Hubble'i seaduse tagajärg. Hubble'i konstant

Omal ajal tegi Hubble'i seadus revolutsiooni professionaalses astronoomias. 20. sajandi alguses tõestas Ameerika astronoom Edwin Hubble, et meie Universum ei ole staatiline, nagu varem tundus, vaid paisub pidevalt.

Hubble'i konstant: andmed erinevatelt kosmoselaevadelt

Hubble'i seadus on füüsikaline ja matemaatiline valem, mis tõestab, et meie universum on konstantne. Veelgi enam, kosmose paisumist, milles asub ka meie Linnutee galaktika, iseloomustab ühtlus ja isotroopsus. See tähendab, et meie universum paisub kõigis suundades võrdselt. Hubble'i seaduse sõnastus tõestab ja kirjeldab mitte ainult universumi paisumise teooriat, vaid ka selle päritolu peamist ideed - teooriat.

Kõige sagedamini leidub teaduskirjanduses Hubble'i seadust järgmise sõnastuse all: v=H0*r. Selles valemis tähendab v galaktika kiirust, H0 on proportsionaalsustegur, mis seob kauguse Maast kosmoseobjektini selle eemaldamise kiirusega (seda koefitsienti nimetatakse ka "Hubble'i konstandiks"), r on kaugus galaktikast.

Mõnes allikas on Hubble'i seaduse teine sõnastus: cz=H0*r. Siin toimib c valguse kiirusena ja z sümboliseerib punanihet – keemiliste elementide spektrijoonte nihkumist spektri pikalainelisele punasele küljele nende eemaldumisel. Füüsikalis-teoreetilisest kirjandusest võib leida ka teisi selle seaduse sõnastusi. Kuid sõnastuste erinevus ei muuda Hubble'i seaduse olemust ja selle olemus seisneb fakti kirjelduses, et meie oma laieneb pidevalt igas suunas.

Seaduse avastamine

Universumi vanust ja tulevikku saab määrata Hubble'i konstandi mõõtmisega

Hubble'i seaduse avastamise eeltingimuseks oli rida astronoomilisi vaatlusi. Nii avastas Ameerika astrofüüsik Weil Slider 1913. aastal, et mitmed teised tohutud kosmoseobjektid liiguvad Päikesesüsteemi suhtes suurel kiirusel. See andis teadlasele põhjuse oletada, et udukogu puhul ei ole tegemist meie galaktikas tekkivate planeetide süsteemidega, vaid tärkavate tähtedega, mis asuvad väljaspool meie galaktikat. Edasine udukogude vaatlus näitas, et need ei ole ainult teised galaktilised maailmad, vaid kaugenevad meist pidevalt. See asjaolu on andnud astronoomiaringkondadele võimaluse eeldada, et universum laieneb pidevalt.

1927. aastal tegi Belgia astronoom Georges Lemaitre eksperimentaalselt kindlaks, et universumi galaktikad kaugenevad kosmoses üksteisest. 1929. aastal leidis Ameerika teadlane Edwin Hubble 254-sentimeetrise teleskoobi abil, et universum paisub ja kosmoses asuvad galaktikad kaugenevad üksteisest. Edwin Hubble sõnastas oma tähelepanekuid kasutades matemaatilise valemi, mis kirjeldab täpselt Universumi paisumise põhimõtet tänapäevani ning millel on suur tähtsus nii teoreetilise kui ka praktilise astronoomia jaoks.

Hubble'i seadus: rakendamine ja tagajärjed astronoomiale

Hubble'i seadus on astronoomia jaoks väga oluline. Kaasaegsed teadlased kasutavad seda laialdaselt osana erinevate teaduslike teooriate loomisest, aga ka kosmoseobjektide vaatlemisel.

Hubble'i seaduse peamine tähendus astronoomiale seisneb selles, et see kinnitab postulaadi: Universum paisub pidevalt. Samal ajal toimib Hubble'i seadus Suure Paugu teooria täiendava kinnitusena, sest tänapäeva teadlaste sõnul oli just Suur Pauk see, mis ajendas universumi "aine" paisumist.

Hubble'i seadus andis ka selgelt mõista, et universum paisub kõigis suundades võrdselt. Ükskõik millises maailmaruumi punktis vaatleja ei oleks, kui ta enda ümber vaatab, märkab ta, et kõik teda ümbritsevad objektid eemalduvad temast võrdselt. Seda tõsiasja saab kõige edukamalt väljendada tsitaat filosoofilt Nicholas of Cusa, kes juba 15. sajandil ütles: "Iga punkt on lõpmatu universumi keskpunkt."

Kaasaegsed astronoomid saavad Hubble'i seaduse abil suure tõenäosusega tulevikus välja arvutada galaktikate ja galaktikaparvede asukoha. Samamoodi saab selle abil välja arvutada mis tahes objekti hinnangulise asukoha avakosmoses teatud aja möödudes.

Hubble'i konstandi pöördväärtus on umbes 13,78 miljardit aastat. See väärtus näitab, kui palju aega on möödunud universumi paisumise algusest, ja näitab seetõttu üsna tõenäoliselt selle vanust.
Kõige sagedamini kasutatakse Hubble'i seadust kosmoses asuvate objektide täpse kauguse määramiseks.

3. Hubble'i seadus määrab kauguse meist kaugete galaktikateni. Mis puudutab meile lähimaid galaktikaid, siis siin pole selle mõju nii väljendunud. See on tingitud asjaolust, et neil galaktikatel on lisaks universumi paisumisega seotud kiirusele ka oma kiirus. Sellega seoses võivad nad nii meist eemalduda kui ka läheneda. Kuid üldiselt kehtib Hubble'i seadus kõigi universumi kosmoseobjektide puhul.

Mineviku suured füüsikud I. Newton ja A. Einstein nägid Universumit staatilisena. Nõukogude füüsik A. Fridman tuli 1924. aastal välja "taanduvate" galaktikate teooriaga. Friedman ennustas universumi paisumist. See oli revolutsiooniline murrang meie maailma füüsilises esituses.

Ameerika astronoom Edwin Hubble uuris Andromeeda udukogu. Aastaks 1923 võis ta arvata, et selle äärealad on üksikute tähtede parved. Hubble arvutas välja kauguse udukoguni. Selgus, et see on 900 000 valgusaastat (tänapäeval on täpsemini arvutatud kaugus 2,3 miljonit valgusaastat). See tähendab, et udukogu asub kaugel Linnuteest – Meie galaktikast. Pärast selle ja teiste udukogude vaatlemist jõudis Hubble järeldusele universumi struktuuri kohta.

