım ve fotoğraf çekip yayınlayacağım çünkü forumdaki lateks berbat görünüyor.


Prof. Boerner's Keşifleri

Gerald Boerner tarafından düzenlendi

Yorum:

Edwin Hubble, herkesin bildiği bir kelime olmayabilir, ancak çoğu okul çocuğu, onun adını taşıyan Uzay Teleskobu'nu duymuştur. Optikte bir tür "gözlük" gerektiren bir hatanın düzeltilmesi için özel bir mekik görevi gerektiren bu cihazın gerekliliğini muhtemelen duymuşuzdur. Ve gerçekten de sonucu düzeltin!

Hubble Uzay teleskobu, Edwin Hubble'ın 1953'teki ölümünden yıllar sonra tasarlanırken, O, “Büyük Patlama”da yaratılmasından kaynaklanan genişleyen bir evren kavramıyla tanınıyordu. Gelecekteki katkıları, Hubble Yasası haline gelen rengin “kırmızıya kaymasına” dayanan, yayılan renkle ilgili genişleme hızını içeriyordu. Stephen Hawking şunu gözlemler: Hubble'ın "Evrenin genişlediğini keşfetmesi, 20. yüzyılın en büyük entelektüel devrimlerinden biriydi..&alıntı

Zamanının en büyük iki teleskopu üzerinde çalışmasına rağmen, Hooker Teleskobu, Mt. Wilson ve Palomar Dağı'ndaki Hale Teleskobu. Bu kapsamların ikisi de o sırada mevcut olan en iyi optikleri temsil ediyordu. Ancak Güney Kaliforniya'daki atmosfer koşulları, fotoğraf filmlerinin görülebildiği görüntüleri engelledi ve kameralar, gereken son derece zayıf görüntüleri kaydetmek için gereken inceliğe henüz ulaşmamıştı. Hubble Uzay Teleskobu, aşağıdaki görüntüde de görülebileceği gibi bu atmosferik durumu çözdü.

Hubble'ın en ünlü görüntülerinden biri olan Yaratılış Sütunları
Kartal Bulutsusu'nda oluşan yıldızları gösterir

Size kolaylık sağlamak için Hubble'ın kavramlarını gösteren birkaç YouTube videosu ekledik. Lütfen Adobe Flash'a ihtiyaç duyduklarını görmek için zaman ayırın, bu nedenle iPad kullananlar niyet bunlara başka bir bilgisayardan erişmeniz gerekebilir. Bir iPad'de test edildiler ve iyi oynadılar.

Öyleyse Edwin Hubble'ın keşfine geçelim…  GLB

Bu Tanıtım Yorumlarının telif hakları:
Telif Hakkı©2010 — Gerald Boerner — Tüm Hakları Saklıdır

[ 3742 Kelime ]
    

İlgili Alıntılar EDWIN POWELL HUBBLE

"Büyük spiraller', görünüşe göre yıldız sistemimizin dışında bulunuyor."
— Edwin Powell Hubble

"Astronomi tarihi, uzaklaşan ufukların tarihidir."
— Edwin Powell Hubble

“Beş duyusu ile donanmış insan, etrafındaki evreni keşfeder ve maceraya Bilim adını verir.”
— Edwin Powell Hubble


İçindekiler

Hubble gözlemlerini yapmadan on yıl önce, birkaç fizikçi ve matematikçi, Einstein'ın genel görelilik alan denklemlerini kullanarak genişleyen bir evren için tutarlı bir teori oluşturmuştu. En genel ilkeleri evrenin doğasına uygulamak, o zamanlar yaygın olan statik bir evren kavramıyla çelişen dinamik bir çözüm sağladı.

Slipher'ın gözlemleri

1912'de Vesto Slipher, bir "sarmal bulutsu"nun (sarmal gökadalar için artık kullanılmayan terim) ilk Doppler kaymasını ölçtü ve kısa süre sonra bu tür bulutsuların neredeyse tamamının Dünya'dan uzaklaştığını keşfetti. Bu gerçeğin kozmolojik sonuçlarını kavrayamadı ve aslında o zamanlar bu bulutsuların Samanyolu'muzun dışındaki "ada evrenleri" olup olmadığı oldukça tartışmalıydı. [19] [20]

FLRW denklemleri Düzenle

1922'de Alexander Friedmann, Friedmann denklemlerini Einstein'ın alan denklemlerinden türeterek, evrenin denklemlerle hesaplanabilen bir hızda genişleyebileceğini gösterdi. [21] Friedmann tarafından kullanılan parametre bugün ölçek faktörü olarak bilinir ve Hubble yasasının orantı sabitinin bir ölçekte değişmez biçimi olarak kabul edilebilir. Georges Lemaître, aşağıdaki bölümde tartışılan 1927 tarihli makalesinde bağımsız olarak benzer bir çözüm buldu. Friedmann denklemleri, belirli bir yoğunluk ve basınca sahip bir akışkan için Einstein'ın alan denklemlerine homojen ve izotropik bir evren metriğinin eklenmesiyle türetilir. Bu genişleyen uzay-zaman fikri, sonunda kozmolojinin Big Bang ve Durağan Durum teorilerine yol açacaktır.

Lemaître denklemi

1927'de, Hubble'ın kendi makalesini yayınlamasından iki yıl önce, Belçikalı rahip ve astronom Georges Lemaître, şu anda Hubble yasası olarak bilinen şeyi türeten araştırmaları yayınlayan ilk kişiydi. Kanadalı astronom Sidney van den Bergh'e göre, "Lemaître tarafından evrenin genişlemesinin 1927'deki keşfi, düşük etkili bir dergide Fransızca olarak yayınlandı. Bu makalenin 1931'de yüksek etkili İngilizce çevirisinde kritik bir denklem değiştirildi. şimdi Hubble sabiti olarak bilinen şeye atıfta bulunmayarak." [22] Tercüme edilen yazıda yapılan değişikliklerin Lemaître'nin kendisi tarafından yapıldığı artık bilinmektedir. [10] [23]

Evrenin şekli Düzenle

Modern kozmolojinin ortaya çıkmasından önce, evrenin boyutu ve şekli hakkında hatırı sayılır bir konuşma vardı. 1920'de Harlow Shapley ve Heber D. Curtis arasında bu konu üzerine Shapley-Curtis tartışması yaşandı. Shapley, Samanyolu galaksisinin büyüklüğünde küçük bir evren için tartıştı ve Curtis, evrenin çok daha büyük olduğunu savundu. Sorun, Hubble'ın geliştirilmiş gözlemleriyle önümüzdeki on yılda çözüldü.

Samanyolu'nun dışındaki Sefeid değişken yıldızları

Edwin Hubble, profesyonel astronomik gözlem çalışmalarının çoğunu, o zamanlar dünyanın en güçlü teleskopuna ev sahipliği yapan Mount Wilson Gözlemevi'nde [24] yaptı. "Sarmal bulutsular" içindeki Cepheid değişken yıldızlarına ilişkin gözlemleri, bu nesnelere olan mesafeleri hesaplamasını sağladı. Şaşırtıcı bir şekilde, bu nesnelerin onları Samanyolu'nun oldukça dışına yerleştiren mesafelerde olduğu keşfedildi. çağrılmaya devam ettiler bulutsuve sadece yavaş yavaş bu terimin galaksiler yerini aldı.

Kırmızıya kaymaları mesafe ölçümleriyle birleştirme Düzenle

Hubble yasasında görünen parametreler, hızlar ve mesafeler doğrudan ölçülmez. Gerçekte, diyelim ki uzaklığı ve kırmızıya kayması hakkında bilgi sağlayan bir süpernova parlaklığı belirliyoruz. z = ∆λ/λ radyasyon spektrumunun bir parçasıdır. Hubble ilişkili parlaklık ve parametre z.

Galaksi uzaklıkları ölçümlerini Vesto Slipher ve Milton Humason'ın galaksilerle ilişkili kırmızıya kayma ölçümleriyle birleştiren Hubble, bir nesnenin kırmızıya kayması ile uzaklığı arasında kaba bir orantılılık keşfetti. Kayda değer bir dağılım olmasına rağmen (artık kendine özgü hızlardan kaynaklandığı biliniyor - 'Hubble akışı', durgunluk hızının yerel özgün hızlardan daha büyük olduğu yeterince uzaktaki uzay bölgesini belirtmek için kullanılıyor), Hubble bir grafik çizebildi. incelediği 46 gökadadan gelen eğilim çizgisini inceler ve Hubble sabiti için 500 km/s/Mpc'lik bir değer elde eder (uzaklık kalibrasyonlarındaki hatalardan dolayı şu anda kabul edilen değerden çok daha yüksek ayrıntılar için kozmik mesafe merdivenine bakın).

Hubble yasasının keşfi ve geliştirilmesi sırasında, kırmızıya kayma olgusunu özel görelilik bağlamında bir Doppler kayması olarak açıklamak ve kırmızıya kaymayı ilişkilendirmek için Doppler formülünü kullanmak kabul edilebilirdi. z hız ile. Bugün, genel görelilik bağlamında, uzak nesneler arasındaki hız, kullanılan koordinatların seçimine bağlıdır ve bu nedenle, kırmızıya kayma, genişleyen uzaydan dolayı bir Doppler kayması veya kozmolojik bir kayma (veya yerçekimi) veya bazı nedenlerden dolayı eşit olarak tanımlanabilir. ikisinin kombinasyonu. [28]

Hubble diyagramı Düzenle

Hubble yasası, bir nesnenin hızının (kırmızıya kayma ile yaklaşık olarak orantılı olduğu varsayılır) gözlemciden uzaklığına göre çizildiği bir "Hubble diyagramında" kolayca tasvir edilebilir. [29] Bu diyagramdaki düz bir pozitif eğim çizgisi, Hubble yasasının görsel tasviridir.

Kozmolojik sabit terk edilmiş

Hubble'ın keşfi yayınlandıktan sonra, Albert Einstein, evrenin doğru durumu olduğunu düşündüğü statik bir çözüm üretmelerine izin vermek için genel görelilik denklemlerini değiştirmek için tasarladığı kozmolojik sabit üzerindeki çalışmalarını terk etti. Einstein denklemleri en basit form modellerinde ya genişleyen ya da küçülen bir evren oluşturdu, bu nedenle Einstein'ın kozmolojik sabiti, mükemmel statik ve düz bir evren elde etmek için genişleme ya da daralmaya karşı koymak için yapay olarak yaratıldı. [30] Hubble'ın evrenin aslında genişlediğini keşfetmesinden sonra Einstein, evrenin statik olduğuna dair hatalı varsayımını "en büyük hatası" olarak nitelendirdi. [30] Kendi başına, genel görelilik, (büyük kütleler tarafından ışığın bükülmesi veya Merkür'ün yörüngesinin hareketi gibi gözlemler yoluyla) deneysel olarak gözlemlenebilen ve teorik hesaplamalarıyla karşılaştırılabilen evrenin genişlemesini tahmin edebilir. Başlangıçta formüle ettiği denklemlerin özel çözümlerini kullanarak.

1931'de Einstein, modern kozmolojinin gözlemsel temelini sağladığı için Hubble'a teşekkür etmek için Mount Wilson Gözlemevi'ne bir gezi yaptı. [31]

Kozmolojik sabit, son yıllarda karanlık enerji için bir hipotez olarak yeniden dikkat çekti. [32]

Kırmızıya kayma ve mesafe arasındaki doğrusal ilişkinin keşfi, durgun hız ve kırmızıya kayma arasındaki varsayılan doğrusal ilişki ile birleştiğinde, Hubble yasası için aşağıdaki gibi basit bir matematiksel ifade verir:

  • v tipik olarak km/s olarak ifade edilen durgunluk hızıdır.
  • H0 Hubble sabitidir ve H değerine karşılık gelir (genellikle Hubble parametresi Bu, zamana bağlı olan ve ölçek faktörü cinsinden ifade edilebilen bir değerdir) gözlem anında alınan Friedmann denklemlerinde alt simge ile gösterilir. 0. Bu değer, belirli bir hareket süresi boyunca tüm evrende aynıdır.
  • D , verilen kozmolojik zaman tarafından tanımlanan 3-uzayda, galaksiden gözlemciye olan megaparsek (Mpc) cinsinden ölçülen (sabit olan comoving mesafesinin aksine, zamanla değişebilen) uygun mesafedir. . (Durgunluk hızı sadece v = dD/dt).

Hubble yasası, durgunluk hızı ve mesafe arasında temel bir ilişki olarak kabul edilir. Bununla birlikte, durgunluk hızı ve kırmızıya kayma arasındaki ilişki, benimsenen kozmolojik modele bağlıdır ve küçük kırmızıya kaymalar dışında kurulmamıştır.

mesafeler için D Hubble küresinin yarıçapından daha büyük rHS cisimler ışık hızından daha hızlı uzaklaşırlar (Görmek Bunun önemine ilişkin bir tartışma için uygun mesafenin kullanımları):

Hubble "sabiti" zamanda değil, yalnızca uzayda sabit olduğundan, Hubble küresinin yarıçapı çeşitli zaman aralıklarında artabilir veya azalabilir. '0' alt simgesi Hubble sabitinin bugünkü değerini gösterir. [25] Mevcut kanıtlar, evrenin genişlemesinin hızlandığını gösteriyor (görmek Hızlanan evren), herhangi bir galaksi için, galaksi daha büyük mesafelere doğru hareket ettikçe dD/dt durgunluk hızının zamanla arttığı anlamına gelir, ancak Hubble parametresinin aslında zamanla azaldığı düşünülmektedir, yani bazılarına bak sabit D mesafesi ve bir dizi farklı galaksinin bu mesafeyi geçtiğini izleyin, sonraki galaksiler bu mesafeyi öncekilerden daha küçük bir hızla geçecekti. [34]

Kırmızıya kayma hızı ve durgunluk hızı

Kırmızıya kayma, uzak kuasarlar için hidrojen a-çizgileri gibi bilinen bir geçişin dalga boyunu belirleyerek ve durağan bir referansa kıyasla kesirli kaymayı bularak ölçülebilir. Dolayısıyla kırmızıya kayma, deneysel gözlem için açık bir niceliktir. Kırmızıya kaymanın durgunluk hızıyla ilişkisi başka bir konudur. Kapsamlı bir tartışma için bkz. Harrison. [35]

Kırmızıya kayma hızı Düzenle

kırmızıya kayma z genellikle bir olarak tanımlanır kırmızıya kayma hızı, aynı kırmızıya kaymayı üretecek olan durgunluk hızı Eğer buna lineer bir Doppler etkisi neden oldu (bununla birlikte, kayma kısmen uzayın kozmolojik genişlemesinden kaynaklandığı için ve ilgili hızlar Doppler kayması için göreli olmayan bir formül kullanmak için çok büyük olduğu için durum böyle değil). ). Bu kırmızıya kayma hızı, ışık hızını kolayca geçebilir. [36] Başka bir deyişle, kırmızıya kayma hızını belirlemek için vrs, ilişki:

kullanıldı. [37] [38] Yani temel fark yok kırmızıya kayma hızı ve kırmızıya kayma arasında: katı bir şekilde orantılıdırlar ve herhangi bir teorik akıl yürütme ile ilişkili değildirler. "Kırmızıya kayma hızı" terminolojisinin arkasındaki motivasyon, kırmızıya kayma hızının, Fizeau-Doppler formülünün düşük hızlı basitleştirmesinden elde edilen hız ile uyuşmasıdır. [39]

Buraya, λÖ, λe sırasıyla gözlenen ve yayılan dalga boylarıdır. "Kırmızıya kayma hızı" vrs Bununla birlikte, daha büyük hızlarda gerçek hız ile o kadar basit bir şekilde ilişkili değildir ve bu terminoloji, gerçek bir hız olarak yorumlanırsa kafa karışıklığına yol açar. Daha sonra, kırmızıya kayma veya kırmızıya kayma hızı ile durgunluk hızı arasındaki bağlantı tartışılacaktır. Bu tartışma Sartori'ye dayanmaktadır. [40]

Durgunluk hızı Düzenle

varsayalım R(t) denir Ölçek faktörü ve seçilen kozmolojik modele bağlı olarak evren genişledikçe artar. Bunun anlamı, ölçülen tüm uygun mesafelerin D(t) birlikte hareket eden noktalar arasındaki orantısal olarak artar $. (Birlikte hareket eden noktalar, uzayın genişlemesinin bir sonucu olmadıkça, birbirlerine göre hareket etmezler.) Başka bir deyişle:

nerede t0 bazı referans zamanıdır. Bir galaksiden zaman zaman ışık yayılırsa te ve bizim tarafımızdan alınan t0, uzayın genişlemesi nedeniyle kırmızıya kayar ve bu kırmızıya kayma z basitçe:

Bir galaksinin uzakta olduğunu varsayalım D, ve bu mesafe zamanla bir oranda değişir dtD. Bu durgunluk oranına "durgunluk hızı" diyoruz. vr:

Şimdi Hubble sabitini şu şekilde tanımlıyoruz:

ve Hubble yasasını keşfedin:

Bu açıdan bakıldığında, Hubble yasası (i) uzayın genişlemesinin katkıda bulunduğu durgunluk hızı ile (ii) bir nesneye olan mesafe arasındaki temel bir ilişkidir; kırmızıya kayma ve mesafe arasındaki bağlantı, Hubble yasasını gözlemlerle ilişkilendirmek için kullanılan bir koltuk değneğidir. Bu yasa kırmızıya kayma ile ilgili olabilir z yaklaşık olarak bir Taylor serisi açılımı yaparak:

Mesafe çok büyük değilse, modelin diğer tüm komplikasyonları küçük düzeltmeler haline gelir ve zaman aralığı basitçe mesafenin ışık hızına bölünmesidir:

Bu yaklaşıma göre, ilişki cz = vr düşük kırmızıya kaymalarda geçerli olan ve büyük kırmızıya kaymalarda modele bağlı bir ilişki ile değiştirilecek bir yaklaşımdır. Hız-kırmızıya kayma şekline bakın.

Parametrelerin gözlemlenebilirliği

Kesin konuşmak gerekirse, hiçbiri v ne de D formülde doğrudan gözlemlenebilir, çünkü bunlar özelliktir. şimdi gözlemlerimiz geçmişteki galaksiye, şu anda gördüğümüz ışığın onu terk ettiği zamana atıfta bulunur.

Nispeten yakın galaksiler için (kırmızıya kayma z birlikten çok daha az), v ve D pek değişmeyecek ve v v = z c formülü kullanılarak tahmin edilebilir, burada c ışık hızıdır. Bu, Hubble tarafından bulunan ampirik ilişkiyi verir.

