Legea lui Hubble

În 1929 Edwin Hubble a descoperit că Universul este în expansiune – toate galaxiile se îndepărtează unele de altele – lucru observat sub forma unei deplasări spre roșu a spectrului galaxiilor. Deplasarea spre roșu este mai mare pentru acele galaxii mai slabe în strălucire i.e. mai îndepărtate me noi.

Astăzi știm că majoritatea galaxiilor (în afară de cele din apropiere) se îndepărtează de noi cu o viteză ce poartă numele de „viteză de recesiune”. Aceasta este determinată de deplasarea lor spre roșu.

Legea lui Hubble este o relație liniară între distanța către o galaxie și viteza sa de recesiune:

v = H₀d

unde „v” este viteza de recesiune în km s^-1, „H₀” este constanta lui Hubble în km s^-1 Mpc^-1, iar „d” este distanța către respectiva galaxie în Mpc.

De-a lungul timpului, au existat multe încercări de a măsura cu exactitate constanta lui Hubble ce dă rata cu care Universul se extinde. Cea mai bună estimare a acesteia, acceptată în mare în zilele noastre, este H₀ = 72 ± 8 km/s/Mpc. Pentru a se ajunge la această valoare au fost studiate supernove de tip Ia și stele cefeide variabile surprinse de TSH.

Legea lui Hubble – viteza de recesiune vs. distanță © Cornell

Majoritatea galaxiilor urmează o expansiune omogenă. Totuși, cele mai distante galaxii se îndepărtează mult mai rapid de noi, fiind într-o expansiune accelerată. Astfel, la distanțe mari, legea lui Hubble nu este în totalitate linară.

Stele cefeide – o cronologie

Pe 10 septembrie 1784, Edward Piggot a descoperit variația în strălucire a stelei  Eta Aquilae, prima stea cunoscută ce aparține cefeidelor clasice.

În 1908, Henrietta Swan Leavitt a determinat o relație între perioada și luminozitatea stelelor cefeide clasice după o analiză a mii de stele variabile situate în Norii lui Magellan.

În 1915, Harlow Shapley a folosit cefeidele pentru a stabili limitele și forma Căii Lactee, precum și pentru a plasa Soarele în cadrul acesteia.

În 1924, Edwin Hubble a calculat distanța până la cefeidele din Andromeda, arătând astfel că acestea nu fac parte din Calea Lactee.

H335H, prima cefeidă examinată de Hubble.

În 1929, Hubble și Milton L. Humason au dezvoltat formula care în prezent este cunoscută drept legea lui Hubble prin combinarea distanțelor până la anumite galaxii aflate cu ajutorul cefeidelor cu măsurătorile vitezelor cu care acele galaxii se îndepărtează de noi, realizate de Vesto Slipher. Astfel s-a demonstrat că Universul se extinde, deși expansiunea Universului fusese postulată câțiva ani mai devreme de către  Georges Lemaître.

În prima jumătate a secolului al XX-lea s-a realizat divizarea cefeidelor în categorii diferite, având proprietăți diferite. Acest lucru a dus la rezolvarea problemelor ce țineau de scara distanțelor în Univers. De exemplu, a fost posibilă aflarea adevăratei distanțe până la galaxia M31 – ce este de patru ori mai mare decât se propusese inițial. Prin observațiile făcute începând cu anul 1940,  Walter Baade și-a dat seama că există două populații de stele cefeide: clasice și de tip II. Cele clasice sunt stele de populația I, mai masive, mai strălucitoare și mai puțin vechi decât stelele de populația II, adică cefeidele de tip II. Cefeidele clasice si cele de tip II verifică relații diferite între perioadă și luminozitate. În medie, luminozitatea unei cefeide de tip II este cu 1,5 magnitudini mai mică decât cea a unei cefeide clasice (dar mai strălucitoare decât stelele variabile RR Lyrae).

Ce sunt quasarii ?

O sursă radio cvasi-stelară sau un „quasar” este un nucleu galactic activ, foarte luminos, aflat la mare distanţă de Pământ, care emite radiaţii electromagnetice puternice, şi are o mare deplasare spre roşu, atât în unde radio cât şi în lumina vizibilă. Pentru mult timp,  s-a crezut că aceştia  sunt un tip nou de stele sau de galaxii, dar la începutul anilor 1980 s-au făcut descoperiri importante ce au dezvăluit informaţii importante despre natura lor.

