1920년대에는 우주의 크기와 성운의 본질에 관해 과학자들 사이에 논쟁이 격렬했습니다. 그들 중 일부
과학자는 성운까지의 거리를 계산했습니다.안드로메다는 우리 은하의 크기보다 크다는 것을 보여주었고, 이는 우리가 별도의 은하에 대해 이야기하고 있다는 것을 의미합니다. 그리고 1929년에 과학자는 알려진 여러 은하에 대한 관찰을 바탕으로 그들이 지구에서 다른 방향으로 멀어지고 있음을 보여주는 논문을 발표했습니다. 은하까지의 거리와 반지름 속도 사이의 관계를 설정하는 규칙을 허블 법칙 또는 허블-르메트르 법칙이라고 합니다.
벨기에의 신부이자 천체 물리학자인 Georges Lemaitre는 허블보다 2년 앞서 같은 결론에 도달했지만 프랑스어와 인기 없는 잡지에 실린 그의 논문은 주목받지 못했습니다.
현대 우주론 모델은우주 팽창의 원리. 그러나 다른 관찰 방법은 속도에 대해 다른 값을 제공합니다. 과학자들은 마침내 이 문제를 끝내기 위한 새로운 방법을 계속 개발하고 있습니다. 그 후, 우주의 나이, 진화 및 구성을 정확하게 결정하십시오.
우주 팽창 지도. 이미지: NASA, WMAP 과학 팀
우주는 팽창하고 있는가?
이 질문에 대한 정확한 답은 없기 때문에시스템 외부로 나가서 일이 실제로 어떻게 일어나는지 외부에서 보는 것은 불가능합니다. 그러나 팽창하는 우주 이론은 관측을 가장 잘 설명합니다.
첫째, 우주 탐사는redshift: 물체가 우리에게서 멀어질수록 더 많은 방사선이 스펙트럼의 빨간색 부분으로 이동하는 것으로 나타났습니다. 그의 논문에서 허블은 거리와 적색편이 사이의 관계를 보여주었다. 또한 그는 물체가 멀어지는 속도가 물체까지의 거리에 비례한다는 것을 발견했습니다. 이러한 관찰은 메트릭(선형) 확장과 가장 잘 상관됩니다.
둘째, 대규모 우주 관측깊은 해상도를 통해 그들은 우주가 국지적인 규모에서는 "덩어리" 구조(은하는 공극으로 분리된 그룹을 형성함)이지만 먼 거리에서는 균질하다는 사실을 발견했습니다.
셋째, 우주의 모든 방향으로의 팽창으로 인한 공간의 균질성은 먼 감마선 폭발과 초신성 폭발의 분포의 균질성을 확인합니다.
그리고 마지막으로 유럽 우주의 관측관측소는 CMB가 초기에 훨씬 더 따뜻했음을 보여줍니다. 빅뱅의 흔적이 점진적으로 균일하게 냉각되는 것은 균일하게 팽창하는 우주 이론과도 일치합니다.
허블 상수는 어떻게 측정됩니까?
설정하는 상수의 값은하의 이동 속도와 은하까지의 거리 사이의 관계는 먼 은하의 적색편이를 측정한 다음 허블의 법칙이 아닌 다른 방법을 사용하여 은하까지의 거리를 결정함으로써 추정됩니다.
상수의 첫 번째 측정은 Edwin이 직접 수행했습니다.허블. 과학자는 윌슨 산 천문대에서 100인치(254cm) 망원경을 사용하여 안드로메다 성운을 관찰하면서 그 구성에서 개별 밝은 별을 식별했습니다. 그중에는 세페이드(Cepheids)도 있었습니다. 이것은 황색거성과 초거성의 맥동변인의 한 종류로, 맥동주기와 광도 사이의 관계가 잘 연구되어 있습니다.
두 매개변수를 모두 측정하여 과학자는 다음을 계산했습니다.이 별까지의 거리와 은하의 적색편이를 통해 방사 속도를 결정할 수 있습니다. 허블이 얻은 비례 계수는 메가파섹당 약 500km/s(Mpc)였습니다. 이것은 지구에서 약 326만 광년(1Mpc) 떨어진 곳에 위치한 물체가 500km/s, 3260만 광년-5,000km/s 등의 속도로 우리에게서 멀어져야 한다는 것을 의미합니다.