Uzak galaksiler için, v (veya D) ile hesaplanamaz z nasıl yapılacağına dair ayrıntılı bir model belirtmeden H zamanla değişir. Kırmızıya kayma, ışığın yola çıktığı andaki durgunluk hızıyla doğrudan ilişkili bile değil, ancak basit bir yorumu var: (1+z) foton gözlemciye doğru hareket ederken evrenin genişlediği faktördür.

Genişleme hızı ve bağıl hız

Hubble yasasını mesafeleri belirlemek için kullanırken, yalnızca evrenin genişlemesinden kaynaklanan hız kullanılabilir.Kütleçekimsel olarak etkileşen galaksiler, evrenin genişlemesinden bağımsız olarak birbirlerine göre hareket ettikleri için, [42] özel hızlar olarak adlandırılan bu göreli hızların, Hubble yasasının uygulanmasında hesaba katılması gerekir.

Tanrı'nın Parmağı etkisi bu fenomenin bir sonucudur. Galaksiler veya gezegen sistemimiz gibi yerçekimine bağlı sistemlerde, uzayın genişlemesi, yerçekiminin çekici kuvvetinden çok daha zayıf bir etkidir.

Hubble parametresinin zamana bağımlılığı Düzenleme

Boyutsuz yavaşlama parametresinin tanımlanması üzerine

Buradan, Hubble parametresinin zamanla azaldığı görülmektedir, q < − 1 olmadıkça, ikincisi ancak evren, teorik olarak bir şekilde ihtimal dışı kabul edilen hayali enerji içeriyorsa gerçekleşebilir.

İdealleştirilmiş Hubble yasası

Düzgün genişleyen bir evren için idealize edilmiş bir Hubble yasasının matematiksel türevi, bir metrik uzay olarak kabul edilen, tamamen homojen ve izotropik olan (özellikler konuma göre değişmez) 3 boyutlu Kartezyen/Newton koordinat uzayında oldukça temel bir geometri teoremidir. veya yön). Basitçe ifade edilen teorem şudur:

Orijinden uzaklaşan herhangi iki nokta, her biri düz çizgiler boyunca ve orijinden uzaklıkla orantılı hız ile birbirlerinden uzaklıklarıyla orantılı bir hızla uzaklaşacaktır.

Aslında bu, yerel olarak homojen ve izotropik oldukları sürece Kartezyen olmayan uzaylar için, özellikle de sıklıkla kozmolojik modeller olarak kabul edilen negatif ve pozitif eğri uzaylar için geçerlidir (bkz. evrenin şekli).

Bu teoremden kaynaklanan bir gözlem, Dünya'da bizden uzaklaşan nesneleri görmenin, Dünya'nın genişlemenin meydana geldiği bir merkeze yakın olduğunun bir göstergesi değil, aksine her Genişleyen bir evrendeki gözlemci, nesnelerin onlardan uzaklaştığını görecektir.

Evrenin nihai kaderi ve yaşı

Hubble parametresinin değeri zamanla değişir, şu şekilde tanımlanan yavaşlama parametresi q değerine bağlı olarak artar veya azalır.

Yavaşlama parametresi sıfıra eşit olan bir evrende, bundan şu sonuç çıkar: H = 1/t, nerede t Büyük Patlama'dan bu yana geçen zamandır. Sıfır olmayan, zamana bağlı bir q değeri basitçe Friedmann denklemlerinin şimdiki zamandan geriye doğru, yaklaşan ufuk boyutunun sıfır olduğu zamana entegrasyonunu gerektirir.

uzun zamandır öyle sanıyordu q pozitifti, bu da yerçekimi nedeniyle genişlemenin yavaşladığını gösteriyordu. Bu, evrenin yaşının 1/'den küçük olduğu anlamına gelir.H (ki bu yaklaşık 14 milyar yıldır). Örneğin, için bir değer q 1/2 (bir zamanlar çoğu teorisyen tarafından tercih edilen) evrenin yaşını 2/(3) olarak verirdi.H). 1998'deki keşif, q görünüşte negatif ise evrenin gerçekte 1/'den daha eski olabileceği anlamına gelir.H. Ancak evrenin yaşı ile ilgili tahminler 1/'e çok yakındır.H.

Olbers paradoksu

Hubble yasasının Big Bang yorumuyla özetlenen uzayın genişlemesi, Olbers paradoksu olarak bilinen eski bilmeceyle ilgilidir: Eğer evren sonsuz büyüklükte, statik ve düzgün bir yıldız dağılımıyla doluysa, o zaman her görüş hattı gökyüzü bir yıldızla sona erecek ve gökyüzü bir yıldızın yüzeyi kadar parlak olacaktı. Ancak, gece gökyüzü büyük ölçüde karanlıktır. [43] [44]

17. yüzyıldan beri, gökbilimciler ve diğer düşünürler bu paradoksu çözmek için birçok olası yol önerdiler, ancak şu anda kabul edilen çözüm kısmen Büyük Patlama teorisine ve kısmen Hubble genişlemesine bağlıdır: Sonlu bir miktar için var olan bir evrende. zamanın sadece sınırlı sayıdaki yıldızın ışığının bize ulaşması için yeterli zamanı olmuştur ve paradoks çözülmüştür. Ek olarak, genişleyen bir evrende, uzaktaki nesneler bizden uzaklaşır, bu da onlardan yayılan ışığın kırmızıya kaymasına ve biz onu gördüğümüzde parlaklığının azalmasına neden olur. [43] [44]

Boyutsuz Hubble sabiti

Hubble sabiti ile çalışmak yerine, yaygın bir uygulama, boyutsuz Hubble sabiti, genellikle ile gösterilir h, ve Hubble sabitini yazmak için H0 gibi h × 100 km s -1 Mpc -1 , gerçek değerinin tüm göreli belirsizliği H0 daha sonra küme düşmek h. [45] Boyutsuz Hubble sabiti genellikle kırmızıya kaymadan hesaplanan mesafeleri verirken kullanılır. z formülü kullanarak dc / H0 × z . Dan beri H0 tam olarak bilinmiyorsa, mesafe şu şekilde ifade edilir:

Başka bir deyişle, 2998×z hesaplanır ve birimler Mpc h − 1 >h^<-1>> veya h − 1 Mpc . < ext< Mpc>>.>

Bazen 100'den farklı bir referans değeri seçilebilir, bu durumda aşağıdakilerden sonra bir alt simge sunulur. h karışıklığı önlemek için örn. h70 H 0 = 70 h 70 =70,h_<70>> km s −1 Mpc −1 anlamına gelir, bu da h 70 = h / 0.7 =h/0.7 anlamına gelir > .

Bu, genellikle Planck birimleri cinsinden ifade edilen ve çarpılarak elde edilen Hubble sabitinin boyutsuz değeri ile karıştırılmamalıdır. H0 1,75 × 10 −63 (parsek tanımlarından ve tP), örneğin H0=70, 1.2 × 10 −61'in bir Planck birim versiyonu elde edilir.

Hubble sabitinin değeri, uzak galaksilerin kırmızıya kayması ölçülerek ve daha sonra Hubble yasasından başka bir yöntemle onlara olan mesafeler belirlenerek tahmin edilir. Bu yaklaşım, ekstragalaktik nesnelere olan mesafeleri ölçmek için kozmik mesafe merdiveninin bir parçasını oluşturur. Bu mesafeleri belirlemek için kullanılan fiziksel varsayımlardaki belirsizlikler, Hubble sabitinin değişen tahminlerine neden oldu. [2]

Gökbilimci Walter Baade'in gözlemleri, onu yıldızlar için farklı "popülasyonlar" tanımlamasına yol açtı (Nüfus I ve Popülasyon II). Aynı gözlemler onu, iki tür Sefeid değişken yıldızı olduğunu keşfetmeye yöneltti. Bu keşfi kullanarak bilinen evrenin boyutunu yeniden hesapladı ve 1929'da Hubble tarafından yapılan önceki hesaplamayı iki katına çıkardı. [47] [48] [49] Bu bulguyu, Roma'daki Uluslararası Astronomi Birliği'nin 1952 toplantısında önemli bir şaşkınlıkla duyurdu.

Ekim 2018'de bilim adamları, yerçekimi dalgası olaylarından (özellikle nötron yıldızlarının birleşmesini içerenler) gelen bilgileri kullanarak yeni bir üçüncü yol sundular (biri kırmızıya kaymalara ve diğeri kozmik mesafe merdivenine dayanan iki önceki yöntem, uyuşmayan sonuçlar verdi). , GW170817 gibi), Hubble sabitini belirleme. [50] [51]

Temmuz 2019'da, gökbilimciler, bir olay olan GW170817'nin nötron yıldızı birleşmesinin saptanmasının ardından, Hubble sabitini belirlemek ve önceki yöntemlerin tutarsızlığını çözmek için yeni bir yöntemin, nötron yıldızı çiftlerinin birleşmesine dayalı olarak önerildiğini bildirdiler. karanlık siren olarak bilinir. [52] [53] Hubble sabiti ölçümleri 73.3 +5.3'tür.
-5,0 (km/s)/Mpc. [54]

Yine Temmuz 2019'da gökbilimciler, Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan verileri kullanarak ve kırmızı dev dalın (TRGB) mesafe göstergesinin ucu kullanılarak hesaplanan kırmızı dev yıldızlara olan mesafelere dayanan başka bir yeni yöntem bildirdiler. Hubble sabiti ölçümleri 69.8 +1.9'dur.
-1,9 (km/s)/Mpc. [55] [56] [57]

Daha önceki ölçüm ve tartışma yaklaşımları

20. yüzyılın ikinci yarısının çoğu için, H 0 > değerinin 50 ile 90 (km/s)/Mpc arasında olduğu tahmin ediliyordu.

Hubble sabitinin değeri, değerin 100 civarında olduğunu iddia eden Gérard de Vaucouleurs ile değerin 50 civarında olduğunu iddia eden Allan Sandage arasında uzun ve oldukça sert bir tartışmanın konusuydu. John Bahcall'ın Sidney van den Bergh ve Gustav Tammann arasındaki tartışması, bu iki rakip değer üzerine daha önceki Shapley-Curtis tartışmasına benzer bir şekilde yürütüldü.

Tahminlerdeki bu önceden geniş varyans, 1990'ların sonlarında evrenin ΛCDM modelinin tanıtılmasıyla kısmen çözüldü. Sunyaev-Zel'dovich etkisi kullanılarak X-ışını ve mikrodalga dalga boylarında yüksek kırmızıya kaymalı kümelerin ΛCDM modeli gözlemleri, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonundaki anizotropi ölçümleri ve optik araştırmaların tümü, sabit için yaklaşık 70 değerini verdi. [ kaynak belirtilmeli ]

2018'de yayınlanan Planck misyonundan alınan daha yeni ölçümler 67,66 ± 0,42 daha düşük bir değere işaret ediyor, ancak daha yakın zamanda, Mart 2019'da Hubble Uzay Teleskobu'nu içeren geliştirilmiş bir prosedür kullanılarak 74.03 ± 1.42'lik daha yüksek bir değer belirlendi. [59] İki ölçüm, makul bir şans seviyesinin ötesinde, 4.4σ seviyesinde uyuşmamaktadır. [60] Bu anlaşmazlığın çözümü, devam eden bir araştırma alanıdır. [61]

Birçok yeni ve eski ölçüm için aşağıdaki ölçüm tablosuna bakın.

Genişletmenin hızlandırılması Düzenle

Tip Ia süpernovaların standart mum gözlemlerinden ölçülen ve 1998'de negatif olduğu belirlenen bir q değeri, evrenin genişlemesinin şu anda "hızlanmakta" olduğu imasıyla birçok astronomu şaşırttı [62]. Hubble faktörü zamanla hala azalmaktadır, yukarıda Yorum bölümünde belirtildiği gibi, karanlık enerji ve ΛCDM modeli hakkındaki makalelere bakın).

Maddenin egemen olduğu evren (kozmolojik sabite sahip)

Madde ve karanlık enerjinin egemen olduğu evren

Eğer evren hem madde ağırlıklı hem de karanlık enerji baskın ise, o zaman yukarıdaki Hubble parametresi denklemi de karanlık enerji durum denkleminin bir fonksiyonu olacaktır. Peki şimdi:

Eğer w sabittir, o zaman

Karanlık enerjinin sabit bir w durum denklemi yoksa, o zaman

Diğer bileşenler yakın zamanda formüle edilmiştir. [64] [65] [66]

Hubble zamanı Düzenle

Bu, yaklaşık 13,8 milyar yıl olan evrenin yaşından biraz farklıdır. Hubble zamanı, genişleme lineer olsaydı sahip olacağı yaştır ve genişleme lineer olmadığı için evrenin gerçek yaşından farklıdır. standart ΛCDM modelinde 0.96 civarında olan evren.

Şu anda, vakum enerjisinin artan hakimiyeti nedeniyle evrenin genişlemesinin üstel olduğu bir döneme yaklaşıyoruz gibi görünüyor. Bu rejimde Hubble parametresi sabittir ve evren bir faktör kadar büyür. e her Hubble zamanı:

Benzer şekilde, genel olarak kabul edilen 2,27 Es -1 değeri, (mevcut hızla) evrenin bir eksasaniyede e 2,27 > kat büyüyeceği anlamına gelir.

Uzun süreler boyunca dinamikler, yukarıda açıklandığı gibi genel görelilik, karanlık enerji, enflasyon vb. ile karmaşıklaşır.

Hubble uzunluğu Düzenle

Hubble hacmi Düzenle

Hubble sabitini belirlemek için birçok yöntem kullanılmıştır. Kalibre edilmiş mesafe merdiveni tekniklerini kullanan "Geç evren" ölçümleri, yaklaşık 73 km/s/Mpc değerine yakınsamıştır. 2000 yılından bu yana, kozmik mikrodalga arka planının ölçümlerine dayanan "erken evren" teknikleri mevcut hale geldi ve bunlar 67.7 km/s/Mpc'ye yakın bir değer üzerinde anlaşıyorlar. (Bu, erken evrenden bu yana genişleme oranındaki değişimi açıklamaktadır, dolayısıyla ilk sayıyla karşılaştırılabilir.) Teknikler geliştikçe, tahmin edilen ölçüm belirsizlikleri daraldı, ancak ölçülen değerlerin aralığı öyle bir noktaya gelmedi ki, anlaşmazlık şimdi istatistiksel olarak anlamlıdır. Bu tutarsızlık denir Hubble gerilimi. [68] [69] [70]

2020 [güncelleme] itibariyle, tutarsızlığın nedeni anlaşılamamıştır. Nisan 2019'da gökbilimciler, Hubble sabit değerlerinde farklı ölçüm yöntemleri arasında daha fazla önemli tutarsızlıklar bildirdiler ve bu muhtemelen şu anda iyi anlaşılmayan yeni bir fizik alanının varlığını düşündürdü. [60] [71] [72] [73] [74] Kasım 2019'a kadar, bu gerilim o kadar büyümüştü ki, Joseph Silk gibi bazı fizikçiler, gözlemlenen özellikler olarak buna "kozmoloji için olası bir kriz" olarak atıfta bulunmaya başladı. evrenin karşılıklı olarak tutarsız olduğu görülmektedir. [75] Şubat 2020'de Megamaser Kozmoloji Projesi, uzaklık merdiveni sonuçlarını doğrulayan ve erken evren sonuçlarından %95 istatistiksel anlamlılık düzeyinde farklılık gösteren bağımsız sonuçlar yayınladı. [76] Temmuz 2020'de Atacama Kozmoloji Teleskobu tarafından kozmik arka plan radyasyonunun ölçümleri, Evrenin şu anda gözlemlenenden daha yavaş genişlemesi gerektiğini tahmin ediyor. [77]


Işık dalgalarında Doppler etkisi

Doppler, ses dalgalarındaki etkinin ışık dalgalarında da oluşacağını öngördü. Hem ses hem de ışık dalgalar tarafından iletildiği için bu argüman mantıklıdır. Ancak Doppler'in tahminini deneysel olarak test etmenin hiçbir yolu yoktu. Işıkta Doppler etkileri aslında 1860'ların sonlarına kadar gözlenmedi.

Seste Doppler etkisi, sesin perdesindeki bir fark olarak gözlenir. Işıkta, frekanstaki farklılıklar renkteki farklılıklar olarak görünür. Örneğin, kırmızı ışığın frekansı yaklaşık 5 × 10 14 hertz yeşil ışık, yaklaşık 6 × 10 14 hertz ve mavi ışığın frekansı yaklaşık 7 × 10 14 hertzdir.

Bir bilim adamının çok saf yeşil ışık üreten bir lambaya baktığını varsayalım. Ardından lambanın gözlemciden hızla uzaklaşmaya başladığını hayal edin. Doppler etkisi, ışığın frekansının azalacağını belirtir. Saf yeşil bir renk gibi görünmek yerine, daha çok spektrumun kırmızı ucuna doğru yönelecektir. Lamba gözlemciden ne kadar hızlı uzaklaşırsa, o kadar çok önce sarı, sonra turuncu, sonra kırmızı görünür. Çok yüksek hızlarda, lambadan gelen ışık artık hiç yeşil görünmeyecek, aksine kırmızı olacaktır.


Hubble yasası

Hubble-Lemaitre yasası olarak da bilinen IHubble yasası[1], fiziksel kozmolojide, galaksilerin Dünya'dan uzaklıklarıyla orantılı hızlarda uzaklaştığının gözlemidir. Başka bir deyişle, ne kadar uzaklaşırlarsa, Dünya'dan o kadar hızlı uzaklaşırlar. Galaksilerin hızı, yaydıkları ışığın tayfın kırmızı ucuna doğru kayması olan kırmızıya kaymaları tarafından belirlenir.

Hubble yasası, evrenin genişlemesi için ilk gözlemsel temel olarak kabul edilir ve bugün, Big Bang modelini desteklemek için en sık atıfta bulunulan kanıtlardan biri olarak hizmet eder.[2][3] Astronomik nesnelerin yalnızca bu genişlemeye bağlı hareketi Hubble akışı olarak bilinir.[4] Genellikle v = H0D denklemi ile ifade edilir, H0 ile orantılılık sabiti - Hubble sabiti - bir galaksiye olan "uygun mesafe" D arasındaki, geliş mesafesinin aksine zamanla değişebilen ve ayrılma hızı v, yani kozmolojik zaman koordinatına göre uygun mesafenin türevi. (Bu 'hız' tanımının incelikleriyle ilgili bazı tartışmalar için uygun mesafenin kullanımlarına bakın.)