Universum koosneb tohutute täheparvede kogumist - galaktikad.

Just nemad paistavad meile taevas kaugete uduste "pilvedena", kuna me lihtsalt ei saa arvestada üksikute tähtedega nii kaugel.

E. Hubble märkas saadud andmetes olulist aspekti, mida astronoomid olid varemgi täheldanud, kuid mida oli raske tõlgendada. Nimelt: kaugete galaktikate aatomite poolt kiiratavate spektraalsete valguslainete vaadeldav pikkus on mõnevõrra pikem kui samade aatomite poolt kiiratavate spektraallainete pikkus maapealsete laborite tingimustes. See tähendab, et naabergalaktikate emissioonispektris nihkub aatomi poolt elektronide hüppamisel orbiidilt orbiidile kiirgav valguskvant sageduselt spektri punase osa suunas võrreldes sama aatomi poolt kiiratava sarnase kvantiga. Maal. Hubble võttis enda ülesandeks tõlgendada seda tähelepanekut Doppleri efekti ilminguna.

Kõik vaadeldud naabergalaktikad eemalduvad Maast, kuna peaaegu kõigil väljaspool Linnuteed asuvatel galaktilistel objektidel on nende eemaldamise kiirusega võrdeline punane spektri nihe.

Kõige tähtsam on see, et Hubble suutis võrrelda naabergalaktikate kauguste mõõtmise tulemusi nende eemaldamiskiiruste mõõtmistega (punanihkega).

Matemaatiliselt on seadus sõnastatud väga lihtsalt:

kus v on meist eemalduva galaktika kiirus,

r on selle kaugus,

H on Hubble'i konstant.

Ja kuigi algselt jõudis Hubble selle seaduseni vaid mõne meile kõige lähemal asuva galaktikate vaatlemise tulemusena, ei kuku välja ükski paljudest sellest ajast alates avastatud nähtava universumi uutest galaktikatest, mis on Linnuteest üha kaugemal. sellest seadusest.

Niisiis, Hubble'i seaduse peamine tagajärg:

Universum paisub.

Maailmaruumi struktuur laieneb. Kõik vaatlejad (ja meie pole erand) peavad end universumi keskpunktiks.

4. Suure Paugu teooria

Galaktikate majanduslanguse eksperimentaalse fakti põhjal hinnati universumi vanust. See osutus võrdseks - umbes 15 miljardit aastat! Nii algas kaasaegse kosmoloogia ajastu.

Loomulikult tekib küsimus: mis juhtus alguses? Kokku kulus teadlastel umbes 20 aastat, et universumit puudutavad ideed taas täielikult ümber pöörata.

Vastuse pakkus väljapaistev füüsik G. Gamow (1904 - 1968) 40ndatel. Meie maailma ajalugu sai alguse Suurest Paugust. Täpselt nii arvab tänapäeval enamik astrofüüsikuid.

Suur Pauk on Universumi väga väikesesse ruumalasse koondunud aine algselt tohutu tiheduse, temperatuuri ja rõhu kiire langus. Kogu universumi aine oli kokku surutud tihedaks protoainekammiks, mis oli Universumi praeguse mastaabiga võrreldes väga väikeses mahus.

Universumi ideed, mis sündis ülitihedast ülikuuma aine trombist ning on sellest ajast alates laienenud ja jahtunud, nimetatakse Suure Paugu teooriaks.

Edukamat kosmoloogilist mudelit Universumi tekke ja evolutsiooni kohta tänapäeval pole.

Suure Paugu teooria kohaselt koosnes varane universum footonitest, elektronidest ja muudest osakestest. Footonid suhtlesid pidevalt teiste osakestega. Universumi laienedes see jahtus ja teatud etapis hakkasid elektronid ühinema vesiniku ja heeliumi tuumadega ning moodustama aatomeid. See juhtus umbes 3000 K temperatuuril ja universumi ligikaudne vanus on 400 000 aastat. Sellest hetkest alates said footonid ruumis vabalt liikuda, praktiliselt ilma ainega suhtlemata. Kuid meile on jäänud selle ajastu "tunnistajad" - need on reliikvia footonid. Arvatakse, et reliktkiirgus on säilinud Universumi eksisteerimise algfaasidest ja täidab seda ühtlaselt. Kiirguse edasise jahutamise tulemusena selle temperatuur langes ja on praegu umbes 3 K.

KMA olemasolu ennustati teoreetiliselt Suure Paugu teooria raames. Seda peetakse Suure Paugu teooria üheks peamiseks kinnituseks.

Meist eemalduva galaktika näiv kiirus on otseselt võrdeline selle kaugusega.

Esimesest maailmasõjast naastes sai Edwin Hubble tööle Lõuna-California kõrgmäestiku astronoomilise observatooriumi Mount Wilsoni, mis oli neil aastatel maailma kõige paremini varustatud. Kasutades tema viimast peegelteleskoopi, mille esmane peegli läbimõõt oli 2,5 m, tegi ta uudishimulikke mõõtmisi, mis muutsid igaveseks meie arusaama universumist.

Tegelikult asus Hubble uurima üht pikaajalist astronoomilist probleemi – udukogude olemust. Alates 18. sajandist valmistasid need salapärased objektid teadlastele muret oma päritolu saladuse pärast. 20. sajandiks olid mõned neist udukogudest sünnitanud tähti ja hajunud, kuid enamik pilvi jäi uduseks – ja seda eelkõige oma olemuselt. Siin esitasid teadlased küsimuse: kus need udused moodustised tegelikult asuvad - meie galaktikas? Või esindavad mõned neist teisi "universumi saari", kui kasutada tolle ajastu keerulist keelt? Enne Mount Wilsoni teleskoobi kasutuselevõttu 1917. aastal oli see küsimus puhtalt teoreetiline, kuna puudusid tehnilised vahendid nende udukogude kauguste mõõtmiseks.

Hubble alustas oma uurimistööd Andromeeda udukoguga, mis on võib-olla kõige populaarsem juba ammusest ajast. 1923. aastaks suutis ta näha, et selle udukogu äärealad on üksikute tähtede parved, millest mõned kuuluvad sellesse klassi. Tsefeidi muutujad(vastavalt astronoomilisele klassifikatsioonile). Vaadeldes muutuvat tsefeidi piisavalt pikka aega, mõõdavad astronoomid selle heleduse muutumise perioodi ja seejärel määravad perioodi heledussõltuvusest tema poolt kiiratava valguse hulga.