Deplasarea spre roşu a quasarilor este un efect al expansiunii universului. Dacă o sursă se îndepărtează de observator (Pământul), lungimea de undă pe care o înregistrează va creşte, iar dacă se apropie, aceasta se va micşora. Datorită efectului Doppler, pentru lumina provenită de la obiecte extragalactice (stele, galaxii, nebuloase) , s-a putut vedea o deplasare a lungimii de undă spre valori tot mai mari – o „înroşire” sau o „deplasare spre roşu”, deoarece această culoare are cea mai mare lungime de undă în spectrul vizibil. Mai mult, legea lui Hubble spune că, cu cât lumina unui obiect extragalactic este mai roşie, cu atât acesta „fuge” mai repede şi este mai îndepărtat de Sistemul Solar. Quasarii arată o deplasare spre roşu foarte mare şi sunt cele mai luminoase, puternice şi energice obiecte cosmice cunoscute. Datorită legii lui Hubble, s-a ajuns la concluzia că, aceste obiecte se află la distanţe foarte mari de Pământ şi aparţin istoriei unui univers timpuriu. Quasarul cu cea mai mare deplasare spre roşu înregistrată este ULAS J1120+064, situat la 29 de miliarde de ani-lumină de Pământ.

Cei mai luminoşi quasari emit radiaţii mai puternice decât media galaxiilor obişnuite – o radiaţie echivalentă cu cea a două trilioane (2×10¹² ) sori. Această radiaţie este emisă în raze X, infraroşii, ultraviolet, radio şi gamma. În lumina vizibilă, quasarii arată ca nişte puncte de lumină, ce nu se disting de stele decât prin spectrul lor ciudat. Cu ajutorul unor telescoape infraroşii performante, au putut fi observate şi galaxiile din care fac parte quasarii. Singurul quasar care se poate vedea folosind un echipament astronomic accesibil unui amator este 3C 273, cu o magnitudine aparentă de 12.9 şi aflat la o distanţă de 2.44 miliarde de ani-lumină de Pământ.

 

 

O parte din quasarii cunoscuţi manifestă schimbări bruşte în luminozitate, observată în lumina vizibilă şi în radiaţia X. Datorită acestor schimbări rapide, oamenii de ştiinţă  au putut arăta că dimensiunea respectivilor quasari este asemănătoare celei a sistemului nostru solar. Acest lucru sugerează că o foarte mare cantitate de energie este stocată într-un obiect cu un volum relativ mic. Schimbările de luminozitate sunt probabil provocate din cauza faptului că aceste obiecte cosmice se mişcă cu viteze apropiate de viteza luminii şi aruncă în spaţiu, spre noi, jeturi fierbinţi de plasmă.

 

Oamenii de ştiinţă consideră quasarii ca fiind generaţi de materialul de acreţie din găurile negre supernasive din nucleul galaxiilor timpurii. Pentru că lumina nu poate să evadeze din gaura neagră supermasivă, energia care scapă, totuşi, este generată în afara orizontului evenimentelor din cauza forţelor de gravitaţie şi de frecare a materialului din gaura neagră. Toate galaxiile mari au în centrul lor găuri negre supermasive, dar numai într-o mică fracţiune din acestea emit radiaţii puternice pentru a fi văzute ca şi quasari. Se presupune că la coliziunea dintre două galaxii mari, s-ar putea forma quasari. S-a luat ca exemplu,  posibila ciocnire dintre galaxia noastră – Calea Lactee şi Andromeda, ce va avea loc peste 3-5 miliarde de ani.

Big Crunch şi Big Chill

Până de curând, cosmologii credeau că un singur factor, densitatea de masă-energie a Universului, va determina soarta Universului. Densitatea masei şi a energiei au fost măsurate simultan, pentru că Einstein a demonstrat că acestea sunt echivalente şi interschimbabile.

Astfel, s-a calculat că, dacă densitatea ar depăşi valoarea critică, gravitaţia ar determina încetarea expansiunii Universului şi prăbuşirea lui printr-o mare implozie – Big Crunch. În acest scenariu, toată materia şi energia s-ar prăbuşi într-o singularitate infinit de densă şi de fierbinte, într-un fel de Big Bang inversat. Acest lucru nu s-ar putea întâmpla decât peste 10 miliarde de ani.