Hubble sabiti en sık (km/s)/Mpc cinsinden belirtilir, böylece 1 megaparsec (3.09×1019 km) uzaklıktaki bir galaksinin km/s cinsinden hızını verir ve değeri yaklaşık 70 (km/s)/Mpc'dir. Bununla birlikte, H0'ın SI birimi basitçe s-1'dir ve H0'ın tersi için SI birimi basitçe ikincidir. H0'ın tersi Hubble zamanı olarak bilinir. Hubble sabiti, göreli genişleme hızı olarak da yorumlanabilir. Bu formda H0 = %7/Gyr, yani mevcut genişleme hızında, bağlı olmayan bir yapının %7 oranında büyümesi bir milyar yıl alır.

Geniş ölçüde Edwin Hubble'a atfedilmesine rağmen,[5][6][7] evrenin hesaplanabilir bir hızla genişlediği fikri ilk olarak 1922'de Alexander Friedmann tarafından genel görelilik denklemlerinden türetilmiştir. Friedmann, şimdilerde Friedmann denklemleri olarak bilinen, evrenin genişleyebileceğini gösteren ve eğer öyleyse genişleme hızını sunan bir dizi denklem yayınladı.[8] Daha sonra Georges Lemaitre, 1927 tarihli bir makalesinde, bağımsız olarak evrenin genişliyor olabileceğini türetti, uzak cisimlerin durgunluk hızı ve uzaklık arasındaki orantılılığı gözlemledi ve Edwin Hubble'ın doğruladığı zaman, bu sabit orantı sabiti için tahmini bir değer önerdi. kozmik genişlemenin varlığı ve bunun için daha doğru bir değer belirlenmesi iki yıl sonra onun adıyla Hubble sabiti olarak bilinmeye başlandı.[2][9][10][11][12] Hubble, birçoğu daha önce 1917'de Vesto Slipher tarafından ölçülen ve hız ile ilişkili olan kırmızıya kaymalarından nesnelerin durgunluk hızını çıkardı.[13][14][15] Hubble sabiti ( H_ <0>) hız-mesafe uzayında zamanın herhangi bir anında kabaca sabit olmasına rağmen, Hubble sabitinin geçerli değeri olan Hubble parametresi H zamana göre değişir, bu nedenle terim sabit bazen biraz yanlış isim olarak düşünülür.[16]][17]

keşif
Hubble sabitine üç adım[18]

Hubble gözlemlerini yapmadan on yıl önce, birkaç fizikçi ve matematikçi, Einstein'ın genel görelilik alan denklemlerini kullanarak genişleyen bir evren için tutarlı bir teori oluşturmuştu. En genel ilkeleri evrenin doğasına uygulamak, o zamanlar yaygın olan statik bir evren kavramıyla çelişen dinamik bir çözüm sağladı.
Slipher'ın gözlemleri

1912'de Vesto Slipher, bir "spiral bulutsu"nun (spiral galaksiler için artık kullanılmayan terim) ilk Doppler kaymasını ölçtü ve kısa süre sonra bu tür bulutsuların neredeyse tamamının Dünya'dan uzaklaştığını keşfetti. Bu gerçeğin kozmolojik sonuçlarını kavrayamadı ve gerçekten de o zamanlar bu bulutsuların Samanyolu'muzun dışındaki "ada evrenleri" olup olmadığı oldukça tartışmalıydı.[19][20]
FLRW denklemleri

1922'de Alexander Friedmann, Einstein'ın alan denklemlerinden Friedmann denklemlerini türeterek, evrenin denklemlerle hesaplanabilen bir hızda genişleyebileceğini gösterdi.[21] Friedmann tarafından kullanılan parametre bugün ölçek faktörü olarak bilinir ve Hubble yasasının orantı sabitinin bir ölçekte değişmez biçimi olarak kabul edilebilir. Georges Lemaître, aşağıdaki bölümde tartışılan 1927 tarihli makalesinde bağımsız olarak benzer bir çözüm buldu. Friedmann denklemleri, belirli bir yoğunluk ve basınca sahip bir akışkan için Einstein'ın alan denklemlerine homojen ve izotropik bir evren metriğinin eklenmesiyle türetilir. Genişleyen bir uzay-zaman fikri, sonunda kozmolojinin Big Bang ve Durağan Durum teorilerine yol açacaktır.
Lemaitre denklemi

1927'de, Hubble'ın kendi makalesini yayınlamasından iki yıl önce, Belçikalı rahip ve astronom Georges Lemaître, şu anda Hubble yasası olarak bilinen şeyi türeten araştırmaları yayınlayan ilk kişiydi. Kanadalı gökbilimci Sidney van den Bergh'e göre, "1927'de Lemaître tarafından evrenin genişlemesinin keşfi, düşük etkili bir dergide Fransızca olarak yayınlandı. Bu makalenin 1931'deki yüksek etkili İngilizce çevirisinde, şimdi Hubble sabiti olarak bilinen şeye referans verilmeyerek kritik bir denklem değiştirildi. [10][23]
Evrenin şekli

Modern kozmolojinin ortaya çıkmasından önce, evrenin boyutu ve şekli hakkında hatırı sayılır bir konuşma vardı. 1920'de Harlow Shapley ve Heber D. Curtis arasında bu konu üzerine Shapley-Curtis tartışması yaşandı. Shapley, Samanyolu galaksisinin büyüklüğünde küçük bir evren için tartıştı ve Curtis, evrenin çok daha büyük olduğunu savundu. Sorun, Hubble'ın geliştirilmiş gözlemleriyle önümüzdeki on yılda çözüldü.
Samanyolu'nun dışındaki Sefe değişken yıldızları

Edwin Hubble, profesyonel astronomik gözlem çalışmalarının çoğunu, o zamanlar dünyanın en güçlü teleskopuna ev sahipliği yapan Mount Wilson Gözlemevi'nde yaptı. “Sarmal bulutsular” içindeki Sefe değişken yıldızlarına ilişkin gözlemleri, bu nesnelere olan mesafeleri hesaplamasını sağladı. Şaşırtıcı bir şekilde, bu nesnelerin onları Samanyolu'nun oldukça dışına yerleştiren mesafelerde olduğu keşfedildi. Bulutsu olarak anılmaya devam ettiler ve ancak yavaş yavaş galaksiler terimi onun yerini aldı.
Kırmızıya kaymaları mesafe ölçümleriyle birleştirmek
Kırmızıya kayma hızlarının Hubble yasasına uygunluğu.[24] Hubble sabiti için çeşitli tahminler mevcuttur. HST Key H0 Grubu, H0 = 71 ± 2 (istatistiksel) ± 6 (sistematik) km s-1Mpc-1,[25] olduğunu bulmak için 0,01 ve 0,1 arasındaki kırmızıya kaymalar için tip Ia süpernova taktı; Sandage ve diğerleri. H0 = 62,3 ± 1,3 (istatistiksel) ± 5 (sistematik) km s-1Mpc-1'i bulun.[26]

Hubble yasasında görünen parametreler, hızlar ve mesafeler doğrudan ölçülmez. Gerçekte, diyelim ki, uzaklığı ve radyasyon spektrumunun kırmızıya kayması z = ∆λ/λ hakkında bilgi sağlayan bir süpernova parlaklığını belirliyoruz. Hubble bağıntılı parlaklık ve z parametresi.

Galaksi uzaklıkları ölçümlerini Vesto Slipher ve Milton Humason'ın galaksilerle ilişkili kırmızıya kayma ölçümleriyle birleştiren Hubble, bir nesnenin kırmızıya kayması ile uzaklığı arasında kaba bir orantılılık keşfetti. Kayda değer bir dağılım olmasına rağmen (artık kendine özgü hızlardan kaynaklandığı biliniyor - 'Hubble akışı', durgunluk hızının yerel özgün hızlardan daha büyük olduğu yeterince uzaktaki uzay bölgesini belirtmek için kullanılıyor), Hubble bir grafik çizebildi. incelediği 46 gökadadan gelen eğilim çizgisini inceler ve Hubble sabiti için 500 km/s/Mpc'lik bir değer elde eder (uzaklık kalibrasyonlarındaki hatalardan dolayı şu anda kabul edilen değerden çok daha yüksek ayrıntılar için kozmik mesafe merdivenine bakın).

Hubble yasasının keşfi ve geliştirilmesi sırasında, kırmızıya kayma olgusunu özel görelilik bağlamında bir Doppler kayması olarak açıklamak ve kırmızıya kayma z'yi hız ile ilişkilendirmek için Doppler formülünü kullanmak kabul edilebilirdi. Bugün, genel görelilik bağlamında, uzak nesneler arasındaki hız, kullanılan koordinatların seçimine bağlıdır ve bu nedenle, kırmızıya kayma, genişleyen uzaydan dolayı bir Doppler kayması veya kozmolojik bir kayma (veya yerçekimi) veya bazı nedenlerden dolayı eşit olarak tanımlanabilir. ikisinin kombinasyonu.[27]
Hubble diyagramı

Hubble yasası, bir nesnenin hızının (kırmızıya kayma ile yaklaşık olarak orantılı olduğu varsayılır) gözlemciden uzaklığına göre çizildiği bir "Hubble diyagramında" kolaylıkla tasvir edilebilir.[28] Bu diyagramdaki düz bir pozitif eğim çizgisi, Hubble yasasının görsel tasviridir.
Kozmolojik sabit terk edildi
Ana madde: Kozmolojik sabit

Hubble'ın keşfi yayınlandıktan sonra, Albert Einstein, evrenin doğru durumu olduğunu düşündüğü statik bir çözüm üretmelerine izin vermek için genel görelilik denklemlerini değiştirmek için tasarladığı kozmolojik sabit üzerindeki çalışmalarını terk etti. Einstein denklemleri en basit form modellerinde genellikle ya genişleyen ya da küçülen bir evrendir, bu nedenle Einstein'ın kozmolojik sabiti, mükemmel statik ve düz bir evren elde etmek için genişleme veya daralmaya karşı koymak için yapay olarak yaratılmıştır.[29] Hubble'ın evrenin aslında genişlediğini keşfetmesinden sonra Einstein, evrenin durağan olduğu şeklindeki hatalı varsayımını "en büyük hatası" olarak nitelendirdi.[29] Kendi başına, genel görelilik, (büyük kütleler tarafından ışığın bükülmesi veya Merkür'ün yörüngesinin hareketi gibi gözlemler yoluyla) deneysel olarak gözlemlenebilen ve belirli çözümler kullanan teorik hesaplamalarıyla karşılaştırılabilen evrenin genişlemesini tahmin edebilir. Başlangıçta formüle ettiği denklemlerden.

1931'de Einstein, Hubble'a modern kozmolojinin gözlemsel temelini sağladığı için teşekkür etmek için Mount Wilson Gözlemevi'ne bir gezi yaptı.[30]

Kozmolojik sabit, son yıllarda karanlık enerji için bir hipotez olarak yeniden dikkat çekmiştir.[31]

yorum
Basit doğrusal ilişki v = cz dahil olmak üzere çeşitli olası durgunluk hızına karşı kırmızıya kayma işlevleri Genel görelilik ile ilgili teorilerden çeşitli olası şekiller ve özel göreliliğe göre ışıktan daha hızlı hızlara izin vermeyen bir eğri. Tüm eğriler, düşük kırmızıya kaymalarda doğrusaldır. Davis ve Lineweaver'a bakın.[32]

Kırmızıya kayma ve mesafe arasındaki doğrusal ilişkinin keşfi, durgun hız ve kırmızıya kayma arasındaki varsayılan doğrusal ilişki ile birleştiğinde, Hubble yasası için aşağıdaki gibi basit bir matematiksel ifade verir:

v, tipik olarak km/s olarak ifade edilen durgunluk hızıdır.
H0, Hubble sabitidir ve Friedmann denklemlerinde H'nin değerine karşılık gelir (genellikle zamana bağlı olan ve ölçek faktörü cinsinden ifade edilebilen bir değer olan Hubble parametresi olarak adlandırılır). alt simge 0. Bu değer, belirli bir hareket süresi boyunca tüm evrende aynıdır.
D, verilen kozmolojik zaman tarafından tanımlanan 3-uzayda, mega parsek (Mpc) cinsinden ölçülen, galaksiden gözlemciye olan (sabit olan comoving mesafesinin aksine, zamanla değişebilen) uygun mesafedir. (Resesyon hızı sadece v = dD/dt'dir).

Hubble yasası, durgunluk hızı ve mesafe arasında temel bir ilişki olarak kabul edilir. Bununla birlikte, durgunluk hızı ve kırmızıya kayma arasındaki ilişki, benimsenen kozmolojik modele bağlıdır ve küçük kırmızıya kaymalar dışında kurulmamıştır.

Hubble küresinin rHS yarıçapından daha büyük D mesafeleri için, nesneler ışık hızından daha hızlı bir hızda uzaklaşırlar (Bunun önemine ilişkin bir tartışma için uygun mesafenin kullanımlarına bakın):

Hubble "sabiti" zamanda değil, yalnızca uzayda sabit olduğundan, Hubble küresinin yarıçapı çeşitli zaman aralıklarında artabilir veya azalabilir. '0' alt simgesi Hubble sabitinin bugünkü değerini belirtir.[24] Mevcut kanıtlar, evrenin genişlemesinin hızlandığını gösteriyor (bkz. zamanla azaldığı düşünülüyordu, yani sabit bir D mesafesine bakarsak ve bu mesafeden geçen bir dizi farklı galaksiyi izlersek, sonraki galaksiler bu mesafeyi öncekilerden daha küçük bir hızla geçeceklerdir.[33]
Kırmızıya kayma hızı ve durgunluk hızı

Kırmızıya kayma, uzak kuasarlar için hidrojen a-çizgileri gibi bilinen bir geçişin dalga boyunu belirleyerek ve durağan bir referansa kıyasla kesirli kaymayı bularak ölçülebilir. Dolayısıyla kırmızıya kayma, deneysel gözlem için açık bir niceliktir. Kırmızıya kaymanın durgunluk hızıyla ilişkisi başka bir konudur. Kapsamlı bir tartışma için bkz. Harrison.[34]
kırmızıya kayma hızı

Kırmızıya kayma z genellikle bir kırmızıya kayma hızı olarak tanımlanır; bu, lineer bir Doppler etkisinden kaynaklansaydı aynı kırmızıya kaymayı üretecek olan durgunluk hızıdır (ancak, kayma kısmen bir uzayın kozmolojik genişlemesi ve ilgili hızların Doppler kayması için göreli olmayan bir formül kullanmak için çok büyük olması). Bu kırmızıya kayma hızı, ışık hızını kolaylıkla geçebilir.[35] Başka bir deyişle, kırmızıya kayma hızı vrs'yi belirlemek için, bağıntı:

kullanılır.[36][37] Yani, kırmızıya kayma hızı ile kırmızıya kayma arasında temel bir fark yoktur: bunlar katı orantılıdır ve herhangi bir teorik akıl yürütme ile ilişkili değildir. "Kıza kayma hızı" terminolojisinin arkasındaki motivasyon, kırmızıya kayma hızının, Fizeau-Doppler formülünün düşük hızlı basitleştirmesinden elde edilen hız ile uyuşmasıdır.[38]

Burada λo, λe sırasıyla gözlenen ve yayılan dalga boylarıdır. Bununla birlikte, "kızıl kayma hızı" "vrs", daha büyük hızlarda gerçek hız ile o kadar basit bir şekilde ilişkili değildir ve bu terminoloji, gerçek bir hız olarak yorumlandığında kafa karışıklığına yol açar. Daha sonra, kırmızıya kayma veya kırmızıya kayma hızı ile durgunluk hızı arasındaki bağlantı tartışılacaktır. Bu tartışma Sartori'ye dayanmaktadır.[39]
durgunluk hızı

R(t)'nin evrenin ölçek faktörü olarak adlandırıldığını ve seçilen kozmolojik modele bağlı olarak evren genişledikçe arttığını varsayalım. Bunun anlamı, birlikte hareket eden noktalar arasındaki ölçülen tüm uygun mesafelerin D(t) R ile orantılı olarak artmasıdır. (Birlikte hareket eden noktalar, uzayın genişlemesinin bir sonucu dışında birbirlerine göre hareket etmezler.) Başka bir deyişle:

burada t0 bazı referans zamanıdır. Işık bir galaksiden te zamanında yayılıyor ve t0 anında tarafımızdan alınıyorsa, uzayın genişlemesi nedeniyle kırmızıya kayar ve bu kırmızıya kayma z basitçe şöyledir:

Bir galaksinin D mesafesinde olduğunu ve bu mesafenin zamanla dtD oranında değiştiğini varsayalım. Bu durgunluk oranına "resesyon hızı" vr diyoruz:

Şimdi Hubble sabitini şu şekilde tanımlıyoruz:

ve Hubble yasasını keşfedin:

Bu açıdan bakıldığında, Hubble yasası (i) uzayın genişlemesinin katkıda bulunduğu durgunluk hızı ile (ii) bir nesneye olan mesafe arasındaki temel bir ilişkidir; kırmızıya kayma ve mesafe arasındaki bağlantı, Hubble yasasını gözlemlerle ilişkilendirmek için kullanılan bir koltuk değneğidir. Bu yasa, yaklaşık olarak bir Taylor serisi açılımı yapılarak redshift z ile ilişkilendirilebilir:

Mesafe çok büyük değilse, modelin diğer tüm komplikasyonları küçük düzeltmeler haline gelir ve zaman aralığı basitçe mesafenin ışık hızına bölünmesidir:

Bu yaklaşıma göre, cz = vr ilişkisi, düşük kırmızıya kaymalarda geçerli olan ve modele bağlı olan büyük kırmızıya kaymalarda bir bağıntıyla değiştirilecek bir yaklaşıklıktır. Hız-kırmızıya kayma şekline bakın.
Parametrelerin gözlemlenebilirliği

Açıkçası, formüldeki ne v ne de D doğrudan gözlemlenebilir, çünkü bunlar artık bir galaksinin özellikleridir, oysa gözlemlerimiz geçmişteki galaksiye, şu anda gördüğümüz ışığın onu terk ettiği zamana atıfta bulunur.

Nispeten yakın galaksiler için (kırmızıya kayma z birlikten çok daha azdır), v ve D fazla değişmeyecektir ve v, v = zc v=zc formülü kullanılarak tahmin edilebilir, burada c ışık hızıdır . Bu, Hubble tarafından bulunan ampirik ilişkiyi verir.