Et paremini mõista, mis on järgmine samm, kasutame analoogiat. Kujutage ette, et seisate kottpimedas öös ja siis kauguses süütab keegi elektrilambi. Kuna te ei näe enda ümber midagi peale selle kauge lambipirni, on teil peaaegu võimatu määrata selle kaugust. Võib-olla on see väga hele ja helendab kaugel või on see hämar ja helendab läheduses. Kuidas seda defineerida? Kujutage nüüd ette, et teil õnnestus kuidagi välja selgitada lambi võimsus - näiteks 60, 100 või 150 vatti. Ülesanne on koheselt lihtsustatud, kuna näiva heleduse järgi saate juba ligikaudselt hinnata selle geomeetrilist kaugust. Niisiis: tsefeidi heleduse muutumise perioodi mõõtmisel on astronoom ligikaudu samas olukorras kui teie, arvutades kaugust kaugel asuva lambini, teades selle heledust (kiirgusvõimsust).

Esimese asjana arvutas Hubble välja kauguse Andromeeda udukogu äärealadel asuvatest tsefeididest ja seega ka udukogust endast: 900 000 valgusaastat (täpsemalt arvutatud kaugus Andromeeda galaktikast, nagu seda praegu nimetatakse, on 2,3 miljonit valgusaastat. Märge. autor) – see tähendab, et udukogu asub kaugel Linnuteest – meie galaktikast. Pärast selle ja teiste udukogude vaatlemist jõudis Hubble universumi struktuuri kohta põhimõttelisele järeldusele: see koosneb tohututest täheparvedest - galaktikad. Just nemad paistavad meile taevas kaugete uduste "pilvedena", kuna me lihtsalt ei saa arvestada üksikute tähtedega nii suurel kaugusel. Ainuüksi sellest avastusest piisanuks Hubble'ile tema teenete teadusele ülemaailmseks tunnustamiseks.

Sellega teadlane aga ei piirdunud ja märkas saadud andmetes veel üht olulist aspekti, mida astronoomid olid varemgi täheldanud, kuid mille tõlgendamine oli keeruline. Nimelt on kaugete galaktikate aatomite poolt kiiratavate spektraallainete vaadeldav pikkus mõnevõrra väiksem kui samade aatomite kiirgavate spektraallainete pikkus maapealsete laborite tingimustes. See tähendab, et naabergalaktikate emissioonispektris nihkub aatomi poolt elektronide hüppamisel orbiidilt orbiidile kiirgav valguskvant sageduselt spektri punase osa suunas võrreldes sama aatomi poolt kiiratava sarnase kvantiga. Maal. Hubble võttis enda ülesandeks tõlgendada seda tähelepanekut kui Doppleri efekti ilmingut, mis tähendab, et kõik vaadeldud naabergalaktikad eemaldatakse Maalt, kuna peaaegu kõik galaktilised objektid väljaspool Linnuteed on täpselt punane spektraalne nihe, mis on võrdeline nende eemaldamise kiirusega.

Kõige tähtsam on see, et Hubble suutis võrrelda naabergalaktikate kauguste mõõtmise tulemusi (tsefeidi muutujate vaatluste põhjal) nende eemaldamiskiiruste mõõtmistega (punanihketest). Ja Hubble leidis, et mida kaugemal galaktika meist on, seda kiiremini see eemaldub. Just seda nähtava universumi tsentripetaalset "taandumist" kohalikust vaatluspunktist eemaldudes kasvava kiirusega nimetatakse Hubble'i seaduseks. Matemaatiliselt on see sõnastatud väga lihtsalt:

kus v on kiirus, millega galaktika meist eemaldub, r on kaugus selleni ja H- nn Hubble'i konstant. Viimane määratakse katseliselt ja see on praegu hinnanguliselt umbes 70 km/(s·Mpc) (kilomeetrit sekundis megaparseki kohta; 1 Mpc võrdub ligikaudu 3,3 miljoni valgusaastaga). Ja see tähendab, et meist 10 megaparseki kaugusel asuv galaktika jookseb meist eemale kiirusega 700 km/s, 100 Mpc kaugusel asuv galaktika kiirusega 7000 km/s jne. Ja kuigi esialgu Hubble jõudis selle seaduseni vaid mõne meile kõige lähemal asuva galaktika vaatlemise tulemusena, ükski paljudest sellest ajast alates avastatud nähtava universumi uutest galaktikatest, mis on Linnuteest üha kaugemal, ei jää sellest seadusest välja.

Niisiis, Hubble'i seaduse peamine ja – tundub – uskumatu tagajärg: universum paisub! See pilt tundub mulle kõige selgemalt selline: galaktikad on rosinad kiiresti kerkivas pärmitaignas. Kujutage end ette mikroskoopilise olendina ühel rosinatest, mille tainas tundub läbipaistev: ja mida sa näed? Kui tainas kerkib, eemalduvad kõik teised rosinad sinust ja mida kaugemal on rosin, seda kiiremini ta sinust eemaldub (sest sinu ja kaugemate rosinate vahel on paisuvat tainast rohkem kui sinu ja lähimate rosinate vahel). Samal ajal tundub teile, et just teie olete laieneva universaalse testi keskmes ja selles pole midagi imelikku - kui oleksite mõnel teisel rosina peal, paistaks kõik teile täpselt samamoodi. tee. Seega hajuvad galaktikad laiali ühel lihtsal põhjusel: maailmaruumi struktuur laieneb. Kõik vaatlejad (ja meie pole erand) peavad end universumi keskpunktiks. Selle sõnastas kõige paremini 15. sajandi mõtleja Nicholas of Cusa: "Iga punkt on lõpmatu universumi keskpunkt."

