Co to jest Stała Hubble’a?

Stała Hubble’a jest jednostką miary używaną do opisu rozszerzania się wszechświata. Kosmos staje się coraz większy od czasu Wielkiego Wybuchu, który zapoczątkował jego wzrost około 13,82 miliarda lat temu. Wszechświat, w rzeczywistości, jest coraz szybciej w jego przyspieszenie, jak to się robi większe.

Co jest interesujące o ekspansji jest nie tylko szybkość, ale także implikacje, według NASA. Jeśli ekspansja zacznie zwalniać, oznacza to, że we wszechświecie jest coś, co sprawia, że wzrost zwalnia – być może ciemna materia, której nie można wyczuć za pomocą konwencjonalnych instrumentów. Jeśli jednak wzrost staje się szybszy, możliwe jest, że ciemna energia popycha ekspansję szybciej.

Od stycznia 2018 roku pomiary z wielu teleskopów wykazały, że tempo ekspansji wszechświata jest różne w zależności od tego, gdzie się patrzy. Pobliski wszechświat (mierzony przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a i teleskop kosmiczny Gaia) ma tempo ekspansji 45,6 mil na sekundę (73,5 kilometra na sekundę) na megaparsek, podczas gdy bardziej odległy wszechświat tła (mierzony przez teleskop Plancka) jest nieco wolniejszy, rozszerzając się z prędkością 41,6 mil na sekundę (67 km na sekundę) na megaparsek. Megaparsek to milion parseków, czyli około 3,3 miliona lat świetlnych, więc jest to niewyobrażalnie szybko.

Odkrycie przez Hubble’a

Stała ta została po raz pierwszy zaproponowana przez Edwina Hubble’a (twórcę nazwy Kosmicznego Teleskopu Hubble’a). Hubble był amerykańskim astronomem, który studiował galaktyki, szczególnie te, które są daleko od nas.

W 1929 roku – w oparciu o uświadomienie sobie przez astronoma Harlowa Shapleya, że galaktyki wydają się oddalać od Drogi Mlecznej – Hubble odkrył, że im dalej te galaktyki są od Ziemi, tym szybciej wydają się poruszać, według NASA.

Podczas gdy naukowcy rozumieli to zjawisko jako oddalające się od siebie galaktyki, dziś astronomowie wiedzą, że to, co faktycznie jest obserwowane, to ekspansja wszechświata. Bez względu na to, w którym miejscu kosmosu się znajdujesz, zobaczysz to samo zjawisko zachodzące z tą samą prędkością.

Początkowe obliczenia Hubble’a były udoskonalane przez lata, ponieważ do pomiarów używano coraz bardziej czułych teleskopów, w tym Hubble’a i Gai (która badała rodzaj gwiazdy zmiennej zwanej zmienną cefeidalną) oraz innych teleskopów, które ekstrapolowały stałą w oparciu o pomiary kosmicznego mikrofalowego tła – stałej temperatury tła we wszechświecie, która jest czasami nazywana „poświatą” Wielkiego Wybuchu.

Zmienne cefeidalne

Istnieje wiele rodzajów gwiazd zmiennych, ale ta, która jest najbardziej przydatna do pomiaru stałej Hubble’a, nazywana jest zmienną cefeidalną. Są to gwiazdy, które regularnie zmieniają swoją jasność w skali od 1 do 100 dni (Polaris jest jedną z najbardziej znanych gwiazd z tej grupy). Astronomowie dokonują pomiarów odległości do tych gwiazd mierząc zmienność ich jasności.

Im jaśniejsza jest cefeida z Ziemi, tym łatwiej ją zmierzyć. Niektóre Cefeidy można dostrzec z ziemi, ale dla dokładniejszych pomiarów najlepszym rozwiązaniem jest lot w kosmos.

Jednak Edwin Hubble był w stanie zmierzyć Cefeidy oddalone o około 900 000 lat świetlnych – co było zadziwiającą odległością jak na tamte czasy – w obrębie wszechświata, który wciąż jest stosunkowo blisko Ziemi. Dalej w przestrzeni, Cefeidy są bledsze i ustępują szybciej, czyli tam, gdzie Kosmiczny Teleskop Hubble’a był w stanie pomóc w latach 90. po jego uruchomieniu. W 2013 roku wystartował teleskop kosmiczny Gaia, który dokładnie mapuje pozycje i jasności około 1 miliarda gwiazd. Jego dane pomogły również w udoskonaleniu Stałej Hubble’a.

Cefeidy nie są jednak idealne do mierzenia kosmicznych odległości. Poza innymi trudnościami, często znajdują się one w obszarach zapylonych (które przesłaniają niektóre długości fal na zdjęciach), a te bardziej odległe są trudne do zauważenia, ponieważ są tak słabe z naszej perspektywy.

Powstały inne techniki uzupełniające pomiary Cefeid, takie jak relacja Tully-Fishera, która jest korelacją pomiędzy jasnością galaktyki spiralnej a jej prędkością obrotową, według Shoko Sakai, pracownika naukowego w National Optical Astronomical Observatory. „Idea jest taka, że im większa jest galaktyka, tym szybciej się obraca” – napisał. „Oznacza to, że jeśli znasz prędkość rotacji galaktyki spiralnej, możesz określić za pomocą zależności Tully-Fishera jej jasność wewnętrzną (czyli jak jasna jest naprawdę ta galaktyka). Porównując jasność wewnętrzną z magnitudą pozorną (to, co faktycznie obserwujemy – ponieważ im dalej galaktyka jest położona, tym „wydaje się” ciemniejsza), można obliczyć jej odległość.”

Teleskopy, które mierzą kosmiczne mikrofalowe tło – takie jak Planck – wykorzystały inną technikę, która bada fluktuacje w kosmicznym mikrofalowym tle, aby wyznaczyć stałą.