Uzak galaksiler için v (veya D), H'nin zamanla nasıl değiştiğine ilişkin ayrıntılı bir model belirtilmeden z'den hesaplanamaz. Kırmızıya kayma, ışığın yola çıktığı andaki durgunluk hızıyla doğrudan ilişkili bile değildir, ancak basit bir yorumu vardır: (1+z), foton gözlemciye doğru hareket ederken evrenin genişlediği faktördür.
Genişleme hızı ve bağıl hız

Hubble yasasını mesafeleri belirlemek için kullanırken, yalnızca evrenin genişlemesinden kaynaklanan hız kullanılabilir. Kütleçekimsel olarak etkileşen galaksiler, evrenin genişlemesinden bağımsız olarak birbirlerine göre hareket ettikleri için,[41] özel hızlar olarak adlandırılan bu göreli hızların, Hubble yasasının uygulanmasında hesaba katılması gerekir.

Tanrı'nın Parmağı etkisi bu fenomenin bir sonucudur. Galaksiler veya gezegen sistemimiz gibi yerçekimine bağlı sistemlerde, uzayın genişlemesi, yerçekiminin çekici kuvvetinden çok daha zayıf bir etkidir.
Hubble parametresinin zamana bağımlılığı

H H parametresine yaygın olarak "Hubble sabiti" denir, ancak bu yanlış bir adlandırmadır çünkü uzayda yalnızca sabit bir zamanda sabittir, neredeyse tüm kozmolojik modellerde zamanla değişir ve uzak mesafelerin tüm gözlemlerinde nesneler aynı zamanda “sabit”in farklı bir değere sahip olduğu uzak geçmişe ilişkin gözlemlerdir. "Hubble parametresi", H 0 > > ile günümüz değerini gösteren daha doğru bir terimdir.

Boyutsuz yavaşlama parametresinin tanımlanması üzerine

Bundan, Hubble parametresinin, ( ) olmadığı sürece zamanla azaldığı görülür.

Bununla birlikte, standart ΛCDM modelinde, kozmolojik sabit madde üzerinde giderek daha baskın hale geldiğinden, q q uzak gelecekte yukarıdan -1 olma eğiliminde olacaktır, bu da H'nin yukarıdan sabit bir ≈ 57 değerine yaklaşacağı anlamına gelir. km/s/Mpc ve evrenin ölçek faktörü zamanla katlanarak büyüyecektir.
İdealleştirilmiş Hubble yasası

Düzgün genişleyen bir evren için idealize edilmiş bir Hubble yasasının matematiksel türevi, bir metrik uzay olarak kabul edilen, tamamen homojen ve izotropik olan (özellikler konuma göre değişmez) 3 boyutlu Kartezyen/Newton koordinat uzayında oldukça temel bir geometri teoremidir. veya yön). Basitçe ifade edilen teorem şudur:

Orijinden uzaklaşan, her biri düz çizgiler boyunca ve orijinden uzaklıkla orantılı hıza sahip herhangi iki nokta, birbirlerinden uzaklıklarıyla orantılı bir hızla uzaklaşacaktır.

Aslında bu, yerel olarak homojen ve izotropik oldukları sürece Kartezyen olmayan uzaylar için, özellikle de sıklıkla kozmolojik modeller olarak kabul edilen negatif ve pozitif eğri uzaylar için geçerlidir (evrenin şekline bakınız).

Bu teoremden kaynaklanan bir gözlem, Dünya'da bizden uzaklaşan cisimleri görmenin, Dünya'nın genişlemenin meydana geldiği bir merkeze yakın olduğunun bir göstergesi olmadığı, aksine genişleyen bir evrendeki her gözlemcinin cisimlerin uzaklaştığını göreceğidir.
Evrenin nihai kaderi ve yaşı
Evrenin yaşı ve nihai kaderi, bugün Hubble sabiti ölçülerek ve benzersiz bir şekilde yoğunluk parametrelerinin değerleriyle (madde için ΩM ve karanlık enerji için ΩΛ) karakterize edilen yavaşlama parametresinin gözlemlenen değeri ile tahmin yapılarak belirlenebilir. ΩM > 1 ve ΩΛ = 0 olan bir "kapalı evren", bir Big Crunch'ta sona eriyor ve Hubble yaşından çok daha genç. ΩM ≤ 1 ve ΩΛ = 0 olan bir "açık evren" sonsuza kadar genişler ve Hubble yaşına daha yakın bir yaşa sahiptir. İçinde yaşadığımız sıfır olmayan ΩΛ ile hızlanan evren için, evrenin yaşı tesadüfen Hubble çağına çok yakındır.

Hubble parametresinin değeri zamanla değişir, şu şekilde tanımlanan yavaşlama parametresi q q değerine bağlı olarak artar veya azalır.

Yavaşlama parametresi sıfıra eşit olan bir evrende, H = 1/t olur, burada t, Büyük Patlama'dan bu yana geçen zamandır. Sıfırdan farklı, zamana bağlı bir q q değeri, Friedmann denklemlerinin şimdiki zamandan geriye doğru, ufuk boyutunun sıfır olduğu zamana entegrasyonunu gerektirir.

Uzun zamandır q'nun pozitif olduğu düşünülüyordu, bu da yerçekimi nedeniyle genişlemenin yavaşladığını gösteriyordu. Bu, evrenin 1/H'den (yaklaşık 14 milyar yıl) daha küçük bir yaşı anlamına gelir. Örneğin, q için 1/2 (bir zamanlar çoğu teorisyen tarafından tercih edilen) bir değer, evrenin yaşını 2/(3H) olarak verirdi. 1998'de q'nun görünüşte negatif olduğunun keşfi, evrenin gerçekte 1/H'den daha eski olabileceği anlamına gelir. Ancak evrenin yaşı ile ilgili tahminler 1/H'ye çok yakındır.
Olbers paradoksu
Ana madde: Olbers' paradoksu

Hubble yasasının Big Bang yorumuyla özetlenen uzayın genişlemesi, Olbers paradoksu olarak bilinen eski bilmeceyle ilgilidir: Eğer evren sonsuz büyüklükte, statik ve düzgün bir yıldız dağılımıyla doluysa, o zaman her görüş hattı gökyüzü bir yıldızla sona erecek ve gökyüzü bir yıldızın yüzeyi kadar parlak olacaktı. Ancak, gece gökyüzü büyük ölçüde karanlıktır.[42][43]

17. yüzyıldan beri, gökbilimciler ve diğer düşünürler bu paradoksu çözmek için birçok olası yol önerdiler, ancak şu anda kabul edilen çözüm kısmen Büyük Patlama teorisine ve kısmen Hubble genişlemesine bağlıdır: Sonlu bir miktar için var olan bir evrende. zamanın sadece sınırlı sayıdaki yıldızın ışığının bize ulaşması için yeterli zamanı olmuştur ve paradoks çözülmüştür. Ek olarak, genişleyen bir evrende, uzaktaki nesneler bizden uzaklaşır, bu da onlardan yayılan ışığın kırmızıya kaymasına ve biz onu gördüğümüzde parlaklığının azalmasına neden olur.[42][43]
Boyutsuz Hubble parametresi

Hubble sabiti ile çalışmak yerine, yaygın bir uygulama, genellikle h ile gösterilen boyutsuz Hubble parametresini tanıtmak ve Hubble'ın parametresi H0'ı h × 100 km s-1 Mpc-1 olarak yazmaktır. H0'ın ardından h'ye düşürülür.[44] Bazen 100'den farklı bir referans değeri seçilebilir, bu durumda karışıklığı önlemek için h'den sonra bir alt simge sunulur; h70, ( =70,h_<70>> ) km s−1 Mpc−1'i ifade eder, bu da ( =h/0.7> ) anlamına gelir.

Bu, genellikle Planck birimleri cinsinden ifade edilen, H0 ile 1,75 × 10−63 (parsec ve tP tanımlarından) çarpılarak elde edilen Hubble sabitinin boyutsuz değeri ile karıştırılmamalıdır, örneğin H0=70 için bir Planck birimi 1.2 × 10−61 versiyonu elde edildi.
Hubble sabitinin belirlenmesi
Son araştırmalar için ölçüm belirsizliği dahil olmak üzere Hubble Sabitinin değeri[45]

Hubble sabitinin değeri, uzak galaksilerin kırmızıya kayması ölçülerek ve daha sonra Hubble yasasından başka bir yöntemle onlara olan mesafeler belirlenerek tahmin edilir. Bu yaklaşım, ekstragalaktik nesnelere olan mesafeleri ölçmek için kozmik mesafe merdiveninin bir parçasını oluşturur. Bu mesafeleri belirlemek için kullanılan fiziksel varsayımlardaki belirsizlikler, Hubble sabitinin değişen tahminlerine neden olmuştur.[2]

Gökbilimci Walter Baade'in gözlemleri, onu yıldızlar için farklı "popülasyonlar" tanımlamasına yol açtı (Nüfus I ve Popülasyon II). Aynı gözlemler onu, iki tür Sefeid değişken yıldızı olduğunu keşfetmeye yöneltti. Bu keşfi kullanarak bilinen evrenin boyutunu yeniden hesapladı ve 1929'da Hubble tarafından yapılan önceki hesaplamayı ikiye katladı.[46][47][48] Bu bulguyu, Roma'daki Uluslararası Astronomi Birliği'nin 1952 toplantısında büyük bir şaşkınlıkla duyurdu.

Ekim 2018'de bilim adamları, yerçekimi dalgası olaylarından (özellikle nötron yıldızlarının birleşmesini içerenler) elde edilen bilgileri kullanarak yeni bir üçüncü yol sundular (biri kırmızıya kaymalara ve diğeri kozmik mesafe merdivenine dayanan önceki iki yöntem, uyuşmayan sonuçlar verdi). , GW170817 gibi), Hubble sabitini belirleme.[49][50]

Temmuz 2019'da gökbilimciler, GW170817'nin nötron yıldızı birleşmesinin saptanmasının ardından, Hubble sabitini belirlemek ve önceki yöntemlerin tutarsızlığını çözmek için yeni bir yöntemin, nötron yıldızı çiftlerinin birleşmesine dayalı olarak önerildiğini bildirdiler.[51 ][52] Hubble sabiti ölçümleri 70.3+5.3'tür.
-5,0 (km/s)/Mpc.[53]

Yine Temmuz 2019'da gökbilimciler, Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan verileri kullanarak ve kırmızı dev dalın (TRGB) mesafe göstergesinin ucu kullanılarak hesaplanan kırmızı dev yıldızlara olan mesafelere dayanan başka bir yeni yöntem bildirdiler. Hubble sabiti ölçümleri 69.8+1,9'dur.
-1,9 (km/s)/Mpc.[54][55][56]

Mart 2020'de Cenevre Üniversitesi'nde fizikçi olan Lucas Lombriser, Hubble sabitinin önemli ölçüde farklı iki belirlenimini uzlaştırmanın olası bir yolunu, 250 milyon ışıkyılı çapında, yani dünyanın yarısı olan yakındaki devasa bir "baloncuk" kavramını önererek sundu. evrenin geri kalanının yoğunluğu.[57][58]
Daha önceki ölçüm ve tartışma yaklaşımları

20. yüzyılın ikinci yarısının çoğu için, H 0 > H_ <0>değerinin 50 ile 90 (km/s)/Mpc arasında olduğu tahmin ediliyordu.

Hubble sabitinin değeri, değerin 100 civarında olduğunu iddia eden Gérard de Vaucouleurs ile değerin 50 civarında olduğunu iddia eden Allan Sandage arasında uzun ve oldukça sert bir tartışmanın konusuydu.[59] 1996'da, John Bahcall'ın moderatörlüğünde Sidney van den Bergh ve Gustav Tammann arasında bir tartışma, bu iki rakip değer hakkında daha önceki Shapley-Curtis tartışmasına benzer bir şekilde yapıldı.

Tahminlerdeki bu önceden geniş varyans, 1990'ların sonlarında evrenin ΛCDM modelinin tanıtılmasıyla kısmen çözüldü. Sunyaev-Zel'dovich etkisi kullanılarak X-ışını ve mikrodalga dalga boylarında yüksek kırmızıya kaymalı kümelerin ΛCDM modeli gözlemleri, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonundaki anizotropi ölçümleri ve optik araştırmaların tümü, sabit için yaklaşık 70 değerini verdi.

2018'de yayınlanan Planck misyonundan alınan daha yakın tarihli ölçümler, 67,66±0,42'lik daha düşük bir değere işaret ediyor, ancak daha yakın zamanda, Mart 2019'da, Hubble Uzay Teleskobu'nu içeren geliştirilmiş bir prosedür kullanılarak 74.03±1.42'lik daha yüksek bir değer belirlendi.[ 60] İki ölçüm, makul bir şans seviyesinin ötesinde, 4.4σ seviyesinde uyuşmamaktadır.[61] Bu anlaşmazlığın çözümü, devam eden bir araştırma alanıdır.[62]

Birçok yeni ve eski ölçüm için aşağıdaki ölçüm tablosuna bakın.
Genişlemenin hızlandırılması
Ana madde: Hızlanan evren

Tip Ia süpernovaların standart mum gözlemlerinden ölçülen ve 1998'de negatif olduğu belirlenen bir q q değeri, birçok astronomu, evrenin genişlemesinin şu anda "hızlanmakta" olduğu imasıyla şaşırttı. Hubble faktörü, yukarıda yorum bölümünde belirtildiği gibi, zaman içinde hala azalmaktadır, karanlık enerji ve ΛCDM modeli hakkındaki makalelere bakın).
Hubble parametresinin türetilmesi

Bu bölümün doğrulama için ek alıntılara ihtiyacı var. Lütfen güvenilir kaynaklara alıntılar ekleyerek bu makalenin geliştirilmesine yardımcı olun. Kaynaksız materyale itiraz edilebilir ve kaldırılabilir. (Mart 2014) (Bu şablon mesajının nasıl ve ne zaman kaldırılacağını öğrenin)

Friedmann denklemiyle başlayın:

burada H Hubble parametresidir, a a ölçek faktörüdür, G yerçekimi sabitidir, k evrenin normalleştirilmiş uzaysal eğriliğidir ve -1, 0 veya 1'e eşittir ve Λ Lambda kozmolojik sabittir.
Maddenin egemen olduğu evren (kozmolojik bir sabite sahip)

Eğer evren madde ağırlıklı ise, o zaman evrenin kütle yoğunluğu ρ ho sadece maddeyi içerecek şekilde alınabilir.

nerede ( ho _<>>> ) maddenin bugünkü yoğunluğudur. Friedmann denkleminden ve termodinamik ilkelerden göreli olmayan parçacıklar için kütle yoğunluğunun evrenin ters hacmiyle orantılı olarak azaldığını biliyoruz, bu nedenle yukarıdaki denklem doğru olmalıdır. Ayrıca tanımlayabiliriz (Ω m > Omega _)

burada sıfır alt simgesi bugünkü değerleri ifade eder ve ( a_<0>=1 ). Tüm bunları bu bölümün başındaki Friedmann denkleminde yerine koymak ve a'yı a=1/(1+z) ile değiştirmek, şunu verir:

Madde ve karanlık enerjinin hakim olduğu evren

Eğer evren hem madde ağırlıklı hem de karanlık enerji baskın ise, o zaman yukarıdaki Hubble parametresi denklemi de karanlık enerji durum denkleminin bir fonksiyonu olacaktır. Peki şimdi:

nerede ρ d e > ho _<> karanlık enerjinin kütle yoğunluğudur. Tanım olarak, kozmolojideki bir durum denklemi ( P=w ho c^ <2>) şeklindedir ve eğer bu, evrenin kütle yoğunluğunun zamanla nasıl geliştiğini açıklayan akışkan denkleminde değiştirilirse, o zaman

Bu nedenle, sabit bir durum denklemi olan karanlık enerji için ( (a)= ho _a^<-3(1+w)>> ). Bu, Friedman denkleminde öncekine benzer bir şekilde ikame edilirse, ancak bu sefer k = 0 k=0, yani uzaysal olarak düz bir evren varsayarsa, o zaman (evrenin şekline bakın)

Karanlık enerji, Einstein tarafından tanıtılan gibi bir kozmolojik sabitten türetiliyorsa, w=-1 olduğu gösterilebilir. Daha sonra denklem, ( Omega_k ) sıfıra ayarlanmış olarak, maddenin hakim olduğu evren bölümündeki son denkleme indirgenir. Bu durumda ilk karanlık enerji yoğunluğu ( ho_ ) tarafından verilir[64]

Karanlık enerjinin sabit bir w durum denklemi yoksa, o zaman

ve bunu çözmek için, w ( a ) w(a) parametrelendirilmelidir, örneğin eğer ( w(a)=w_<0>+w_(1-a), ) veriyorsa

Diğer bileşenler yakın zamanda formüle edilmiştir.[65][66][67]
Hubble sabitinden türetilen birimler

Bu bölümün doğrulama için ek alıntılara ihtiyacı var. Lütfen güvenilir kaynaklara alıntılar ekleyerek bu makalenin geliştirilmesine yardımcı olun. Kaynaksız materyale itiraz edilebilir ve kaldırılabilir. (Mart 2014) (Bu şablon mesajının nasıl ve ne zaman kaldırılacağını öğrenin)
Hubble zamanı

Hubble sabiti H 0 > H_ <0>ters zaman birimlerine sahiptir, Hubble zamanı tH basitçe Hubble sabitinin tersi olarak tanımlanır,[68] yani.

Bu, yaklaşık 13,8 milyar yıl olan evrenin yaşından biraz farklıdır. Hubble zamanı, genişleme lineer olsaydı sahip olacağı yaştır ve genişleme lineer olmadığı için evrenin gerçek yaşından farklıdır. standart ΛCDM modelinde 0.96 civarında olan evren.

Şu anda, vakum enerjisinin artan hakimiyeti nedeniyle evrenin genişlemesinin üstel olduğu bir döneme yaklaşıyoruz gibi görünüyor. Bu rejimde, Hubble parametresi sabittir ve evren her Hubble zamanında bir e faktörü kadar büyür:

Benzer şekilde, genel olarak kabul edilen 2,27 Es−1 değeri, (mevcut hızda) evrenin bir eksaniyede ( > ) faktörü kadar büyüyeceği anlamına gelir.