Ent Hubble'i seadus ütleb meile ka midagi muud universumi olemuse kohta – ja see "miski" on asi, mis on lihtsalt erakordne. Universumil oli algus ajas. Ja see on väga lihtne järeldus: piisab, kui võtta ja mõttes “tagasi kerida” universumi paisumise tingimuslik film, mida me vaatleme – ja jõuame punktini, mil kogu universumi mateeria on kokku surutud. tihe protomaterjali tükk, mis on ümbritsetud universumi praeguse mastaabiga võrreldes väga väikeses mahus. Universumi ideed, mis sündis ülitihedast ülikuuma aine klombist ning on sellest ajast alates laienenud ja jahtunud, nimetati Suure Paugu teooriaks ning edukamat kosmoloogilist mudelit universumi tekke ja evolutsiooni kohta pole olemas. täna. Hubble'i seadus, muide, aitab hinnata ka Universumi vanust (muidugi väga lihtsustatult ja ligikaudselt). Oletame, et kõik galaktikad eemaldusid meist algusest peale ühesuguse kiirusega v mida me täna näeme. Las olla t– nende laienemise algusest möödunud aeg. Sellest saab universumi vanus ja selle määravad suhted:

v x t = r, või t=r/V

Kuid Hubble'i seadusest tuleneb, et

r/v = 1/H

kus H on Hubble'i konstant. See tähendab, et mõõtes väliste galaktikate taandumise kiirusi ja määrates eksperimentaalselt H, saame seeläbi ka hinnangu aja kohta, mille jooksul galaktikad lahknevad. See on universumi eeldatav eksisteerimise aeg. Püüdke meeles pidada: uusima hinnangu kohaselt on meie universum umbes 15 miljardit aastat vana, andke või võtke paar miljardit aastat. (Võrdluseks: Maa vanus on hinnanguliselt 4,5 miljardit aastat ja elu tekkis sellel umbes 4 miljardit aastat tagasi.)

Vaata ka:

Edwin Powell Hubble, 1889-1953

Ameerika astronoom. Sündis Marshfieldis (Missouri, USA), kasvas üles Wheatonis (Illinois) – siis polnud see ülikool, vaid Chicago tööstuslik eeslinn. Ta lõpetas kiitusega Chicago ülikooli (kus paistis silma ka spordisaavutuste poolest). Veel ülikoolis õppides töötas ta assistendina Nobeli preemia laureaadi Robert Millikeni laboris (vt Millikani kogemus) ja suvevaheajal raudtee-ehituse geodeedina. Seejärel meeldis Hubble'ile meenutada, kuidas nad jäid koos teise töötajaga maha viimasest rongist, mis viis nende maamõõtmismeeskonna tagasi tsivilisatsiooni hüvede juurde. Kolm päeva rändasid nad metsas, enne kui asustatud alale jõudsid. Neil polnud kaasas mingeid toiduaineid, kuid Hubble'i enda sõnul: "Muidugi võite tappa siili või linnu, aga miks? Peaasi, et ümberringi oleks piisavalt vett.

Pärast bakalaureusekraadi omandamist 1910. aastal läks Hubble tänu Rhodose stipendiumile Oxfordi. Seal asus ta õppima Rooma ja Briti õigust, kuid tema enda sõnul "kauples õiguse astronoomiaga" ja naasis Chicagosse, kus asus valmistuma oma väitekirja kaitsmiseks. Teadlane viis enamiku vaatlustest läbi Yerkesi observatooriumi baasis, mis asub Chicagost põhja pool. Seal märkas teda George Ellery Hale (George Ellery Hale, 1868-1938) ja kutsus 1917. aastal noormehe uude Mount Wilsoni observatooriumisse.

Siin aga sekkusid ajaloolised sündmused. USA astus I maailmasõtta ja Hubble lõpetas üleöö oma doktoritöö. D. kaitses teda järgmisel hommikul ja läks kohe vabatahtlikult armeesse. Tema juhendaja Hale sai Hubble'ilt telegrammi, milles seisis: „Kahetsen, et pidin kaitsmise kutsest keelduma. Läks sõtta." Vabatahtlike üksus saabus Prantsusmaale päris sõja lõpus ega osalenud isegi sõjategevuses, kuid Hubble’il õnnestus saada eksinud mürsust šrapnellihaav. 1919. aasta suvel demobiliseeritud teadlane naasis kohe Californias asuvasse Mount Wilsoni observatooriumisse, kus avastas peagi, et universum koosneb paisuvatest galaktikatest, mida nimetati Hubble'i seaduseks.

1930. aastatel jätkas Hubble aktiivselt Linnutee-taguse maailma uurimist, millega ta pälvis peagi tunnustuse mitte ainult teadusringkondades, vaid ka laiema avalikkuse seas. Talle meeldis hiilgus ja nende aastate fotodel võib teadlast sageli näha tolle ajastu kuulsate filmistaaride seltsis poseerimas.

Hubble'i populaarteaduslik raamat "Udude kuningriik" (udukogude kuningriik), mis ilmus 1936. aastal, suurendas teadlase populaarsust. Ausalt öeldes tuleb märkida, et Teise maailmasõja ajal jättis teadlane oma astrofüüsikalised uuringud ja tegeles ausalt rakendusballistikaga Aberdeenis (Maryland) asuva ülehelikiirusega tuuletunneli katseala tegevjuhina, pärast mida ta naasis. astrofüüsikasse kuni oma päevade lõpuni oli Mount Wilsoni observatooriumi ja Palomari observatooriumi ühise teadusnõukogu esimees. Eelkõige kuulub talle Palomari observatooriumi baasil 1949. aastal kasutusele võetud kuulsa kahesajatollise (viiemeetrise) Hale'i teleskoobi juhtimisidee ja põhidisaini tehniline arendus. See teleskoop on tänapäevani jäänud materjalis sisalduva astromeetria tipuks. Ja ilmselt on õiglane, et just Hubble suutis – esimene kaasaegsetest astrofüüsikutest – vaadata läbi selle imelise instrumendi okulaari universumi sügavustesse.

Astronoomia kõrval oli Edwin Hubble üldiselt ainulaadselt laiaulatuslike huvidega mees. Nii valiti ta 1938. aastal Lõuna-California Huntingtoni raamatukogu ja selle juurde kuuluva kunstigalerii (Los Angeles, USA) hoolekogusse. Teadlane kinkis sellele raamatukogule oma ainulaadse teadusajaloo iidsete raamatute kollektsiooni. Hubble'i lemmikut vaba aja veetmise viisiks oli kalapüük spinninguga – ka selles saavutas ta kõrgusi ning tema rekordsaaki Kaljumägede (USA) mägiojades ja Testi jõel (Inglismaa) peetakse siiani ületamatuteks ... Edwin Hubble suri ootamatult 28. septembril 1953 ajuverejooksu tagajärjel.

„Aastal 1744 sõnastasid Šveitsi astronoom de Shezo ja temast sõltumatult 1826. aastal Olbers järgmise paradoksi,“ kirjutab T. Regge oma raamatus, „mis viis tollaste naiivsete kosmoloogiliste mudelite kriisi. Kujutage ette, et Maad ümbritsev ruum on lõpmatu, igavene ja muutumatu ning et see on ühtlaselt täidetud tähtedega ja nende tihedus on keskmiselt konstantne. Lihtsate arvutuste abil näitasid Szezo ja Olbers, et tähtede poolt Maale saadetava valguse koguhulk peab olema lõpmatu, mistõttu ei jää öötaevas mustaks, vaid pehmelt öeldes valgusega üle ujutatud. Oma paradoksist vabanemiseks soovitasid nad kosmoses tohutute ekslevate läbipaistmatute udukogude olemasolu, mis varjavad kõige kaugemaid tähti. Tegelikult on niimoodi olukorrast võimatu välja tulla: tähtede valgust neelates kuumeneksid udukogud tahes-tahtmata ja kiirgaksid ise valgust samamoodi nagu tähed.