Edwin이 속한 안드로메다 은하의 이미지허블은 발견된 변광성(왼쪽)과 상세한 허블 이미지(오른쪽)에 주목했습니다. 왼쪽 이미지: 카네기 천문대. 오른쪽 이미지: NASA, ESA, Hubble Heritage Team(STScI/AURA)
허블이 얻은 가치는 상당하다현대의 관측과 다릅니다. 이는 과학자가 나중에 발견된 세페이드의 주기와 광도의 의존성뿐만 아니라 국부 은하군의 자체 속도의 영향에 영향을 미치는 법칙을 몰랐기 때문입니다.
현대의 관찰은 모순을 준다결과. 후기 우주 측정은 허블이 수행한 것과 유사하지만 더 새로운 데이터와 더 강력한 장비(과학자의 이름을 딴 우주 망원경 포함)를 사용하여 Mpc당 73 ± 1km/s의 우주 상수를 예측합니다. 그리고 초기 우주의 우주 마이크로파 배경 복사 연구에서 얻은 데이터는 67.4 ± 0.5(km/s)/Mpc입니다.
허블 망원경을 사용하여 상수를 측정하는 방식. 이미지: NASA, ESA, A. Feild(STScI) 및 A. Riess(STScI/JHU)
대안이 있습니까?
저널 8월호에 게재된 논문에서시카고 대학의 과학자인 Physical Review Letters는 블랙홀이 충돌할 때 생성되는 중력파를 사용하여 우주의 팽창률을 측정할 것을 제안합니다.
적색편이와 유사한 효과가 발생합니다.중력파가 전파되는 동안. 초대질량 블랙홀의 충돌, 강력한 사건. 이는 떨어진 돌이 물 위에 파문처럼 퍼지는 시공간 중력파를 발생시킵니다.
이 "리플"은 미국인이 지구에서 측정한 것입니다.레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO)와 이탈리아 천문대 처녀자리. 몇 년 동안 두 관측소는 100쌍 이상의 블랙홀 충돌에 대한 데이터를 수집했습니다.
각 충돌의 신호에는 다음이 포함됩니다.블랙홀이 얼마나 큰지에 대한 정보. 그러나 우주의 팽창으로 인해 왜곡됩니다. 그 결과 멀리 있는 블랙홀이 더 거대해 보이기 시작합니다.
과학자들은 축적된 데이터를 활용하자고 제안장치를 "보정"하기 위해 블랙홀에 대해 설명합니다. 예를 들어, 현재 증거에 따르면 발견된 대부분의 블랙홀의 질량은 태양 질량의 5~40배에 이릅니다.
연구원들은 질량을 측정하면우리에게 가장 가까운 충돌 블랙홀 쌍, 그리고 점차적으로 이동한 다음 많은 예에서 거리가 증가함에 따라 블랙홀의 "관찰된" 질량이 얼마나 변하는지 확립하는 것이 가능합니다. 우주의 팽창 속도를 결정하는 것은 이 값입니다.
두 블랙홀의 합병을 보여주는 그림. 이미지: 시카고 대학의 SXS(eXtreme Spacetimes) 프로젝트 시뮬레이션
가장 현대적인 방법의 단점공간 확장의 관찰은 얻은 결과를 왜곡하는 개별 원인이 아직 알려지지 않았을 수 있다는 것입니다. 허블은 세페이드의 광도와 맥동 주기성 사이의 관계에 영향을 미치는 모든 요인에 대해 알지 못했기 때문에 그의 측정에는 오류가 포함되었습니다. 또한 우주, 물질, 전자파 전파에 대한 현대적 개념은 불완전할 수 있습니다.
이 방법은 우주관측과 달리시카고의 과학자들이 제안한 이 이론은 훨씬 더 잘 알려진 중력 이론만을 사용합니다. 따라서 우주의 팽창 속도 문제에 종지부를 찍을 기회가있었습니다.
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