Uzun süreler boyunca dinamikler, yukarıda açıklandığı gibi genel görelilik, karanlık enerji, enflasyon vb. ile karmaşıklaşır.
Hubble uzunluğu

Hubble uzunluğu veya Hubble mesafesi, kozmolojide ( ^<-1>> ) — ışık hızının Hubble zamanı ile çarpımı olarak tanımlanan bir mesafe birimidir. 4,550 milyon parsek veya 14,4 milyar ışık yılına eşittir. (Işık yılı cinsinden Hubble uzunluğunun sayısal değeri, tanım gereği, yıl cinsinden Hubble zamanına eşittir.) Hubble mesafesi, Dünya ile şu anda bizden hızla uzaklaşan galaksiler arasındaki mesafe olacaktır. ışık, Hubble yasasının denklemine ( ^<-1>> ) koyarak görülebileceği gibi, v = H0D.
Hubble hacmi
Ana madde: Hubble hacmi

Hubble hacmi bazen ( ^<-1>.> ) ile birlikte hareket eden bir evren hacmi olarak tanımlanır. Kesin tanım değişir: bazen bir kürenin hacmi olarak tanımlanır. yarıçaplı ( ^<-1>,> ) veya alternatif olarak bir kenar küpü ( ^<-1>.> ) Bazı kozmologlar Hubble hacmi terimi, yaklaşık üç kat daha büyük bir yarıçapa sahip olmasına rağmen, gözlemlenebilir evrenin hacmini ifade eder.
Hubble sabitinin ölçülen değerleri

Hubble sabitini belirlemek için birden fazla yöntem kullanılmıştır. Kalibre edilmiş mesafe merdiveni tekniklerini kullanan "Geç evren" ölçümleri, yaklaşık 73 km/s/Mpc'lik bir değerde birleşti. 2000 yılından bu yana, kozmik mikrodalga arka planının ölçümlerine dayanan "alıntı evren" teknikleri mevcut hale geldi ve bunlar 67.7 km/s/Mpc'ye yakın bir değerde anlaşıyorlar. (Bu, erken evrenden bu yana genişleme oranındaki değişimi açıklamaktadır, dolayısıyla ilk sayıyla karşılaştırılabilir.) Teknikler geliştikçe, tahmin edilen ölçüm belirsizlikleri daraldı, ancak ölçülen değerlerin aralığı öyle bir noktaya gelmedi ki, anlaşmazlık şimdi istatistiksel olarak anlamlıdır. Bu tutarsızlığa Hubble gerilimi denir.[69][70]

2020 itibariyle, tutarsızlığın nedeni anlaşılamamıştır. Nisan 2019'da gökbilimciler, Hubble sabit değerlerinde farklı ölçüm yöntemleri arasında daha fazla önemli tutarsızlıklar bildirdiler, bu da muhtemelen şu anda iyi anlaşılmayan yeni bir fizik alanının varlığına işaret ediyor.[61][71][72][73][74] Kasım 2019'a kadar, bu gerilim o kadar büyümüştü ki, Joseph Silk gibi bazı fizikçiler, evrenin gözlemlenen özellikleri karşılıklı olarak tutarsız göründüğünden, buna "kozmoloji için olası bir kriz" olarak atıfta bulunmaya başladı.[75] Şubat 2020'de Megamaser Kozmoloji Projesi, uzaklık merdiveni sonuçlarını doğrulayan ve erken evren sonuçlarından %95 istatistiksel anlamlılık düzeyinde farklılık gösteren bağımsız sonuçlar yayınladı.[76] Temmuz 2020'de Atacama Kozmoloji Teleskobu tarafından kozmik arka plan radyasyonunun ölçümleri, Evrenin şu anda gözlemlenenden daha yavaş genişlemesi gerektiğini tahmin ediyor.[77]
Hubble sabitinin tahmini değerleri, 2001–2019. Siyah renkli tahminler, 73 km/s/Mpc civarında kümelenme eğiliminde olan kalibre edilmiş mesafe merdiveni ölçümlerini temsil eder kırmızı, 67 km/s/Mpc civarında bir rakam üzerinde iyi bir uyum gösteren ΛCDM parametreleriyle erken evren CMB/BAO ölçümlerini temsil ederken, mavi diğer tekniklerdir belirsizlikleri henüz ikisi arasında karar verecek kadar küçük değil.
Hubble sabitinin ölçümü Yayınlanma tarihi Hubble sabiti
(km/s)/Mpc Gözlemci Alıntı Açıklamaları / metodolojisi
2020-12-15 73.2±1.3 Hubble Uzay Teleskobu ve Gaia EDR3 [78] Samanyolu Cepheidleri için HST fotometrisi ve Gaia EDR3 paralakslarının kombinasyonu, Cepheid parlaklıklarının kalibrasyonundaki belirsizliği %1.0'a indirdi. ( H_ <0>) değerindeki genel belirsizlik %1,8'dir ve bunun, Cepheid konakları olarak bilinen gökadalarda daha büyük bir tip Ia süpernova örneği ile %1.3'e düşürülmesi beklenmektedir. Supernovae, H 0 > H_<0> olarak bilinen, Dark Energy State Denklemi (SHoES) için bir işbirliğinin devamı.
2020-09-29 67.6+4.3
-4,2 S. Mukherjee ve ark. [79] Yerçekimi dalgaları, Zwicky Geçici Tesisi tarafından bulunan geçici ZTF19abanrh'ın GW190521'in optik karşılığı olduğunu varsayar. Mesafe merdivenlerinden ve kozmik mikrodalga arka planından bağımsız.
2020-02-26 73.9±3.0 Megamaser Kozmoloji Projesi [76] Megamaser barındıran galaksilere geometrik mesafe ölçümleri. Mesafe merdivenlerinden ve kozmik mikrodalga arka planından bağımsız.
2019-10-14 74.2+2.7
−3.0 ADIMLAR [80] Objektifli kuasar DES J0408-5354'ün kütle dağılımı ve amp zaman gecikmesinin modellenmesi.
2019-09-12 76.8±2.6 SHARP/H0LiCOW [81] Yer tabanlı uyarlanabilir optikler ve Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak galaktik olarak lensli üç nesnenin ve lenslerinin modellenmesi.
2019-08-20 70.3+1.36
-1,35 K. Dutta ve ark. [82] Bu H 0 > H_ <0>, ΛCDM modeli içindeki düşük kırmızıya kaymalı kozmolojik verileri analiz ederek elde edilir. Kullanılan veri kümeleri, tip Ia süpernovalar, baryon akustik salınımları, güçlü mercek kullanan zaman gecikmesi ölçümleri, kozmik kronometreler kullanan H(z) ölçümleri ve büyük ölçekli yapı gözlemlerinden elde edilen büyüme ölçümleridir.
2019-08-15 73.5±1.4 M. J. Reid, D. W. Pesce, A. G. Riess [83] Büyük Macellan Bulutu'ndaki tutulma ikililerinin ölçümleriyle birlikte süper kütleli kara deliğini kullanarak Messier 106'ya olan mesafeyi ölçmek.
2019-07-16 69.8±1.9 Hubble Uzay Teleskobu [54][55][56] Kızıl dev yıldızlara olan mesafeler, kırmızı dev dal (TRGB) mesafe göstergesinin ucu kullanılarak hesaplanır.
2019-07-10 73.3+1.7
−1.8 H0LiCOW işbirliği [84] Şimdi kozmik mesafe merdiveninden ve kozmik mikrodalga arka plan ölçümlerinden bağımsız olarak altı kuasar kullanan, çoklu görüntülü kuasarların güncellenmiş gözlemleri.
2019-07-08 70.3+5.3
−5.0 LIGO ve Virgo dedektörleri [53] Daha önceki yerçekimi dalgası (GW) ve elektromanyetik (EM) verileriyle birlikte GW170817'nin radyo karşılığını kullanır.
2019-03-28 68.0+4.2
−4.1 Fermi-LAT [85] Galaksi dışı ışık nedeniyle gama ışını zayıflaması. Kozmik mesafe merdiveninden ve kozmik mikrodalga arka planından bağımsız.
2019-03-18 74.03±1.42 Hubble Uzay Teleskobu [61] Büyük Macellan Bulutu'ndaki (LMC) Cepheidlerin hassas HST fotometrisi, LMC'ye olan mesafedeki belirsizliği %2,5'ten %1,3'e düşürür. Revizyon, CMB ölçümleriyle gerilimi 4,4σ seviyesine yükseltir (Gauss hataları için P=99,999), bu da tutarsızlığı makul bir şans seviyesinin ötesine yükseltir. Karanlık Enerjinin Durumu Denklemi (SHoES) için Supernovae, ( H_ <0>] olarak bilinen bir işbirliğinin devamı.
2019-02-08 67.78+0.91
-0.87 Joseph Ryan ve ark. [86] Düz bir LambdaCDM modeli varsayıldığında, Quasar açısal boyutu ve baryon akustik salınımları. Alternatif modeller, Hubble sabiti için farklı (genellikle daha düşük) değerlerle sonuçlanır.
2018-11-06 67.77±1.30 Karanlık Enerji Araştırması [87] Baryon akustik salınımlarına dayalı ters mesafe merdiveni yöntemi kullanılarak süpernova ölçümleri.
2018-09-05 72.5+2.1
−2.3 H0LiCOW işbirliği [88] Kozmik mesafe merdiveninden bağımsız ve kozmik mikrodalga arka plan ölçümlerinden bağımsız, çoklu görüntülü kuasarların gözlemleri.
2018-07-18 67,66±0,42 Planck Misyonu [89] Final Planck 2018 sonuçları.
2018-04-27 73.52±1.62 Hubble Uzay Teleskobu ve Gaia [90][91] Erken Gaia paralaks ölçümleriyle birlikte galaktik Cepheidlerin ek HST fotometrisi. Revize edilen değer, 3.8σ seviyesindeki CMB ölçümleriyle gerilimi artırıyor. SHoES işbirliğinin devamı.
2018-02-22 73.45±1.66 Hubble Uzay Teleskobu [92][93] Mesafe merdiveninin gelişmiş kalibrasyonu için galaktik Sefeidlerin paralaks ölçümleri, değer 3.7σ seviyesindeki CMB ölçümleriyle bir tutarsızlık olduğunu gösteriyor. Gaia kataloğunun son sürümüyle belirsizliğin %1'in altına düşmesi bekleniyor. SHOES işbirliği.
2017-10-16 70.0+12.0
−8.0 LIGO Bilimsel İşbirliği ve Başak İşbirliği [94] Normal "standart mum" tekniklerinden bağımsız standart siren ölçümü, bir ikili nötron yıldızı (BNS) birleşmesinin yerçekimi dalgası analizi GW170817, kozmolojik ölçeklere göre parlaklık mesafesini doğrudan tahmin etti. Önümüzdeki on yıl içinde elli benzer tespit tahmini, diğer metodolojilerin gerilimini belirleyebilir.[95] Bir nötron yıldızı-kara delik birleşmesinin (NSBH) tespiti ve analizi, BNS'nin izin verebileceğinden daha fazla hassasiyet sağlayabilir.[96]
2016-11-22 71.9+2.4
−3.0 Hubble Uzay Teleskobu [97] Güçlü kütleçekimsel mercekleme tarafından üretilen uzak değişken kaynakların çoklu görüntüleri arasındaki zaman gecikmelerini kullanır. COSMOGRAIL'in Wellspring'inde (H0LiCOW) H 0 > H_ <0>Lensler olarak bilinen işbirliği.
2016-08-04 76.2+3.4
−2.7 Cosmicflows-3 [98] Kırmızıya kaymanın Tully–Fisher, Cepheid değişkeni ve Tip Ia süpernova dahil diğer uzaklık yöntemleriyle karşılaştırılması. Verilerden elde edilen kısıtlayıcı bir tahmin, 75±2'lik daha kesin bir değer anlamına gelir.
2016-07-13 67.6+0.7
−0.6 SDSS-III Baryon Salınım Spektroskopik Araştırması (BOSS) [99] Baryon akustik salınımları. Genişletilmiş bir anket (eBOSS) 2014'te başladı ve 2020'ye kadar sürmesi bekleniyor. Genişletilmiş anket, evrenin Büyük Patlama'dan 3 ila 8 milyar yıl sonra yerçekiminin yavaşlama etkilerinden uzaklaşmakta olduğu zamanı araştırmak için tasarlandı.[ 100]
2016-05-17 73.24±1.74 Hubble Uzay Teleskobu [101] Tip Ia süpernova, yaklaşan Gaia ölçümleri ve diğer iyileştirmelerle belirsizliğin iki kattan fazla azalması bekleniyor. SHOES işbirliği.
2015-02 67.74±0.46 Planck Misyonu [102][103] Planck'ın tam misyonunun analizinden elde edilen sonuçlar 1 Aralık 2014'te İtalya'nın Ferrara kentinde düzenlenen bir konferansta kamuoyuna açıklandı. Görev sonuçlarını detaylandıran tam bir kağıt seti Şubat 2015'te yayınlandı.
2013-10-01 74.4±3.0 Cosmicflows-2 [104] Tully–Fisher, Cepheid değişkeni ve Tip Ia süpernova dahil olmak üzere kırmızıya kaymanın diğer uzaklık yöntemleriyle karşılaştırılması.
2013-03-21 67.80±0.77 Planck Misyonu [45][105][106][107][108] ESA Planck Surveyor Mayıs 2009'da fırlatıldı. kozmik mikrodalga radyasyonu, SPK'yı WMAP'den daha küçük bir ölçekte ölçmek için HEMT radyometreleri ve bolometre teknolojisini kullanan önceki araştırmalardan daha fazla. 21 Mart 2013'te, Planck kozmoloji sondasının arkasındaki Avrupa liderliğindeki araştırma ekibi, yeni bir CMB tüm gökyüzü haritası ve Hubble sabitinin belirlenmesi dahil olmak üzere görevin verilerini yayınladı.
2012-12-20 69,32±0,80 WMAP (9 yıl), diğer ölçümlerle birlikte. [109]
2010 70.4+1.3
−1.4 WMAP (7 yıl), diğer ölçümlerle birlikte. [110] Bu değerler, WMAP ve diğer kozmolojik verilerin bir kombinasyonunun ΛCDM modelinin en basit versiyonuna uydurulmasından kaynaklanmaktadır. Veriler daha genel versiyonlarla uyumluysa, H0 daha küçük ve daha belirsiz olma eğilimindedir: bazı modeller 63 (km/s)/Mpc civarında değerlere izin verse de tipik olarak 67±4 (km/s)/Mpc civarındadır.[111]
2010 71,0±2,5 WMAP yalnızca (7 yıl). [110]
2009-02 70.5±1.3 WMAP (5 yıl), diğer ölçümlerle birlikte. [112]
2009-02 71.9+2.6
−2.7 Yalnızca WMAP (5 yıl) [112]
2007 70.4+1.5
−1.6 WMAP (3 yıl), diğer ölçümlerle birlikte. [113]
2006-08 76.9+10.7
−8.7 Chandra X-ışını Gözlemevi [114] Sunyaev–Zel'dovich etkisi ve gökada kümelerinin Chandra X-ışını gözlemlerinin birleştirilmesi. Planck İşbirliği 2013'ten alınan tabloda düzeltilmiş belirsizlik.[115]
2001-05 72±8 Hubble Uzay Teleskobu Anahtar Projesi [25] Bu proje, benzer bir doğruluğa sahip birçok gökada kümesinin Sunyaev–Zel'dovich etkisi gözlemlerine dayanan bir H0 ölçümü ile tutarlı olan en hassas optik belirlemeyi sağladı.
1996'dan önce 50–90 (tah.) [59]
1970'lerin başı ≈ 55 (tah.) Allan Sandage ve Gustav Tammann [116]
1958 75 (tah.) Allan Sandage [117] Bu, H0'ın ilk iyi tahminiydi, ancak bir fikir birliğine varılması on yıllar alacaktı.
1956 180 Humason, Mayall ve Sandage [116]
1929 500 Edwin Hubble, Hooker teleskopu [118][116][119]
1927 625 Georges Lemaître [120] Evrenin genişlemesinin bir işareti olarak ilk ölçüm ve yorum
Ayrıca bakınız