Seega, kui kosmoloogiline põhimõte on tõsi, ei saa me nõustuda Aristotelese ideega igavesest ja muutumatust universumist. Siin, nagu ka relatiivsusteooria puhul, näib loodus oma arengus eelistavat sümmeetriat, mitte kujuteldavat aristotelelikku täiuslikkust.

Kõige tõsisema hoobi universumi puutumatusele andis aga mitte tähtede evolutsiooni teooria, vaid Ameerika suure astronoomi Edwin Hubble'i galaktikate taandumise kiiruste mõõtmise tulemused.

Hubble (1889–1953) sündis Missouri osariigis Marshfieldi väikelinnas kindlustusagendi John Powell Hubble'i ja tema naise Virginia Lee Jamesi peres. Edwin hakkas astronoomia vastu huvi tundma varakult, tõenäoliselt oma emapoolse vanaisa mõjul, kes ehitas endale väikese teleskoobi.

Edwin lõpetas keskkooli 1906. aastal. Kuueteistkümneaastaselt astus Hubble Chicago ülikooli, mis oli tollal USA kümne parima õppeasutuse seas. Astronoom F.R. Multon, tuntud päikesesüsteemi päritolu teooria autor. Tal oli suur mõju Hubble'i edasisele valikule.

Pärast ülikooli lõpetamist õnnestus Hubble'il saada Rhodose stipendium ja minna kolmeks aastaks Inglismaale haridusteed jätkama. Loodusteaduste asemel tuli tal aga Cambridge’is õigusteadust õppida.

1913. aasta suvel naasis Edwin kodumaale, kuid temast ei saanud kunagi advokaati. Hubble püüdles teaduse poole ja naasis Chicago ülikooli, kus Yerkesi observatooriumis koostas ta professor Frosti juhendamisel doktorikraadi väitekirja. Tema töö oli statistiline uurimus nõrkade spiraalsete udukogude kohta mitmes taevaosas ega olnud eriti originaalne. Kuid isegi siis jagas Hubble arvamust, et "spiraalid on tähesüsteemid, mille kaugused mõõdetakse sageli miljonites valgusaastates".

Sel ajal oli astronoomias lähenemas suursündmus – Mount Wilsoni observatoorium, mille eesotsas oli tähelepanuväärne teaduse korraldaja D.E. Hale, valmistus kasutusele võtma suurimat teleskoopi – sajatollist helkurit (250 cm – ca Aut.). Teiste seas sai Hubble kutse observatooriumi tööle. Kuid 1917. aasta kevadel, kui ta doktoritööd lõpetas, astus USA Esimesse maailmasõtta. Noor teadlane keeldus kutsest ja läks vabatahtlikult sõjaväkke. Ameerika ekspeditsioonivägede koosseisus sattus major Hubble Euroopasse 1918. aasta sügisel, veidi enne sõja lõppu, ja tal polnud aega sõjategevuses osaleda. 1919. aasta suvel Hubble demobiliseerus ja kiirustas Pasadenasse, et Hale'i kutse vastu võtta.

Observatooriumis hakkas Hubble uurima udukogusid, keskendudes esmalt Linnutee ribas nähtavatele objektidele.

K. Langi ja O. Gingerichi (USA) antoloogias "Book of Primary Sources on Astronomy and Astrophysics, 1900-1975", mis reprodutseeris kahekümnenda sajandi kolmveerandi silmapaistvamaid uurimusi, on paigutatud kolm Hubble'i tööd ja esimene neist on ekstragalaktiliste udukogude klassifikatsiooni käsitlev töö. Ülejäänud kaks on seotud nende udukogude olemuse kindlakstegemisega ja punanihke seaduse avastamisega.

1923. aastal hakkas Hubble 60- ja 100-tolliste helkuritega vaatlema udukogu Andromeeda tähtkujus. Teadlane jõudis järeldusele, et suur Andromeeda udukogu on tõepoolest teine tähesüsteem. Hubble sai samad tulemused MOS 6822 udukogu ja kolmnurga udukogu puhul.

Kuigi Hubble'i avastusest said peagi teada mitmed astronoomid, tehti ametlik teade alles 1. jaanuaril 1925, kui G. Ressel luges Ameerika Astronoomiaühingu kongressil ette Hubble'i aruannet. Kuulus astronoom D. Stebbins kirjutas, et Hubble'i aruanne "laiendas materiaalse maailma mahtu sada korda ja lahendas kindlalt pika vaidluse spiraalide olemuse üle, tõestades, et tegemist on hiiglaslike tähtede kogudega, mis on peaaegu võrreldavad meie oma galaktikaga ." Nüüd ilmus universum astronoomide ette ruumina, mis oli täidetud tähesaarte – galaktikatega.

Juba üks udukogude tõelise olemuse tuvastamine määras Hubble'i koha astronoomia ajaloos. Kuid tema osaks langes veelgi silmapaistvam saavutus - punase nihke seaduse avastamine.

Sellistel kaalutlustel alustati 1912. aastal spiraalsete ja elliptiliste "udukogude" spektraalseid uuringuid,1 kui need tõesti asuvad väljaspool meie galaktikat, siis ei osale nad selle pöörlemises ja seetõttu näitavad nende radiaalkiirused Päikese liikumist. . Eeldati, et need kiirused jäävad suurusjärku 200–300 kilomeetrit sekundis, st vastavad Päikese kiirusele galaktika keskpunkti ümber.

Vahepeal osutusid galaktikate radiaalkiirused mõne erandiga palju suuremaks: neid mõõdeti tuhandetes ja kümnetes tuhandetes kilomeetrites sekundis.

1929. aasta jaanuari keskel esitas Hubble ajakirjas Proceedings of the US National Academy of Sciences lühikese märkuse pealkirjaga "Kauguse ja galaktiliste udukogude radiaalkiiruse vahelisest seosest". Sel ajal oli Hubble'il juba võimalus 36 objekti puhul galaktika kiirust selle kaugusega võrrelda. Selgus, et need kaks suurust on seotud otsese proportsionaalsuse tingimusega: kiirus on võrdne vahemaa korrutisega Hubble'i konstandiga.