Dar, dacă densitatea Universului ar fi mai mică sau egală cu valoarea critică, Universul s-ar extinde la infinit, deşi viteza lui de extindere ar fi treptat redusă de gravitaţie. În acest caz, Universul ar cunoaşte un proces îndelungat de răcire – Big Chill, în urma căruia ar dispărea.

Cercetările au dus la descoperirea faptului că Universul are proprietăţi care sugerează că este aproape „plat” şi are o densitate egală cu exact valoarea critică.

Soarta lui părea să fie expansiunea eternă. Totuşi, la sfârşitul anilor 1990 au avut loc noi descoperiri care au arătat că expansiunea Universului nu încetineşte.

Dovezi în favoarea teoriei Big Bang

Radiaţia de fond a fost detectată în 1960, după ce, în 1948 George Gamow i-a prevăzut existenţa. Amo Penzias şi Robert Wilson au descoperit spectrul CMBR, care arată că Universul avea iniţial o  temperatură extrem de mare, dar uniformă.

Expansiunea şi răcirea Universului duc la concluzia că Universul a fost mult mai mic şi mai fierbinte.

Echilibrul elementelor uşoare (hidrogen, heliu şi litiu) existente astăzi în Univers este prevăzut de Big Bang.

Relativitatea generală spune că  Universul trebuie fie să se extindă, fie să se contracte – mărimea lui nu poate rămâne mereu aceeaşi.

Paradoxul Olbers – dacă Universul ar fi infinit de mare şi de vechi, Pământul ar primi lumină din toate colţurile cerului nopţii, care ar părea strălucitor – mult mai strălicitor decât cel mai dens câmp de stele (foto). Teoria Big Bang rezolvă acest paradox – Universul nu a existat întotdeauna.

Distanţa retrospectivă

Expansiunea Universului complică exprimarea distanţelor până la obiectele cosmice foarte îndepărtate.

Când astronomii descriu distanţa până la obiecte atât de îndepărtate, folosesc distanţa „retrospectivă” sau „de călătorie a luminii”. Aceasta este distanţa parcursă de lumină prin Spaţiu pentru a ajunge la noi şi ne spune cu cât timp în urmă lumina a părăsit obiectul respectiv. Dar, pentru că Spaţiul s-a extins între timp, distanţa la care galaxia se afla când lumina şi-a început călătoria spre Pământ este mai mică decât distanţa retrospectivă.

De fapt, distanţa reală până la obiectul îndepărtat (distanţa comobilă) este mai mare decât distanţa retrospectivă. Fotografia de alăturată arată explicaţiile anterioare. În prima imagine, un foton de lumină a fost emis de Galaxia Z acum 11 miliarde ani şi a pornit spre Calea Lactee. Cele 2 galaxii se află la o distanţă de 4 miliarde ani-lumină. A doua imagine este surprinsă după şase miliarde de ani. Fotonul nu a ajuns încă la destinaţie, pentru că Spaţiul s-a extins, făcând galaxiile să se îndepărteze mai mult. În ultima imagine, fotonul ajunge la Calea Lactee, unde un observator vede galaxia Z aşa cum era în urmă cu 11 miliarde de ani (distanţa retrospectivă). Între timp, distanţa adevărată (comobilă) a crescut la 18 miliarde de ani-lumină.

Timpul şi expansiunea Spaţiului

Lumina emisă de o galaxie îndepărtată a ajuns la Pământ după miliarde de ani. Astronomii văd galaxia aşa cum era miliarde de ani. Cu cât ei privesc mai departe în Spaţiu, cu atât se apropie de începuturile istoriei Universului.

În cele mai îndepărate regiuni se văd doar galaxii incomplet formate, aşa cum arătau după Big Bang. Cele mai palide şi mai îndepărtate galaxii se îndepărtează de Pământ cu viteze apropiate de viteza luminii (300 000 km/s). La distanţe şi mai mari, dincolo de Universul observabil, ar exista alte obiecte cosmice care s-au îndepărtat atât de repede, încât lumina emisă nu a ajuns niciodată la Pământ.

Cu cât se extinde Spaţiul?

Viteza de expansiune a Universului poate fi calculată comparând distanţele până la galaxiile îndepărtate şi vitezele cu care ele continuă să se îndepărteze. Vitezele galaxiilor sunt măsurate analizând deplasarea către roşu a spectrelor lor de lumină. Distanţele sunt calculate detectând în galaxii o categorie de stele variabile, numite cefeide, şi,  măsurând ciclurile de variaţie a magnitudinilor acestora.