Evrenin hızlanan genişlemesi
kozmoloji
Karanlık madde
Genel görelilik testleri

"IAU üyeleri, Hubble yasasının Hubble-Lemaitre yasası olarak yeniden adlandırılmasını önermek için oy kullandılar" (Basın açıklaması). Uluslararası Astronomi Birliği. 29 Ekim 2018. Erişim tarihi: 2018-10-29.
Hoşçakal, Dennis (20 Şubat 2017). "Kozmos Tartışması: Evren Genişliyor, Ama Ne Kadar Hızlı?". New York Times. 21 Şubat 2017'de alındı.
Coles, P., ed. (2001). Yeni Kozmolojinin Routledge Eleştirel Sözlüğü. Routledge. s. 202. ISBN 978-0-203-16457-0.
"Hubble Akışı". Swinburne Astronomi Çevrimiçi Astronomi Ansiklopedisi. Swinburne Teknoloji Üniversitesi. 2013-05-14 alındı.
van den Bergh, S. (2011). "24 Numaralı Lemaitre Denklemin Tuhaf Örneği". Kanada Kraliyet Astronomi Derneği Dergisi. 105 (4): 151. arXiv:1106.1195. Bibcode:2011JRASC.105..151V.
Nussbaumer, H. Bieri, L. (2011). "Genişleyen evreni kim keşfetti?". Gözlemevi. 131 (6): 394–398. arXiv:1107.2281. Bibcode:2011Obs. 131..394N.
Way, MJ (2013). "Hubble'ın Mirasını Parçalamak mı?". ASP Konferans Tutanakları. 471: 97-132. arXiv: 1301.7294. Bibcode:2013ASPC..471. 97W.
Friedman, A. (Aralık 1922). "Über die Krümmung des Raumes". Fizik için Zeitschrift. 10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy. 10.377F. doi:10.1007/BF01332580. S2CID 125190902.. (Friedman, A. (Aralık 1999)'da İngilizce çeviri). "On the Curvature of Space". General Relativite and Gravitation. 31 (12): 1991–2000. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A :1026751225741. S2CID 122950995.)
Lemaitre, G. (1927). "Univers homogène de masse Constante et de rayon kruvasan rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactics". Annales de la Société Scientifique de Bruxelles A. 47: 49–59. Bibcode:1927ASSB. 47. 49L. Kısmen tercümesi Lemaître, G. (1931). "Evrenin Genişlemesi, Galaksi dışı bulutsuların radyal hızını hesaba katan sabit kütleli ve artan yarıçaplı homojen bir evren". Kraliyet Astronomi Derneği'nin Aylık Bildirimleri. 91 (5): 483-490. Bibcode:1931MNRAS..91..483L. doi:10.1093/mnras/91.5.483.
Livio, M. (2011). "Çeviride kayıp: Eksik metnin gizemi çözüldü". Doğa. 479 (7372): 171–3. Bibcode:2011Natur.479..171L. doi:10.1038/479171a. PMID 22071745. S2CID 203468083.
Livio, M. Riess, A. (2013). "Hubble sabitinin ölçülmesi". Fizik Bugün. 66 (10): 41. Bibcode:2013PhT. 66j..41L. doi:10.1063/PT.3.2148.
Hubble, E. (1929). "Galaktik dışı bulutsular arasında mesafe ve radyal hız arasındaki ilişki". Ulusal Bilimler Akademisi Bildiriler Kitabı. 15 (3): 168–73. Bibcode:1929PNAS. 15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160.
Slipher, V.M. (1917). "Spiral bulutsuların radyal hız gözlemleri". Gözlemevi. 40: 304–306. Bibcode: 1917Obs. 40..304S.
Longair, M.S. (2006). Kozmik Yüzyıl. Cambridge Üniversitesi Yayınları. s. 109. ISBN 978-0-521-47436-8.
Nussbaumer, Harry (2013). 'De Sitter'in modeline destek olarak Slipher'ın kırmızıya kaymaları ve dinamik evrenin keşfi' In Origins of the Expanding Universe: 1912-1932. Pasifik Astronomi Topluluğu. s. 25–38. arXiv:1303.1814.
Görüşürüz, Dennis (25 Şubat 2019). "Karanlık Güçler Kozmosla Karışıyor mu? - Aksiyonlar mı? Hayalet enerji? Astrofizikçiler, evrende bir delik açmak için çabalıyorlar ve bu süreçte kozmik tarihi yeniden yazıyorlar. New York Times. 26 Şubat 2019 alındı.
O'Raifeartaigh, Cormac (2013). V.M.'nin Katkısı 'Genişleyen Evrenin Kökenleri'nde genişleyen evrenin keşfine Slipher. Pasifik Astronomi Topluluğu. s. 49–62. arXiv:1212.5499.
"Hubble sabitine üç adım". www.spaceteleskop.org. 26 Şubat 2018 alındı.
Slipher, V.M. (1913). "Andromeda Bulutsusu'nun Radyal Hızı". Lowell Gözlemevi Bülteni. 1: 56-57. Bibcode:1913LowOB. 2. 56S.
Slipher, V.M. (1915). "Nebulaların Spektrografik Gözlemleri". Popüler Astronomi. 23: 21–24. Bibcode:1915PA. 23. 21S.
Friedman, A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Fizik için Zeitschrift. 10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy. 10.377F. doi:10.1007/BF01332580. S2CID 125190902. Çeviren Friedmann, A. (1999). "Uzayın Eğriliği Üzerine". Genel Görelilik ve Yerçekimi. 31 (12): 1991–2000. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741. S2CID 122950995.
van den Bergh, Sidney (2011). "Lemaître'nin 24 Numaralı Denklemin Tuhaf Örneği". Kanada Kraliyet Astronomi Derneği Dergisi. 105 (4): 151. arXiv:1106.1195. Bibcode:2011JRASC.105..151V.
Blok, David (2012). Georges Lemaître: Life, Science and Legacy (Holder ve Mitton ed.) içinde 'Georges Lemaitre ve Stigler'in adını taşıyan kanunu'. Springer. s. 89-96.
Keel, W.C. (2007). Galaksi Oluşumuna Giden Yol (2. baskı). Springer. s. 7-8. ISBN 978-3-540-72534-3.
Freedman, W.L. ve ark. (2001). "Hubble sabitini ölçmek için Hubble Uzay Teleskobu Anahtar Projesinin nihai sonuçları". Astrofizik Dergisi. 553 (1): 47-72. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode: 2001ApJ. 553. 47F. doi:10.1086/320638. S2CID 119097691.
Weinberg, S. (2008). Kozmoloji. Oxford Üniversitesi Yayınları. s. 28. ISBN 978-0-19-852682-7.
Bunn, E.F. (2009). "Kozmolojik kırmızıya kaymanın kinematik kökeni". Amerikan Fizik Dergisi. 77 (8): 688-694. arXiv:0808.1081. Bibcode:2009AmJPh..77..688B. doi:10.1119/1.3129103. S2CID 1365918.
Kirshner, R.P. (2003). "Hubble diyagramı ve kozmik genişleme". Ulusal Bilimler Akademisi Bildiriler Kitabı. 101 (1): 8-13. Bibcode:2003PNAS..101. 8K. doi:10.1073/pnas.2536799100. PMC 314128. PMID 14695886.
"Kozmolojik Sabit Nedir?". Goddard Uzay Uçuş Merkezi. 2013-10-17 alındı.
Isaacson, W. (2007). Einstein: Hayatı ve Evreni. Simon & Schuster. s. 354. ISBN 978-0-7432-6473-0.
"Einstein'ın En Büyük Gafı? Karanlık Enerji, Kozmolojik Sabitle Tutarlı Olabilir". Günlük Bilim. 28 Kasım 2007. Erişim tarihi: 2013-06-02.
Davis, T.M. Lineweaver, C.H. (2001). "Süperluminal Resesyonel Hızlar". AIP Konferans Bildirileri. 555: 348–351. arXiv:astro-ph/0011070. Bibcode:2001AIPC..555..348D. CiteSeerX 10.1.1.254.1810. doi:10.1063/1.1363540. S2CID 118876362.
"Evren ışık hızından daha hızlı mı genişliyor?". Cornell Üniversitesi'nden bir Gökbilimciye sorun. 23 Kasım 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2015.
Harrison, E. (1992). "Kırmızıya kayma-mesafe ve hız-mesafe yasaları". Astrofizik Dergisi. 403: 28–31. Bibcode: 1993ApJ. 403. 28H. doi:10.1086/172179.
Madsen, M.S. (1995). Dinamik Kozmos. CRC Basın. s. 35. ISBN 978-0-412-62300-4.
Dekel, A. Ostriker, J.P. (1999). Evrende Yapının Oluşumu. Cambridge Üniversitesi Yayınları. s. 164. ISBN 978-0-521-58632-0.
Padmanabhan, T. (1993). Evrende yapı oluşumu. Cambridge Üniversitesi Yayınları. s. 58. ISBN 978-0-521-42486-8.
Sartori, L. (1996). Göreliliği Anlamak. Kaliforniya Üniversitesi Yayınları. s. 163, Ek 5B. ISBN 978-0-520-20029-6.
Sartori, L. (1996). Göreliliği Anlamak. Kaliforniya Üniversitesi Yayınları. s. 304–305. ISBN 978-0-520-20029-6.
"Kozmolojiye Giriş", Matts Roos
Scharping, Nathaniel (18 Ekim 2017). "Yerçekimi Dalgaları Evrenin Ne Kadar Hızlı Genişlediğini Gösteriyor". Astronomi. 18 Ekim 2017'de alındı.
Chase, S.I. Baez, J.C. (2004). "Olberlerin Paradoksu". Orijinal Usenet Fiziği SSS. 2013-10-17 alındı.
Asimov, I. (1974). "Gecenin Siyahı". Astronomi üzerine Asimov. Çift gün. ISBN 978-0-385-04111-9.
Peebles, P.J.E. (1993). Fiziksel Kozmolojinin İlkeleri. Princeton Üniversitesi Yayınları.
Bucher, P.A.R. et al. (Planck İşbirliği) (2013). "Planck 2013 sonuçları. I. Ürünlere ve Bilimsel Sonuçlara Genel Bakış". Astronomi ve Astrofizik. 571: A1. arXiv:1303.5062. Bibcode:2014A&A. 571A. 1P. doi:10.1051/0004-6361/201321529. S2CID 218716838.
Baade W (1944) Messier 32, NGC 205'in çözünürlüğü ve Andromeda Bulutsusu'nun merkez bölgesi. ApJ 100 137-146
Baade W (1956) Sefeidlerin dönem-parlaklık ilişkisi. PASP 68 5-16
Allen, Nick. "Bölüm 2: Büyük Tartışma ve Büyük Hata: Shapley, Hubble, Baade". Cepheid Mesafe Ölçeği: Bir Tarih. 10 Aralık 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2011.
Lerner, Louise (22 Ekim 2018). "Yerçekimi dalgaları yakında evrenin genişlemesinin ölçüsünü sağlayabilir". Fizik.org. Erişim tarihi: 22 Ekim 2018.
Chen, Hsin-Yu Fishbach, Maya Holz, Daniel E. (17 Ekim 2018). "Beş yıl içinde standart sirenlerden alınan yüzde iki Hubble sabit ölçümü". Doğa. 562 (7728): 545-547. arXiv:1712.06531. Bibcode:2018Natur.562..545C. doi:10.1038/s41586-018-0606-0. PMID 30333628. S2CID 52987203.
Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi (8 Temmuz 2019). "Yeni yöntem, evrenin genişlemesini ölçmedeki zorluğu çözebilir - Nötron yıldız birleşmeleri yeni 'kozmik cetvel' sağlayabilir". EurekUyarı!. 8 Temmuz 2019'da alındı.
Finley, Dave (8 Temmuz 2019). "Yeni Yöntem, Evrenin Genişlemesini Ölçmedeki Zorluğu Çözebilir". Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi. 8 Temmuz 2019'da alındı.
Hotokezaka, K. ve ark. (8 Temmuz 2019). "GW170817'de jetin süperluminal hareketinden Hubble sabiti ölçümü". Doğa Astronomi. 3 (10): 940–944. arXiv:1806.10596. Bibcode:2019NatAs. 3..940H. doi:10.1038/s41550-019-0820-1. S2CID 119547153.
Carnegie Bilim Enstitüsü (16 Temmuz 2019). "Evrenin genişleme hızının yeni ölçümü 'ortada sıkışıp kaldı' - Hubble Uzay Teleskobu tarafından gözlemlenen kırmızı dev yıldızlar, evrenin ne kadar hızlı genişlediğine dair tamamen yeni bir ölçüm yapmak için kullanılırdı". EurekUyarı!. 16 Temmuz 2019 alındı.
Sokol, Joshua (19 Temmuz 2019). "Tartışma, genişleyen evrenin hızı üzerinde yoğunlaşıyor". Bilim. doi:10.1126/science.aay8123. 20 Temmuz 2019 alındı.
Wendy L. Freedman Madore, Barry F. Hatt, Dylan Hoyt, Taylor J. Jang, In-Sung Beaton, Rachael L. Burns, Christopher R. Lee, Myung Gyoon Monson, Andrew J. Neeley, Jillian R. Phillips, Mark M Zengin, Jeffrey A. Seibert, Mark (2019). "Carnegie-Chicago Hubble Programı. VIII. Kırmızı Dev Dalın Ucuna Dayalı Hubble Sabitinin Bağımsız Belirlenmesi". Astrofizik Dergisi. 882 (1): 34. arXiv:1907.05922. Bibcode:2019ApJ. 882. 34F. doi:10.3847/1538-4357/ab2f73. S2CID 196623652.
Cenevre Üniversitesi (10 Mart 2020). "Çözüldü: Evrenin genişlemesinin gizemi". Fizik.org. 10 Mart 2020 alındı.
Lombriser, Lucas (10 Nisan 2020). "Kozmik mikrodalga arka planıyla yerel Hubble sabitinin tutarlılığı". Fizik Harfleri B. 803: 135303. arXiv:1906.12347. Bibcode:2020PhLB..80335303L. doi:10.1016/j.physletb.2020.135303. 10 Mart 2020 alındı.
Görüşürüz, D. (1999). "Prolog". Evrenin Yalnız Kalpleri (2. baskı). HarperCollins. s. 1ff. ISBN 978-0-316-64896-7.
Anil Ananthaswamy (22 Mart 2019), Şimdiye Kadarki En İyi Ölçümler Kozmolojik Krizi Derinleştiriyor, Scientific American, alındı ​​23 Mart 2019
Riess, Adam G. Casertano, Stefano Yuan, Wenlong Macri, Lucas M. Scolnic, Dan (18 Mart 2019). "Büyük Macellan Bulut Cepheid Standartları, Hubble Sabitinin Belirlenmesi için %1'lik Bir Temel Sağlar ve LambdaCDM'nin Ötesinde Fizik için Daha Güçlü Kanıtlar Sağlar". Astrofizik Dergisi. 876 (1): 85. arXiv:1903.07603. Bibcode:2019ApJ. 876. 85R. doi:10.3847/1538-4357/ab1422. S2CID 85528549.
Millea, Marius Knox, Lloyd (2019-08-10). "Hubble Avcısı Kılavuzu". arXiv:1908.03663v1 [astro-ph.CO].
Perlmutter, S. (2003). "Süpernova, Karanlık Enerji ve Hızlanan Evren" (PDF). Fizik Bugün. 56 (4): 53-60. Bibcode:2003PhT. 56d..53P. CiteSeerX 10.1.1.77.7990. doi:10.1063/1.1580050.
Carroll, Sean (2004). Uzayzaman ve Geometri: Genel Göreliliğe Giriş (resimli ed.). San Francisco: Addison-Wesley. s. 328. ISBN 978-0-8053-8732-2.
Tawfik, A. Harko, T. (2012). "Viskoz erken evrende kuark-hadron faz geçişleri". Fiziksel İnceleme D. 85 (8): 084032. arXiv:1108.5697. Bibcode:2012PhRvD..85h4032T. doi:10.1103/PhysRevD.85.084032. S2CID 73716828.
Tevfik, A. (2011). "Viskoz QCD maddesi ve sonlu kozmolojik sabite sahip erken evrendeki Hubble parametresi". Annalen der Fizik. 523 (5): 423–434. arXiv:1102.2626. Bibcode:2011AnP. 523..423T. doi:10.1002/andp.201100038. S2CID 118500485.
Tawfik, A. Wahba, M. Mansur, H. Harko, T. (2011). "Erken evrende viskoz kuark-gluon plazması". Annalen der Fizik. 523 (3): 194-207. arXiv:1001.2814. Bibcode:2011AnP. 523..194T. doi:10.1002/andp.201000052. S2CID 119271582.
Hawley, John F. Holcomb, Katherine A. (2005). Modern kozmolojinin temelleri (2. baskı). Oxford [u.a.]: Oxford Üniv. Basın. s. 304. ISBN 978-0-19-853096-1.
Poulin, Vivian Smith, Tristan L. Karwal, Tanvi Kamionkowski, Marc (2019-06-04). "Erken Kara Enerji, Hubble Gerginliğini Çözebilir". Fiziksel İnceleme Mektupları. 122 (22): 221301. arXiv:1811.04083. Bibcode:2019PhRvL.122v1301P. doi:10.1103/PhysRevLett.122.221301. PMID 31283280. S2CID 119233243.
Mann, Adam (26 Ağustos 2019). "Bir Sayı, Evren Anlayışımızda Temelde Yanlış Bir Şeyler Gösteriyor - Bu kavganın evrensel sonuçları var". Canlı Bilim. 26 Ağustos 2019 alındı.
NASA/Goddard Uzay Uçuş Merkezi (25 Nisan 2019). "Evrenin genişleme hızının gizemi, yeni Hubble verileriyle genişliyor". EurekUyarı!. 27 Nisan 2019 alındı.
Duvar, Mike (25 Nisan 2019). "Evren O Kadar Hızlı Genişliyor ki, Bunu Açıklamak İçin Yeni Fiziklere İhtiyacımız Olabilir". Uzay.com. 27 Nisan 2019 alındı.
Mandelbaum, Ryan F. (25 Nisan 2019). "Hubble Ölçümleri, Evrenin Nasıl Genişlediğine İlişkin Garip Bir Şey Olduğunu Onaylıyor". Gizmodo. 26 Nisan 2019 alındı.
Pietrzyński, G et al. (13 Mart 2019). "Büyük Macellan Bulutu'na yüzde bir kadar kesin olan bir uzaklık". Doğa. 567 (7747): 200–203. arXiv:1903.08096. Bibcode:2019Natur.567..200P. doi:10.1038/s41586-019-0999-4. PMID 30867610. S2CID 76660316.
Di Valentino, E. Melchiorri, A. Silk, J. (4 Kasım 2019). "Kapalı bir Evren ve kozmoloji için olası bir kriz için Planck kanıtı". Doğa Astronomi. 4 (2019): 196-203. arXiv:1911.02087. Bibcode:2019NatAs.tmp..484D. doi:10.1038/s41550-019-0906-9. S2CID 207880880.
Pesce, D.W. Braatz, J.A. Reid, M.J. Riess, A.G. ve diğerleri. (26 Şubat 2020). "Megamaser Kozmoloji Projesi. XIII. Birleşik Hubble Sabit Kısıtlamaları". Astrofizik Dergisi. 891 (1): L1. arXiv:2001.09213. Bibcode:2020ApJ. 891L. 1P. doi:10.3847/2041-8213/ab75f0. S2CID 210920444.
Castelvecchi, Davide (2020-07-15). "Evrenin genişlemesiyle ilgili gizem yeni verilerle derinleşiyor". Doğa. 583 (7817): 500-501. Bibcode:2020Natur.583..500C. doi:10.1038/d41586-020-02126-6. PMID 32669728. S2CID 220583383.
Riess, A.G. Casertano, S. Yuan, W. Bowers, J.B. et al. (15 Aralık 2020). "Gaia EDR3 Paralaksları ve Hubble Uzay Teleskobu 75 Samanyolu Cepheidinin Fotometrisi ile %1 Hassasiyete Kadar Kalibre Edilmiş Kozmik Mesafeler, LambdaCDM ile Gerilimi Onaylıyor". arXiv:2012.08534.
Mukherjee, S. Ghosh, A. Graham, M.J. Karathanasis, C. et al. (29 Eylül 2020). "Parlak ikili kara delikten GW190521 Hubble parametresinin ilk ölçümü". arXiv:2009.14199.
Shajib, A.J. Birrer, S. Treu, T. Agnello, A.et al. (14 Ekim 2019). "STRIDES: Güçlü mercekli sistem DES J0408-5354'ten Hubble sabitinin yüzde 3,9'luk bir ölçümü". arXiv:1910.06306. doi:10.1093/mnras/staa828. S2CID 204509190.
Chen, G.C.-F. Fassnacht, C.D. Suyu, S.H. Rusu, C.E. Chan, J.H.H. Wong, K.C. Auger, M.W. Hilbert, S. Bonvin, V. Birrer, S. Millon, M. Koopmans, L.V.E. Lagattuta, D.J. McKean, J.P. Vegetti, S. Courbin, F. Ding, X. Halkola, A. Jee, I. Shajib, A.J. Sluse, D. Sonnenfeld, A. Treu, T. (12 Eylül 2019). "Uyarlanabilir optik görüntülemeye sahip üç zaman gecikmeli yerçekimi lens sisteminden H0LiCOW: H0'ın keskin görünümü". Kraliyet Astronomi Derneği'nin Aylık Bildirimleri. 490 (2): 1743-1773. arXiv:1907.02533. Bibcode:2019MNRAS.490.1743C. doi:10.1093/mnras/stz2547. S2CID 195820422.
Dutta, Koushik Roy, Anirban Ruchika, Ruchika Sen, Anjan A. Sheikh-Jabbari, M. M. (20 Ağustos 2019). "Düşük Kırmızıya Kayma Gözlemleriyle Kozmoloji: Yeni Fizik İçin Sinyal Yok". Fizik Rev. D. 100 (10): 103501. arXiv:1908.07267. Bibcode:2019PhRvD.100j3501D. doi:10.1103/PhysRevD.100.103501. S2CID 201107151.
Reid, M.J. Pesce, D.W. Riess, A.G. (15 Ağustos 2019). "NGC 4258'e İyileştirilmiş Bir Mesafe ve Hubble Sabiti Üzerindeki Etkileri". Astrofizik Dergisi. 886 (2): L27. arXiv:1908.05625. Bibcode:2019ApJ. 886L..27R. doi:10.3847/2041-8213/ab552d. S2CID 199668809.
Kenneth C. Wong (2020). "H0LiCOW XIII. Mercekli kuasarlardan %2.4'lük bir H0 ölçümü: Erken ve geç Evren sondaları arasındaki 5.3σ gerilim". Kraliyet Astronomi Derneği'nin Aylık Bildirimleri. arXiv:1907.04869. doi:10.1093/mnras/stz3094. S2CID 195886279.
Dominguez, Alberto ve ark. (28 Mart 2019). "Hubble sabitinin ve Evrenin madde içeriğinin, galaksi dışı arka plan ışığı γ-ışını zayıflaması kullanılarak yeni bir ölçümü". Astrofizik Dergisi. 885 (2): 137. arXiv:1903.12097v1. Bibcode:2019ApJ. 885..137D. doi:10.3847/1538-4357/ab4a0e. S2CID 85543845.
Ryan, Joseph Chen, Yun Ratra, Bharat (8 Şubat 2019), "Baryon akustik salınım, Hubble parametresi ve Hubble sabiti üzerindeki açısal boyut ölçüm kısıtlamaları, karanlık enerji dinamikleri ve uzaysal eğrilik", Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri, 488 ( 3): 3844–3856, arXiv:1902.03196, Bibcode:2019MNRAS.tmp.1893R, doi:10.1093/mnras/stz1966, S2CID 119226802
Macaulay, E ve ark. (DES işbirliği) (2018). "Karanlık Enerji Araştırmasından Tip Ia Süpernova Kullanan İlk Kozmolojik Sonuçlar: Hubble Sabitinin Ölçülmesi". Kraliyet Astronomi Derneği'nin Aylık Bildirimleri. 486 (2): 2184–2196. arXiv:1811.02376. doi:10.1093/mnras/stz978. S2CID 119310644.
Birrer, S Treu, T Rusu, C. E Bonvin, V et al. (2018). "H0LiCOW - IX. Çift görüntülü quasar SDSS 1206+4332'nin kozmografik analizi ve Hubble sabiti"nin yeni bir ölçümü. Kraliyet Astronomi Derneği'nin Aylık Bildirimleri. 484 (4): 4726-4753. arXiv:1809.01274. Bibcode:2018arXiv180901274B. doi:10.1093/mnras/stz200. S2CID 119053798.
Planck İşbirliği Aghanim, N. et al. (2018). "Planck 2018 sonuçları. VI. Kozmolojik parametreler". arXiv:1807.06209. Bibcode:2018arXiv180706209P.
Riess, Adam G. Casertano, Stefano Yuan, Wenlong Macri, Lucas ve diğerleri. (2018). "Kozmik Mesafeleri Ölçmek için Samanyolu Cepheid Standartları ve Gaia DR2'ye Uygulama: Hubble Sabiti İçin Etkileri". Astrofizik Dergisi. 861 (2): 126. arXiv:1804.10655. Bibcode:2018ApJ. 861..126R. doi:10.3847/1538-4357/aac82e. ISSN 0004-637X. S2CID 55643027.
Devlin, Hannah (10 Mayıs 2018). "Hayata, evrene ve her şeye cevap 73 olabilir. Veya 67". gardiyan. 13 Mayıs 2018 alındı.
Riess, Adam G. Casertano, Stefano Yuan, Wenlong Macri, Lucas ve diğerleri. (22 Şubat 2018). "Hubble Uzay Teleskobu'nu uzamsal olarak taramaktan galaktik Cepheidlerin yeni paralaksları: Hubble sabiti için çıkarımlar" (PDF). Astrofizik Dergisi. 855 (2): 136. arXiv:1801.01120. Bibcode:2018ApJ. 855..136R. doi:10.3847/1538-4357/aaadb7. S2CID 67808349. Erişim tarihi: 23 Şubat 2018.
Weaver, Donna Villard, Ray Hille, Karl (22 Şubat 2018). "Geliştirilmiş Hubble Ölçütü, Evrendeki Yeni Fizik İçin Taze Kanıtlar Sağlıyor". NASA. Erişim tarihi: 24 Şubat 2018.
LIGO Bilimsel İşbirliği ve Başak İşbirliği 1M2H İşbirliği Karanlık Enerji Kamerası GW-EM İşbirliği ve DES İşbirliği DLT40 İşbirliği et al. (2017-10-16). "Hubble sabitinin yerçekimi dalgası standart siren ölçümü" (PDF). Doğa. 551 (7678): 85-88. arXiv:1710.05835. Bibcode:2017Natur.551. 85A. doi:10.1038/nature24471. ISSN 1476-4687. PMID 29094696. S2CID 205261622.
Feeney, Stephen M Peiris, Hiranya V Williamson, Andrew R Nissanke, Samaya M Mortlock, Daniel J Alsing, Justin Scolnic, Dan (2019). "Standart sirenlerle Hubble sabit gerilimini çözmeye yönelik beklentiler". Fiziksel İnceleme Mektupları. 122 (6): 061105. arXiv:1802.03404. Bibcode:2019PhRvL.122f1105F. doi:10.1103/PhysRevLett.122.061105. hdl:2066/201510. PMID 30822066. S2CID 73493934.
Vitale, Salvatore Chen, Hsin-Yu (12 Temmuz 2018). "Hubble Sabitini Nötron Yıldızı Kara Delik Birleşmeleriyle Ölçme". Fiziksel İnceleme Mektupları. 121 (2): 021303. arXiv:1804.07337. Bibcode:2018PhRvL.121b1303V. doi:10.1103/PhysRevLett.121.021303. hdl:1721.1/117110. PMID 30085719. S2CID 51940146.
Bonvin, Vivien Courbin, Frédéric Suyu, Sherry H. et al. (2016-11-22). "H0LiCOW – V. HE 0435−1223'ün yeni COSMOGRAIL zaman gecikmeleri: Düz bir ΛCDM modelinde güçlü merceklemeden kaynaklanan yüzde H0 ila yüzde 3,8 hassasiyet". MNRAS. 465 (4): 4914-4930. arXiv:1607.01790. Bibcode:2017MNRAS.465.4914B. doi:10.1093/mnras/stw3006. S2CID 109934944.
Tully, R. Brent Courtois, Hélène M. Sorce, Jenny G. (3 Ağustos 2016). "COSMICFLOWS-3". Astronomi Dergisi. 152 (2): 50. arXiv:1605.01765. Bibcode:2016AJ. 152. 50T. doi:10.3847/0004-6256/152/2/50.
Grieb, Jan N. Sánchez, Ariel G. Salazar-Albornoz, Salvador (2016-07-13). "Tamamlanmış SDSS-III Baryon Salınım Spektroskopik Araştırmasında galaksilerin kümelenmesi: Nihai örneğin Fourier uzay takozlarının kozmolojik etkileri". Kraliyet Astronomi Derneği'nin Aylık Bildirimleri. 467 (2): stw3384. arXiv:1607.03143. Bibcode:2017MNRAS.467.2085G. doi:10.1093/mnras/stw3384. S2CID 55888085.
"Genişletilmiş Baryon Salınım Spektroskopik Araştırması (eBOSS)". SDSS. 13 Mayıs 2018 alındı.
Riess, Adam G. Macri, Lucas M. Hoffmann, Samantha L. Scolnic, Dan Casertano, Stefano Filippenko, Alexei V. Tucker, Brad E. Reid, Mark J. Jones, David O. (2016-04-05). "A Hubble Sabitinin Yerel Değerinin %2,4 Belirlenmesi". Astrofizik Dergisi. 826 (1): 56. arXiv:1604.01424. Bibcode:2016ApJ. 826. 56R. doi:10.3847/0004-637X/826/1/56. S2CID 118630031.
"Planck Yayınları: Planck 2015 Sonuçları". Avrupa Uzay Ajansı. Şubat 2015. Erişim tarihi: 9 Şubat 2015.
Cowen, Ron Castelvecchi, Davide (2 Aralık 2014). "Avrupa soruşturması karanlık madde iddialarını boşa çıkardı" Doğa. doi:10.1038/nature.2014.16462. Erişim tarihi: 6 Aralık 2014.
Tully, R. Brent Courtois, Helene M. Dolphin, Andrew E. Fisher, J. Richard ve diğerleri. (5 Eylül 2013). "Cosmicflows-2: Veri". Astronomi Dergisi. 146 (4): 86. arXiv:1307.7213. Bibcode:2013AJ. 146. 86T. doi:10.1088/0004-6256/146/4/86. ISSN 0004-6256. S2CID 118494842.
"Planck neredeyse mükemmel bir evren ortaya çıkarıyor". ESA. 21 Mart 2013. Erişim tarihi: 2013-03-21.
"Planck Misyonu Evreni Keskin Odak Noktasına Getiriyor". JPL. 21 Mart 2013. Erişim tarihi: 2013-03-21.
Hoşçakal, D. (21 Mart 2013). "Biz bilmeden önce doğmuş bir bebek evren". New York Times. 2013-03-21 alındı.
Boyle, A. (21 Mart 2013). "Planck sondasının kozmik 'bebek resmi' evrenin hayati istatistiklerini gözden geçiriyor". NBC Haberleri. 2013-03-21 alındı.
Bennett, C.L. ve ark. (2013). "Dokuz yıllık Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu (WMAP) gözlemleri: Nihai haritalar ve sonuçlar". Astrofizik Dergisi Ek Serisi. 208 (2): 20. arXiv:1212.5225. Bibcode:2013ApJS..208. 20B. doi:10.1088/0067-0049/208/2/20. S2CID 119271232.
Jarosik, N. et al. (2011). "Yedi yıllık Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası (WMAP) gözlemleri: Gökyüzü haritaları, sistematik hatalar ve temel sonuçlar". Astrofizik Dergisi Ek Serisi. 192 (2): 14. arXiv:1001.4744. Bibcode:2011ApJS..192. 14J. doi:10.1088/0067-0049/192/2/14. S2CID 46171526.
Çeşitli modellerin WMAP ve diğer verilerin çeşitli kombinasyonlarına uydurulmasıyla elde edilen H0 ve diğer kozmolojik parametreler için sonuçlar, NASA'nın LAMBDA web sitesinde Archived 2014-07-09, Wayback Machine'de mevcuttur.
Hinshaw, G. ve ark. (WMAP İşbirliği) (2009). "Beş yıllık Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu gözlemleri: Veri işleme, gökyüzü haritaları ve temel sonuçlar". Astrofizik Dergi Eki. 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. S2CID 3629998.
Spergel, D.N. ve ark. (WMAP İşbirliği) (2007). "Üç yıllık Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu (WMAP) Gözlemleri: Kozmoloji için Çıkarımlar". Astrofizik Dergisi Ek Serisi. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700. S2CID 1386346.
Bonamente, M. Joy, M.K. Laroque, S.J. Carlstrom, J.E. et al. (2006). "Sunyaev-Zel'dovich etkisinden kozmik mesafe ölçeğinin belirlenmesi ve yüksek kırmızıya kaymalı gökada kümelerinin Chandra X-ışını ölçümleri". Astrofizik Dergisi. 647 (1): 25. arXiv:astro-ph/0512349. Bibcode:2006ApJ. 647. 25B. doi:10.1086/505291. S2CID 15723115.
Planck İşbirliği (2013). "Planck 2013 sonuçları. XVI. Kozmolojik parametreler". Astronomi ve Astrofizik. 571: A16. arXiv: 1303.5076. Bibcode:2014A&A. 571A..16P. doi:10.1051/0004-6361/201321591. S2CID 118349591.
John P. Huchra (2008). "Hubble Sabiti". Harvard Astrofizik Merkezi.
Sandage, A.R. (1958). "Galaksi dışı uzaklık ölçeğindeki güncel sorunlar". Astrofizik Dergisi. 127 (3): 513–526. Bibcode: 1958ApJ. 127.513S. doi:10.1086/146483.
Edwin Hubble, Ekstra Galaktik Bulutsular Arasında Uzaklık ve Radyal Hız Arasındaki İlişki, Ulusal Bilimler Akademisi Bildiriler Kitabı, cilt. 15, hayır. 3, s. 168-173, Mart 1929
"Hubble'ın Sabiti". Skywise Sınırsız - Batı Washington Üniversitesi.