Seda väljendit nimetatakse Hubble'i seaduseks. Teadlane määras 1929. aastal Hubble'i konstandi arvväärtuse kiirusel 500 km / (s x Mpc). Galaktikate kauguste määramisel tegi ta aga vea. Pärast nende vahemaade korduvaid parandusi ja täpsustamist võetakse Hubble'i konstandi arvväärtuseks nüüd 50 km/(s x Mpc).

Mount Wilsoni observatoorium hakkas määrama üha kaugemate galaktikate radiaalkiirusi. 1936. aastaks avaldas M. Humason andmed saja udukogu kohta. Rekordkiirus 42 000 kilomeetrit sekundis registreeriti Ursa Majoris asuva kauge galaktikaparve liikmelt. Kuid see oli juba 100-tollise teleskoobi piir. Vaja oli võimsamaid tööriistu.

"Kosmose Hubble'i paisumise küsimusele on võimalik läheneda tuttavamate, intuitiivsemate piltide abil," ütleb T. Regge. - Näiteks kujutame ette sõdureid, kes on rivistatud mõnele väljakule 1-meetrise vahega. Laske siis anda käsk nihutada ridu ühe minuti jooksul üksteisest nii, et see intervall suureneks 2 meetrini. Olenemata sellest, kuidas käsku täidetakse, on kahe kõrvuti seisva sõduri suhteline kiirus 1 m / min ja kahe üksteisest 100 meetri kaugusel seisva sõduri suhteline kiirus on 100 m / min, kui arvestada, et nendevaheline kaugus suureneb 100 meetrilt 200 meetrile. Seega on vastastikuse eemaldamise kiirus võrdeline vahemaaga. Pange tähele, et pärast seeria laiendamist jääb kehtima kosmoloogiline põhimõte: galaktikad-sõdurid on endiselt ühtlaselt jaotunud ning erinevate vastastikuste kauguste vahel säilivad samad proportsioonid.

Meie võrdluse ainsaks puuduseks on see, et praktikas seisab üks sõduritest alati liikumatult väljaku keskel, ülejäänud aga hajuvad kiirusega, mida suurem on kaugus neist keskpunktini. Kosmoses pole aga verstaposte, mille suhtes saaks kiiruse absoluutseid mõõtmisi teha; Sellisest võimalusest võtab meilt relatiivsusteooria: igaüks saab oma liikumist võrrelda ainult tema kõrval kõndijate liikumisega ja samal ajal tundub talle, et nad põgenevad tema eest.

Seetõttu näeme, et Hubble'i seadus tagab kosmoloogilise printsiibi kogu aeg muutumatuks jäämise ja see kinnitab meie arvamust, et nii seadus kui ka printsiip ise kehtivad tõepoolest.

Teine näide intuitiivsest pildist on pommi plahvatus; sel juhul, mida kiiremini kild lendab, seda kaugemale see lendab. Hetk pärast plahvatust ennast näeme, et killud jaotuvad Hubble'i seaduse järgi ehk nende kiirused on võrdelised nende vahemaadega. Siin aga rikutakse kosmoloogilist printsiipi, sest kui liigume plahvatuskohast piisavalt kaugele, siis ei näe me kilde. Sel moel pakutakse välja kaasaegse kosmoloogia kuulsaim termin "suur pauk". Nende ideede kohaselt koguti umbes 20 miljardit aastat tagasi ühel hetkel kogu Universumi aine, millest sai alguse Universumi kiire paisumine tänapäevaste suurusteni.

Hubble'i seadust tunnustati teaduses peaaegu kohe. Einstein hindas Hubble'i avastuse tähtsust kõrgelt. Jaanuaris 1931 kirjutas ta: "Hubble'i ja Humasoni uued tähelepanekud punanihke kohta ... muudavad usutavaks, et universumi üldine struktuur ei ole paigal."

Hubble'i avastus hävitas lõpuks Aristotelese ajast saadik eksisteerinud idee staatilisest, kõigutamatust universumist. Praegu kasutatakse kaugete galaktikate ja kvasarite kauguste määramiseks Hubble'i seadust.

GALAKTIKATE KLASSIFIKATSIOON

Galaktikamaailma "avastamise" ajalugu on väga õpetlik. Rohkem kui kakssada aastat tagasi ehitas Herschel Galaxy esimese mudeli, vähendades selle suurust viisteist korda. Uurides arvukaid udukogusid, mille vormide mitmekesisust ta esmakordselt avastas, jõudis Herschel järeldusele, et mõned neist on "meie tähesüsteemi tüüpi" kauged tähesüsteemid. Ta kirjutas: "Ma ei pea vajalikuks korrata, et taevas koosneb aladest, kuhu päikesed kogunevad süsteemidesse." Ja veel: "... neid udukogusid võib nimetada ka Linnuteedeks – erinevalt meie süsteemist väikese tähega."

Kuid lõpuks võttis Herschel ise udukogude olemuse suhtes teistsuguse seisukoha. Ja see polnud juhus. Lõppude lõpuks õnnestus tal tõestada, et suurem osa tema avastatud ja vaadeldud udukogudest ei koosne mitte tähtedest, vaid gaasist. Ta jõudis väga pessimistlikule järeldusele: "Kõik väljaspool meie enda süsteemi on ümbritsetud tundmatuse pimedusse."

Inglise astronoom Agnes Clarke kirjutas 1890. aastal teoses The System of the Stars: „Võib kindlalt väita, et ükski pädev teadlane ei oleks kõigi olemasolevate tõenditega arvamusel, et isegi üks udukogu on Milkyga võrreldav tähesüsteem. tee. Praktiliselt on kindlaks tehtud, et kõik taevas vaadeldavad objektid (nii tähed kui ka udukogud) kuuluvad ühte tohutusse agregaati "...

Selle seisukoha põhjuseks oli see, et astronoomid ei suutnud pikka aega määrata nende tähesüsteemide kaugusi. Seega järeldas 1907. aastal tehtud mõõtmistest väidetavalt, et kaugus Andromeeda udukoguni ei ületa 19 valgusaastat. Neli aastat hiljem jõudsid astronoomid järeldusele, et see kaugus on umbes 1600 valgusaastat. Mõlemal juhul jäi mulje, et mainitud udukogu asub tõepoolest meie Galaktikas.