Rezultatul este un număr numit constanta lui Hubble – o expresie a vitezei de expansiune constante a Universului. Valoarea ei actuală este de aproximativ 80 000 km/h (mai exact  71 000 ± 2.5 km/h). Aceasta înseamnă că, de exemplu, două galaxii situate la o distanţă de un miliard de ani-lumină se îndepărtează una de alta cu o viteză de 80 de milioane de km/h. La o scară temporală este, de fapt, o expansiune foarte lentă – distanţa dintre galaxii creşte cu 1% în zeci de milioane de ani.

Gravitaţia este mai puternică decât expansiunea cosmologică şi ţine materia laolaltă. Galaxiile nu se îndepărtează una de alta. Ele vor continua so se ciocnească, (ca cele din imaginea de deasupra), în ciuda expansiunii Cosmosului. Roiurile de galaxii sunt ţinute laolaltă de gravitaţie.

Cosmologii estimează că peste 3-5 miliarde de ani galaxia noastră, Calea Lactee se va ciocni cu cea mai apropiată galaxie – Andromeda. De fapt, chiar în acest moment Andromeda se apropie de noi cu o viteză relativă  de 130 lm/s. În imaginea alăturată se poate observa coliziunea ipotetică a celor două galaxii spirale, în acest unghi relativ.

Lungimi de undă şi expansiunea Universului

Să ne imaginăm o stea. Mişcarea particulelor încărcare electric ale stelei creează un câmp electromagnetic, care are două componente, oscilante şi perpendiculare una pe cealaltă: componenta electrică şi componenta magnetică. Distanţa dintre două puncte maxime succesive ale undelor electromagnetice sub forma cărora se transmite energia electromagnetică se numeşte lungime de undă. Spectrul electromagnetic, care include radiaţia electromagnetică de toate lungimile de undă posibile este energie pură şi include spectrul vizibil, radiaţia elecromagnetică pe care noi o numim lumină, pentru că interacţionează cu obiectele din jurul nostru şi este recepţionată şi interpretată de sistemul vizual sub formă de culori.

Când trece printr-o prismă, lumina se descompune în lungimile de undă componente, fapt ce pentru ochiul uman înseamnă o succesiune de culori, spectrul vizibil. Dacă gazul din care este formată steaua este fierbinte, steaua produce un spectru de lumină continuu de la suprafaţa ei, în care este reprezentată o largă gamă de lungimi de undă (culorile), văzute oblic, ca nişte linii, numite liniile spectrale . Dar, în cazul în care gazul stelei este mai rece, în spectru apar linii de culoare închisă.

Din cauza faptului că obiectele cosmice sunt în continuă mişcare, noi le putem  detecta deplasările măsurând poziţia liniilor spectrale. Dacă liniile spectrale ale stelei noastre indică lungimi de undă mai mari, observându-se o deplasare spre roşu, atunci steaua se îndepărtează de noi. În caz contrar, dacă liniile ei spectrale indică lungimi de undă mai mici, observându-se o deplasare către albastru, atunci steua se apropie de noi.

Astronomii au observat că deplasarea se măreşte odată ce viteza dintre sursă şi observator creşte. Deoarece galaxiile îndepărtate prezintă deplasări considerabile  spre roşu, ele se îndepărtează cu viteze uriaşe, numite deplasări cosmologice către roşu. Lumina obiectelor îndepărtate este cu atât mai slabă, cu cât deplasarea lor  cosmologică spre roşu este mai mare.

Aspectele prezentate în paragrafele anterioare duc la concluzia că Universul se află în expansiune, căci majoritatea galaxiilor par a se depărta rapid de galaxia noastră. În 1929, Edwin Hubble a demonstrat definitiv acest lucru, descoperind că viteza de recesiune creşte odată  cu distanţa de la Pământ la sursă, conform legii lui Hubble –    (D este distanţa dintre galaxie şi observator, măsurată în megaparseci, H₀ este constanta lui Hubble). Această descoperire a schimbat fundamental discuţia despre începutul Universului, căci dacă mişcarea de expansiune a Universului este dintodeauna, atunci rezultă pe care de consecinţă că a existat un moment iniţial al expansiunii, când tot ce există era într-un sigur loc, denumit de fizicieni singularitate.