Lemaitre, Georges (1927). "Un Univers homogène de masse Constante et de rayon kruvasan rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactics". Annales de la Société Scientifique de Bruxelles (Fransızca). A47: 49-59. Bibcode:1927ASSB. 47. 49L.

Hubble, E.P. (1937). Kozmolojiye Gözlemsel Yaklaşım. Clarendon Basın. LCCN 38011865.
Kutner, M. (2003). Astronomi: Fiziksel Bir Perspektif. Cambridge Üniversitesi Yayınları. ISBN 978-0-521-52927-3.
Liddle, A.R. (2003). Modern Kozmolojiye Giriş (2. baskı). John Wiley ve Sons. ISBN 978-0-470-84835-7.

Freedman, W.L. Madore, B.F. (2010). "Hubble Sabiti". Astronomi ve Astrofizik Yıllık İnceleme. 48: 673-710. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA&A..48..673F. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829. S2CID 119263173.

NASA'nın WMAP'i - Büyük Patlama Genişlemesi: Hubble Sabiti
Hubble Anahtar Projesi
Hubble Diyagramı Projesi
Farklı Hubble Sabitleri ile anlaşmak (Forbes 3 Mayıs 2019)
Merrifield, Michael (2009). "Hubble Sabiti". Altmış Sembol. Nottingham Üniversitesi'nden Brady Haran.

İsimleri fiziksel sabitlerde kullanılan bilim adamları
Fiziksel sabitler

Isaac Newton (yerçekimi sabiti) Charles-Augustin de Coulomb (Coulomb sabiti) Amedeo Avogadro (Avogadro sabiti) Michael Faraday (Faraday sabiti) Johann Josef Loschmidt Johann Jakob Balmer Josef Stefan (Stefan–Boltzmann sabiti) Ludwig Boltzmann (Boltzmann sabiti, Stefan–Boltzmann) sabiti) Johannes Rydberg (Rydberg sabiti) JJ Thomson Max Planck (Planck sabiti) Wilhelm Wien Otto Sackur Niels Bohr (Bohr yarıçapı) Edwin Hubble (Hubble sabiti) Hugo Tetrode Douglas Hartree Brian Josephson Klaus von Klitzing


Kozmolojik kırmızıya kayma

Dünya üzerindeki laboratuvar deneyleri, periyodik tablodaki her elementin sadece belirli dalga boylarında (atomların uyarılma durumu tarafından belirlenir) fotonlar yaydığını belirledi.

Bibliyografik bilgi: De-Chang Dai et al. 2012. Kuasarların Ölçüm İçin Standart Saat Olarak Kullanılması kozmolojik kırmızıya kayma. Fizik Rev. Lett. 108, 231302 doi: 10.1103/PhysRevLett.108.231302
Yayınlanan
astronomi.

kozmolojik kırmızıya kayma
Uzak galaksilerden gelen ışık daha düşük frekanslara kaydırılır. Bu gözlemlenen davranış iyi bir şekilde belirlenmiştir ve evrenin genişlediği teorisinin arkasındaki motivasyondur: kırmızıya kayma, galaksilerin uzaklaşmasının bir sonucu olarak yorumlanır.

Gökbilimciler ayrıca çok uzak galaksilere olan yaklaşık mesafeleri ölçmek için kırmızıya kaymayı kullanır. Bir nesne ne kadar uzaksa, o kadar kırmızıya kayar. Bazı çok uzak nesneler, ultraviyole veya daha yüksek enerji dalga boylarında enerji yayabilir.

Yalnızca evrenin Hubble akışından kaynaklanan bir nesnenin kırmızıya kaymasının bileşeni.
kozmoloji Tüm evrenin yapısını ve evrimini inceleyen bilim.

. Uzak bir kaynaktan yayılan ışığın, uzay-zamanın kendisinin genişlemesi nedeniyle kırmızıya kaymış göründüğü bir etki. Ayrıca bkz. doppler etkisi.
Kozmoloji. Evrenin incelenmesi bir bütün olarak kabul edilir.
Evren. Evrenin eş anlamlısı.

- (n.)
Bir galaksinin durgunluk hareketinin neden olduğu daha uzun dalga boylarına doğru bir Doppler kayması, bu da evrenin genişlemesinden kaynaklanır.
kozmoloji - (n.) .

Galaksilerin veya genişleyen evrenin karşılıklı durgunluğuna atfedilen herhangi bir kırmızıya doğru Doppler kayması.
kozmoloji.

Evrenin genişlemesi nedeniyle spektral çizgilerin kayması. Galaksiler ve kümeler, düzgün bir şekilde genişleyen ve galaksileri beraberinde taşıyan uzay-zamanda bulunur, bu nedenle galaksiler uzaktaki bir gözlemciye göre bir hız sergiler.

balon analojisini kullanır. Bu animasyonda, balonun üzerine çizilen dalga, belirli bir dalga boyuna sahip bir ışık dalgasını temsil etmektedir. Balon genişledikçe dalga boyu artar. Işığın Evrende böyle davrandığına inanıyoruz.

evrenin merkezi değildir, yani Evren her yerde en büyük ölçeklerde izotropiktir ve buradan da homojen olduğu çıkar. [HH98]
(e) E.A. tarafından tanıtılan bir terim Milne tarafından 1933'te Evrenin hem homojen hem de izotropik olduğu varsayımını açıklamak için. [G97]

lehine başka bir argüman

kuasarlar için s, kuasar absorpsiyon hattı sisteminin her zaman kuasar emisyon hattının kırmızıya kaymasından daha az veya ona eşit kırmızıya kaymalara sahip olması gerçeğiyle ima edilen esasen mükemmel sıralamadır.