Möödunud sajandi kahekümnendatel puhkes astronoomide Shapley ja Curtise vahel äge vaidlus Galaktika ja teiste teleskoopidega nähtavate objektide olemuse üle. Nende objektide hulgas on ka kuulus Andromeeda udukogu (M31), mis on palja silmaga nähtav vaid neljanda tähesuuruse tähena, kuid rullub lahti suure teleskoobiga vaadates majesteetlikuks spiraaliks. Selleks ajaks oli mõnes udukogus registreeritud uute tähtede puhanguid. Curtis soovitas, et maksimaalse heledusega tähed kiirgavad sama palju energiat kui meie galaktika uued tähed. Niisiis leidis ta, et kaugus Andromeeda udukoguni on 500 000 valgusaastat. See andis Curtisele põhjust väita, et spiraalsed udukogud on kauged täheuniversumid nagu Linnutee. Shapley selle järeldusega ei nõustunud ja ka tema arutluskäik oli üsna loogiline.

Shapley sõnul koosneb kogu universum ühest meie galaktikast ja spiraalsed udukogud nagu M31 on väiksemad objektid, mis on selle galaktika sees hajutatud, nagu rosinad koogis.

Oletame, et Andromeeda udukogul on samad mõõtmed kui meie galaktil (tema sõnul 300 000 valgusaastat). Siis, teades selle nurkmõõtmeid, leiame, et kaugus selle udukoguni on 10 miljonit valgusaastat! Kuid siis pole selge, miks on Andromeeda udukogus vaadeldavatel uutel tähtedel suurem heledus kui meie galaktikas. Kui uute heledus selles "udukogus" ja meie galaktikas on sama, siis sellest järeldub, et Andromeeda udukogu on meie galaktikast 20 korda väiksem.

Curtis, vastupidi, uskus, et M31 on iseseisev saaregalaktika, mis ei jää meie galaktikast väärikuse poolest alla ja on sellest mitmesaja tuhande valgusaasta kaugusel. Suurte teleskoopide loomine ja astrofüüsika areng viis Curtise õigsuse äratundmiseni. Shapley mõõtmised osutusid valeks. Ta alahindas oluliselt kaugust M31-ni. Curtis aga eksis: nüüdseks on teada, et kaugus M31-ni on üle kahe miljoni valgusaasta.

Spiraalsete udukogude olemuse tegi lõpuks kindlaks Edwin Hubble, kes 1923. aasta lõpus avastas Andromeeda udukogust esimese tsefeidi ja peagi veel mitu tsefeidi. Nende näivaid suurusjärke ja perioode hinnates leidis Hubble, et kaugus selle "udukoguni" on 900 000 valgusaastat. Nii tehti lõpuks kindlaks spiraalsete "udukogude" kuuluvus selliste tähesüsteemide maailma nagu meie galaktika.

Kui rääkida nende objektide kaugustest, siis need tuli ikka selgeks teha ja üle vaadata. Nii et tegelikult on Andromeeda galaktika M 31 kaugus 2,3 miljonit valgusaastat.

Galaktikate maailm osutus üllatavalt tohutuks. Kuid veelgi üllatavam on selle vormide mitmekesisus.

Esimese ja üsna eduka galaktikate klassifitseerimise nende välimuse järgi tegi Hubble juba 1925. aastal. Ta tegi ettepaneku omistada galaktikad ühte järgmistest kolmest tüübist: 1) elliptilised (tähistatakse tähega E), 2) spiraalsed (S) ja 3) ebakorrapärased (1 g).

Need galaktikad klassifitseeriti elliptilisteks, millel on korrapärased ringid või ellipsid ja mille heledus väheneb järk-järgult keskelt perifeeriasse. Galaktika näilise kokkutõmbumise suurenedes jaguneb see rühm kaheksaks alatüübiks EO-st E7-ni. SO läätsekujulised galaktikad sarnanevad väga lamedate elliptiliste süsteemidega, kuid neil on täpselt määratletud keskne tähetuum.

Spiraalgalaktikad jagunevad olenevalt spiraalide arenguastmest alamklassidesse Sa, Sb ja Sc. Sa-tüüpi galaktikates on põhikomponendiks tuum, samas kui spiraalid on endiselt nõrgalt väljendunud. Üleminek järgmisse alamklassi on väide spiraalide kasvavast arengust ja tuuma näiva suuruse vähenemisest.

Paralleelselt tavaliste spiraalgalaktikatega eksisteerivad ka nn risti-rästi spiraalsüsteemid (SB). Seda tüüpi galaktikates läbib väga heledat kesksüdamikku läbimõõduga põikriba. Selle silla otstest algavad spiraaliharud ning olenevalt spiraalide arenguastmest jagunevad need galaktikad alatüüpideks SBa, SBb ja SBc.

Ebaregulaarsed galaktikad (Ir) on objektid, millel puudub selgelt määratletud tuum ja millel puudub pöörlemissümmeetria. Nende tüüpilised esindajad on Magellani pilved.

"Kasutasin seda 30 aastat," kirjutas kuulus astronoom Walter Baade hiljem, "ja kuigi ma otsisin kangekaelselt objekte, mis tegelikult Hubble'i süsteemi ei mahtunud, osutus nende arv nii tähtsusetuks, et võin neid lugeda. sõrmed." Hubble'i klassifikatsioon teenib jätkuvalt teadust ja kõik järgnevad olendi modifikatsioonid ei mõjutanud seda.

Mõnda aega usuti, et sellel klassifikatsioonil on evolutsiooniline tähendus, st galaktikad "liikuvad" mööda Hubble'i "häälestuskahvli diagrammi", muutes järjestikku oma kuju. Seda seisukohta peetakse nüüd ekslikuks.

Mitme tuhande heledaima galaktika hulgas on 17 protsenti elliptilisi, 80 protsenti spiraalseid ja umbes 3 protsenti ebakorrapäraseid.

1957. aastal ilmus Nõukogude astronoom B.A. Vorontsov-Veljaminov avastas "interakteeruvate galaktikate" olemasolu - galaktikad, mis on ühendatud "varraste", "sabadega", samuti "gamma-vormidega", s.o galaktikad, milles üks spiraal "keerdub", teine "lahti keerdub". Hiljem avastati kompaktsed galaktikad, mille suurus on vaid umbes 3000 valgusaastat, ja kosmoses isoleeritud tähesüsteemid, mille läbimõõt on vaid 200 valgusaastat. Oma välimuselt ei erine nad praktiliselt meie galaktika tähtedest.