Karanlık etkisine atfedilen

Yukarıda bahsedilen kozmolojik bağlamda (Wesson 1989) evrenin yaşının sonluluğundan kaynaklanan karanlık etkisine kıyasla nicel olmuştur, bu da ikinci argümanın çok daha önemli olduğu sonucuna varmıştır.

-mesafe ilişkisi birlikte Big Bang teorisi için mevcut en iyi kanıt olarak kabul edilir. SPK'nın ölçümleri, enflasyonist Big Bang teorisini Kozmolojinin Standart Modeli haline getirdi.

Kompakt radyo kaynaklarında H I soğuran gazın gözlemleri

s s. 861
R.C. Vermeulen, Y.M. Pihlstr m, W. Tschager, W.H. de Vries, J.E. Conway, P.D. Barthel, S.A. Baum, R. Braun, M.N. Bremer, G.K. Miley ve diğerleri. (5 tane daha)
DOI: .

Ne olarak bilinir hale geldi

Big Bang teorisinin ilk parçasıydı ve nihayetinde evrenimizin kökeninin bir tanımıydı.

Evrenin genişlemesi neden bir

? Uzak bir kuasar düşünün. Geriye dönüp bakma zaman etkisinden dolayı, evrenin daha genç olduğu milyarlarca yıl önce olduğu gibi kuasarları gördüğümüzü hatırlayın.

[71] Kızılötesi gözlem bunu başarmak için önemli bir tekniktir, çünkü engelleyici toz ve gaza daha iyi nüfuz eder, loş daha soğuk nesnelerin gözlemlenmesine izin verir ve

Kırmızıya Kayma Üç nedenden bir veya daha fazlasından kaynaklanan elektromanyetik radyasyonun dalga boyunun uzaması: Doppler kırmızıya kayma: cisimlerin uzayda birbirinden uzaklaşmasından kaynaklanır. Yerçekimi kırmızıya kayma: güçlü yerçekimi alanlarından kaynaklanır.

: genişlemeden kaynaklanan .

Bununla birlikte, üretilen yerçekimi dalgalarının enerji yoğunluğunun elektromanyetik radyasyonun enerji yoğunluğunu aşması olası değildir ve her graviton (fotonun kütleçekimsel analogu) aynı etkiye duyarlı olacaktır.

evrenin genişlemesiyle.

Ölçek faktörü 1+z'ye eşittir, burada z

.
Tükenme: Bir yıldızın veya gezegenin ışığının büyük bir kısmı Dünya'nın atmosferi tarafından emilmesi nedeniyle ufukta alçak olduğunda parlaklığındaki belirgin azalma.


Fizik öğretimini araştırmaya dayalı kaynaklarla desteklemek


ortaokul lise giriş kolej orta seviye üst düzey lisansüstü okul diğer

Genel bakış

Ne? Astronomi'ye giriş ders derslerinde kullanılmak üzere Sokratik diyalog odaklı, yüksek düzeyde yapılandırılmış işbirlikçi öğrenme etkinlikleri. Öğrencilerin kavram yanılgılarını ortaya çıkarmak, saf, eksik veya yanlış fikirleriyle yüzleşmek, çelişkileri çözmek ve kavramsal modellerin gücünü göstermek için tasarlanmıştır.

Örnek malzemeler

Etkinlik taslağı

Öğrenciler, ders anlatımında kapsanan konuyla ilgili etkileşimli bir dersten sonra derste bir ders-öğretici çalışma sayfası üzerinde çalışırlar. Her ders anlatımı 10-20 dakika sürer. Ders anlatımı üzerinde çalışırken, öğrenciler şunları yapmalıdır:

  • Ortakla çalışmak.
  • Talimatları ve soruları dikkatlice okuyun.
  • Kavramları ve cevaplarınızı birbirinizle tartışın.
  • Grubunuz bir sonraki soruya geçmeden önce cevabınız üzerinde fikir birliğine varın.
  • Takılıp kalırsanız veya cevabınızdan emin değilseniz, yakındaki bir grupla görüşün.
  • Gerçekten takılıyorsanız veya öğreticinin ne istediğini anlamıyorsanız, elinizi kaldırın ve yardım isteyin.

Gönderen: C.S. Wallace ve E.E. Prather, Lecture-Tutorials in Introductory Astronomy, arXiv:1806.00452

Müfredat taslağı

Gece gökyüzü
Durum
Hareket
Mevsim Yıldızları
Güneş ve Yıldız Günü
ekliptik
Yıldız Grafikleri
Astronominin Temelleri
Kepler'in İkinci Yasası
Kepler'in Üçüncü Yasası
Newton'un Kanunları ve Yerçekimi
Yıldızların Görünür ve Mutlak Büyüklükleri
Parsek
Paralaks ve Mesafe
spektroskopik paralaks
Astronomide Işığın Doğası
Elektromanyetik (EM) Işık Spektrumu
Teleskoplar ve Dünyanın Atmosferi
Parlaklık, Sıcaklık ve Boyut
Siyah vücut radyasyonu
Spektrum Türleri
Işık ve Atomlar
Spektrum Analizi
Doppler Kayması
Güneş sistemimiz
Ay Evrelerinin Nedeni
Ay Evrelerini Tahmin Etme
Güneşin Yolu
mevsimler
Retrograd Hareketi Gözlemlemek
Dünyanın Değişen Yüzeyi
Sera etkisi
Güneş Sistemimizin Sıcaklığı ve Oluşumu
Güneş Boyutu
Yıldızlar, Galaksiler ve Ötesi
H-R Diyagramı
Yıldız Oluşumu ve Ömürleri
İkili Yıldızlar
Güneş Dışı Gezegenlerin Hareketi
yıldız evrimi
Samanyolu Ölçekler
Galaksi Sınıflandırması
Karanlık madde
Uzak Nesnelere Bakmak
Evreni ve Genişlemeyi Anlamak
Hubble Yasası
Evrenin Genişlemesi
Genişletme, Yeniden İnceleme Süreleri ve Mesafeler
Büyük patlama


Tarih

1925 yılında Amerikan astronom Edwin Hubble bilim camiasına evrende evrendekinden daha fazlasının olduğunu gösterdi. Samanyoluve bizim dünyamızdan ayrılmış birçok yıldız grubu olduğunu.

Ardından, 1929'da Hubble, astronomiyi tamamen değiştiren yeni bir keşif duyurdu. Teleskopların geliştirilmiş olması avantajıyla Hubble, bu galaksilerden gelen ışığın kırmızı uç nedeniyle spektrumun doppler galaksilerin aslında bizden uzaklaştığını gösteren etki.

Hubble, galaksilerin ve gökada kümeler birbirinden büyük bir hızla uzaklaşıyordu ve bu nedenle evren büyüyordu. Aslında, gördüğümüz tüm galaksiler biraz kırmızıdır. yer değiştirme.


Hubble Yasası Hakkında Daha Fazlası

Çok çeşitli modern astronomik gözlemler, Evrenimizin “büyük patlama” olarak bilinen zamanda bir başlangıcı olduğunu açıkça göstermektedir. Ancak aynı gözlemler, Evren'in aynı anda her yöne genişlediğini, yani uzayda tek bir doğum yeri olmadığını gösteriyor. Zaman, uzayın üç boyutuna benzer şekilde dördüncü bir boyut olarak ele alınmadıkça, bu fikirlerin - bir başlangıç ​​zamanı, ancak bir başlangıç ​​yeri değil, Dünya'da büyümüş insanlar için, zaman ve uzayın ayrı kavramlar gibi göründüğü insanlar için zordur. uzlaştırmak. Dünya merkezli bir yetiştirme, büyük bir patlama ile başlayan genişleyen bir Evren hakkında çok “sık sorulan” iki soruyu motive eder:

1. Evrenin bir başlangıcı varsa, büyük patlamadan önce burada ne vardı?

2. Eğer uzay genişliyorsa, ötesinde uzanana doğru genişleyen nedir?

Doğaüstü Çözümler

Elbette, doğaüstü bir güç zamanında bir "başlat" düğmesine basarsa ve Evrenimizin "ötesindeki" her şeyi kontrol ederse, yukarıda bahsedilen bu iki zor sorudan kaçınılabilir. Antik çağda kültürler arası düşünürler, Evrenin en azından kısmen doğaüstü güçler tarafından kontrol edildiğine inanıyorlardı.

17. yüzyılda, Galleo'nun Jüpiter'e ilişkin teleskopik gözlemleri, Kadimlerin Dünya merkezli Güneş Sistemini etkili bir şekilde çürüttüğünde ve Isaac Newton, Güneş'in yörüngesinde dönen gezegenlerin hareketlerini yerçekiminin nasıl kontrol ettiğini gösterdiğinde bile, doğaüstü açıklamalar hala popülerdi. Newton bile büyük ölçüde Tanrı'yı ​​anlamanın yollarını arıyordu. Newton'un yerçekimi teorisine yol açan fikirlerin tarihini açıklayan etkileşimli bir infografik olan The Path to Newton'da bu tarih hakkında daha fazla bilgi edinebilirsiniz.

Hubble'ın bir yıldızı "VAR!" olarak işaretlediği M31'in (diğer adıyla Andromeda Gökadası veya NGC 224) ünlü görüntüsü. kırmızı mürekkeple "değişken" için. Bu sitede daha fazlası: Hubble'ın Ünlü M31 VAR'ı! tabak). Resim, Carnegie Gözlemevleri'nin izniyle.

Hiç kimse Evrenin çok değişmesini istemedi.

Hubble'ın çağından önceki düşünürler, Evrenin sonsuz (Anaximander) veya sonlu (Olbers) olup olmadığı konusunda anlaşamasalar da, temelde hepsi, Dünya'dan çok büyük bir mesafede değişmediği (Aristoteles) konusunda hemfikirdi.

Bilimsel fikirlerin büyük bir genişleme gösterdiği Rönesans döneminde bile, Tycho'nun 1572'deki süpernovasının ortaya çıkışı, doğa filozofları için son derece rahatsız ediciydi çünkü bu, Evren hakkında bir şeyin -tek bir yıldızın parlaklığının değişebileceği anlamına geliyordu- anlamına geliyordu.

Yüzyıllar sonra, denklemleri neredeyse her şeyi talep eden Einstein bile
Değişim, durağan bir Evren dışında herhangi bir şey fikrinden ünlü bir şekilde nefret ediyordu.

İnsanların düşüncelerini ne değiştirdi?

19. yüzyılda fotoğraf ve spektroskopi astronomiye girdi,
ve sonunda her şeyi değiştirdi. Uzun pozlama fotoğrafları, çok sayıda güzel bulutsu ve önceden bilinmeyen milyonlarca sönük yıldız ortaya çıkardı.
Spektroskopi, Dünya'da gördüğümüz birçok elementin de uzayda olduğuna dair net kanıtlar gösterdi ve Doppler kaymaları aracılığıyla, gökyüzündeki herhangi bir nesnenin bize doğru veya bizden ne kadar hızlı hareket ettiğini ölçmemize izin verdi.

Samanyolu ne kadar büyük - tüm Evren mi?

M31'in modern bir Hubble Uzay Teleskobu görünümü,
(ki bu çok daha açık bir şekilde "galaksi benzeri" görünüyor
astronomlar). Resmin kaynağı
M31'in Gökyüzünde nerede olduğunu merak ediyorsanız,
“VAR!”ı görmek için buraya tıklayın! Hubble'ın orijinalinin bir kısmı
WorldWide Telescope içeriğindeki görüntü.

20. yüzyılın başlarında, Eskilerin, hatta Galileo ve Newton'un erişebildiğinden çok farklı bir Evreni görmek ve ölçmek mümkündü. Çok daha fazla yıldızı vardı ve sarmallar gibi çılgın desenlere sahip güzel yıldız koleksiyonlarına (o zamanlar "nebula" denirdi) sahipti. ("Spiral" gökadaya iyi bir örnek için, M31'in burada renkli olarak gösterilen modern görüntüsüne bakın.) Spektroskopi, uzaktaki nesnelerin Güneş'tekilere benzemeyen unsurlardan oluştuğunu ve büyük hızlarda hareket ettiklerini ima etti. Yeni fotoğrafların ve tayfların patlaması sayesinde, Evrenin gerçek boyutu ve kapsamı hakkındaki tartışmalar ve belirsizlikler yayılmaya başladı. Ünlü olarak, 1920'de Harlow Shapley ve Heber Curtis, gözlemlenen "sarmal bulutsuların", esasen tüm Evren (Shapley) olan Samanyolu'nun hemen kenarında mı yoksa aslında galaksiler denizindeki kendi "ada evrenleri" mi olduğunu tartıştılar. , Samanyolu bunlardan sadece biriydi (Curtis).

Henrietta Leavitt'in Portresi
AP aracılığıyla AAVSO'dan

Harlow Shapley 1920'de yanlış Samanyolu her şeydir pozisyonunu aldı. Shapley'nin Harvard Koleji Gözlemevi'nden bir meslektaşı olan Henrietta Leavitt'in kısa bir süre önce (1912'de) ne olduğunu yayınladığı düşünüldüğünde, bu pozisyon geriye dönüp bakıldığında garip görünüyor. şimdi “Leavitt Yasası” olarak bilinen ve Sefeid değişken yıldızlarının parlaklıklarındaki periyodik değişimler ile onların içsel parlaklıkları arasındaki ilişkiyi kullanarak mesafelerin ölçülmesine izin verir. Shapley aslında çalışmalarında mesafeleri fazla tahmin etti, ancak yine de tüm Evren olan devasa bir Samanyolu'na sarıldı. Biraz ironik bir şekilde, Heber Curtis'in sarmal bulutsuların Samanyolu'nun ötesindeki galaksiler olduğu görüşünü paylaşan Edwin Hubble'ın, daha sonra Hubble Yasası tarafından ortaya çıkarılan sırları açığa çıkaracak mesafeleri ölçmesine izin veren de Leavitt Yasasıydı.

Tamam, Samanyolu'nun ötesinde bir sürü başka galaksi var. Hareket ediyorlar mı?

Edwin Hubble'ın Brittanica'dan M31 görüntüsüyle portresi

"Spektral çizgiler" olarak adlandırılan benzersiz kombinasyonlar aracılığıyla nesneleri tanımlayabilen spektroskopi, Doppler etkisi sayesinde hızı ölçmek için de kullanılabilir. Leavitt, yasasını bulmak için spektroskopinin "tanımlama" özelliklerini kullandı, ancak onunkini bulmak için Hubble'ın hız ölçümlerine de odaklanması gerekiyordu. Uzak galaksiler için Doppler kaymalarını ("kırmızıya kaymalar" olarak bilinir) ölçen ilk gökbilimci olan Vesto Slipher'ın ölçümlerinden kapsamlı bir şekilde yararlandı ve bunun galaksilerin bizden uzaklaştığını fark etti.

Böylece Hubble Yasasının fiilen başlatacağı devrim için sahne hazırlanmıştı. Gökbilimciler hala Evrenin gerçek boyutu hakkında tartışıyorlardı ve Einstein da dahil olmak üzere çoğu, onun statik olmasını istedi. Ancak, daha sonra Hubble'ın 1929 sonucu geldi ve bu, galaksinin bizim galaksimizden ayrılmasıyla birlikte galaksi hızının artması için “doğrusal” bir eğilim gösterdi. Birbirlerinden uzaklaştıkça daha hızlı hareket eden galaksilerin en basit açıklaması, uzay ve zamanın bağlantılı olduğu ve uzayın kendisinin zaman ilerledikçe genişlediği genişleyen bir Evrendir. Hubble Yasası herhangi bir galaksiden bakıldığında aynı görüneceğinden, hiçbir galaksi veya yer genişlemenin “merkezi” değildir.

Üzümlü Kek Analojisi

Genişleyen bir Evrendeki galaksilerin hareketlerini tanımlamak için kullanılan geleneksel bir benzetme, kekin içindeki kuru üzümdür. Bu, kek pişip genişledikçe her bir kuru üzümün diğer tüm kuru üzümlerden ortalama olarak uzaklaşması bakımından harika bir benzetmedir. AMA, burada ele almaya çalıştığımız iki soru söz konusu olduğunda bu korkunç bir benzetmedir:

1. Evrenin bir başlangıcı varsa, büyük patlamadan önce burada ne vardı?

2. Uzay genişliyorsa, neye genişliyor? ötesinde ne var?

“Önce” ve “ötesi”, uzayda 3 boyutlu bir tavada var olan ve zamanla değişen, zamanın uzaydan ayrı bir boyut olduğu bir kek için anlam ifade eder. Ancak hem uzayda hem de zamanda sürekli genişleyen 4B uzay-zamanda “önce” ve “ötesi”nin benzer anlamları yoktur.

Modern Kozmolojinin Doğuşu

Hubble'ın 1929 Yasasının ima ettiği Evrensel genişlemeyi gerçekten anlamak, çok açık zihinler gerektiriyordu - 4B uzay zamanı hakkında soyut matematiksel terimlerle düşünebilenler. Sonunda, neredeyse tüm 20. yüzyıl astronomları, devasa ve genişleyen bir Evrenle başa çıktı.

Bugün, Evrenin kökenleri ve genişlemesinin incelenmesi “kozmoloji” olarak bilinir. Modern kozmologların karşılaştığı zorluklar, Hubble Yasasına yapılan küçük revizyonlarda, her zamankinden daha doğru ve bol verilerle mümkün kılınmıştır. Özellikle, artık Evrenin genişlemesinin aslında hızlandığını biliyoruz, öyle ki, Hubble'ın düz çizgisi hıza karşı mesafeye uyuyor, aslında biraz yukarı doğru eğriliyor. Einstein böyle bir ivmenin mümkün olduğunu biliyordu, bu yüzden Evreni statik tutmak için ünlü "kozmolojik sabitini" ekledi. Bugün, Evren'in hızlanmasının gizemli nedenini "karanlık enerji" olarak adlandırıyoruz ve henüz onu veya kökenini açıklayacak iyi bir teori yok.


Videoyu izle: DALGALAR-17 Doppler Olayı (Eylül 2022).