Uus üldkataloog (NOC) sisaldab nimekirja umbes kümnest tuhandest galaktikast koos nende olulisemate omadustega (heledus, kuju, kaugus jne) – ja see on vaid väike osa kümnest miljardist galaktikast, mis on põhimõtteliselt eristatavad. Maalt. Vapustav hiiglane, mis on võimeline katma sada või kaks miljonit valgusaastat, näeks universumit vaadates, et see on täidetud kosmilise uduga, millest galaktikad on tilgad. Mõnikord on kokku koondunud tuhandete galaktikate parved. Üks selline hiiglaslik parv asub Neitsi tähtkujus.

Edwin Hubble'i üks olulisemaid töid oli Andromeeda tähtkujus paikneva udukogu vaatlus. Seda sajatollise helkuriga uurides suutis teadlane liigitada udukogu mingisuguseks tähesüsteemiks. Sama kehtib ka kolmnurga tähtkujus asuva udukogu kohta, mis sai samuti galaktika staatuse. Hubble'i avastus laiendas materiaalse maailma mahtu. Nüüd hakkas universum välja nägema nagu ruum, mis oli täidetud galaktikatega – hiiglaslike tähtede parvedega. Mõelge tema avastatud seadusele – Hubble'i seadusele, mis on üks kaasaegse kosmoloogia põhiseadusi.

Hubble'i konstant on H 0 = (67,80 ± 0,77) (km/s)/Mpc

Avastuse ajalugu ja olemus

Universumi paisumist iseloomustavat kosmoloogilist seadust tuntakse nüüd täpselt Hubble'i seadusena. See on kaasaegse kosmoloogia kõige olulisem vaatlustõde. See aitab hinnata universumi paisumisaega. Arvutused tehakse, võttes arvesse proportsionaalsuse koefitsienti, mida nimetatakse Hubble'i konstandiks. Seadus ise sai oma praeguse staatuse algul J. Lemaitre’i ja hiljem kinnistuid selleks kasutanud E. Hubble’i töö tulemusena. Nendel huvitavatel objektidel on perioodilised heledusmuutused, mis võimaldab nende kaugust üsna usaldusväärselt määrata. Perioodi ja heleduse seost kasutades mõõtis ta kaugused mõne tsefeidideni. Ta tuvastas ka nende galaktikad, mis võimaldas arvutada radiaalkiirusi. Kõik need katsed viidi läbi 1929. aastal.

Proportsionaalsuse koefitsiendi väärtus, mille teadlane järeldas, oli umbes 500 km / s 1 Mpc kohta. Kuid meie aja jooksul on koefitsiendi parameetrid muutunud. Nüüd on see 67,8 ± 0,77 km/sek 1 Mpc kohta. See ebakõla on seletatav asjaoluga, et Hubble ei võtnud arvesse väljasuremise korrektsiooni, mida tema ajal veel ei leitud. Lisaks ei võetud arvesse galaktikate õiget kiirust koos galaktikate rühma ühise kiirusega. Arvestada tuleks ka sellega, et Universumi paisumine ei ole lihtne galaktikate paisumine kosmoses. See on ka dünaamiline muutus ruumis endas.

Hubble'i konstant

See on Hubble'i seaduse komponent, mis seob meie galaktikast väljaspool asuva objekti kauguse väärtused ja selle eemaldamise kiiruse. Selle konstandi asukohad määravad galaktikate kiiruste keskmised väärtused. Hubble'i konstandi abil saab kindlaks teha, et galaktika, mille kaugus on 10 Mpc, taandub kiirusega 700 km/sek. Ja 100 Mpc kaugusel asuva galaktika kiirus on 7000 km/sek. Seni on kõik avastatud ülisügava kosmoseobjektid mahtunud Hubble'i seaduse raamidesse.

Mudelites, kus esineb paisuv universum, muudab Hubble'i konstant aja jooksul oma väärtust.

Nimetus on õigustatud selle püsivusega universumi kõigis punktides, kuid ainult teatud ajahetkel. Mõned astronoomid mängivad seda muutust, nimetades konstanti muutujaks.

Järeldused seadusest

Olles kindlaks teinud, et Andromeeda udukogu on üksikutest tähtedest koosnev galaktika, juhtis Hubble tähelepanu naabergalaktikate kiirguse spektrijoonte nihkele. Nihe nihutati punasele poolele ja teadlane kirjeldas seda kui Doppleri efekti ilmingut. Selgus, et galaktikad Maa suhtes eemalduvad. Edasised uuringud aitasid mõista, et galaktikad jooksevad meie eest ära seda kiiremini. Just see asjaolu määras, et Hubble'i seadus on universumi tsentripetaalne taandumine kiirustega, mis suurenevad vaatlejast kaugenedes. Lisaks sellele, et universum paisub, määrab seadus, et selle algus oli ikkagi ajas. Selle postulaadi mõistmiseks peate proovima käimasolevat laienemist visuaalselt tagasi alustada. Sel juhul võite jõuda alguspunkti. Selles punktis – väikeses protoainetükis – oli koondunud kogu praeguse universumi maht.

Hubble'i seadus võib heita valgust ka meie maailma vanusele. Kui algselt toimus kõigi galaktikate eemaldamine sama kiirusega, mida praegu täheldatakse, siis paisumise algusest möödunud aeg on vanuse väärtus. Hubble'i konstandi praeguse väärtuse juures (67,8 ± 0,77 km/sek 1 Mpc kohta) on meie universumi vanus hinnanguliselt (13,798 ± 0,037). 10 9 aastat vana.

Tähtsus astronoomias

Einstein hindas Hubble'i tööd üsna kõrgelt ja seadus leidis kiiresti teaduses tunnustust. Just Hubble'i (koos Humasoniga) punanihkete vaatlused tegid usutavaks oletuse, et universum ei ole paigal. Suure teadlase sõnastatud seadus sai tegelikult viiteks, et universumis on teatud struktuur, mis mõjutab galaktikate langust. Sellel on omadus tasandada kosmilise aine ebahomogeensust. Kuna taanduvad galaktikad ei aeglustu oma raskusjõu tõttu, nagu peaks, peab mingi jõud neid lahku lükkama. Ja seda jõudu nimetatakse tumeenergiaks, millel on umbes 70% kogu nähtava universumi massist/energiast.

Nüüd hinnatakse kaugusi kaugete galaktikate ja kvasariteni Hubble'i seaduse alusel. Peaasi, et see tõesti osutub tõeks kogu universumi kohta, mis on ruumis ja ajas piiritu. Lõppude lõpuks ei tea me ikka veel tumeaine omadusi, mis võivad kõiki ideid ja seadusi parandada.