Laten we beginnen met een klein experiment dat ons een beeld geeft” uitdijing van het heelal Dit universum zal een opblaasbare bal zijn.
We markeren elk punt op het oppervlak met een pen en tekenen er een kleine cirkel omheen, waarbij we twee punten op de cirkel markeren. De ballon wordt geleidelijk opgeblazen.
Naarmate de cirkel groter wordt, neemt de afstand tot het middelpunt toe, evenals de afstand tussen de twee punten op de cirkel. Dit geldt ongeacht het gekozen startpunt. Om een beeld te krijgen van een uitdijend heelal, volstaat het om de oppervlaktetoestand te generaliseren naar de volumetoestand. Elk punt “ziet” de andere punten ervan weg bewegen alsof het het centrum van expansie is.
Uitbreiden op grote schaal, maar niet per se lokaal
We moeten nu uitleggen hoe wetenschappers tot deze conclusie kwamen met betrekking tot het waarneembare heelal, niet alleen een opblaasbare ballon.
Hiervoor moeten we het heelal op grote schaal observeren. Geen van beide de maan Geen van beide de zon Niet verder van de aarde dan andere objecten in het zonnestelsel. De sterren van onze Melkweg zijn niet ver van ons verwijderd. ook al Andromeda Galaxydat is meer dan twee miljoen Lichtjaar (AL) Loop niet bij ons weg. Integendeel, hij nadert ons met een snelheid van 500 km per seconde.
Daagt het heelal echt uit? Ja, maar op de schaal van tientallen, honderden miljoenen en miljarden AL. tarief, sterrenstelsels van elkaar af bewegen, maar dit belet niet dat sommigen plaatselijk naderen en zelfs botsen.
We weten van de uitdijing van het heelal sinds de jaren twintig, toen astronomen (in dit geval Amerikanen) opmerkten dat verre hemellichamen van ons verwijderd waren, en dat de snelheid waarmee ze verwijderd werden groter was naarmate ze verder uit elkaar stonden. Om dit te doen, moesten we de afstand tussen ons en elk object en zijn snelheid kunnen meten.
Snelheidsmeting
Het kantelpunt kwam toen natuurkundigen het licht van sterren analyseerden, te beginnen met de zon. Newton Hij realiseerde zich dat wit licht uit een continuüm van golflengten bestond, maar het duurde tot het begin van de 19e eeuw voordat de Duitse natuurkundige Fraunhofer donkere lijnen in het zonnespectrum opmerkte.
Deze “afwezige” golflengten zijn te wijten aan hun absorptie door de elementen op het oppervlak van de ster, die op hun beurt deze elementen in alle richtingen verspreiden, waardoor de zichtlijn donkerder wordt. De duidelijke reeks donkere lijnen geeft de aanwezigheid van een chemisch element aan.
Een eeuw later merkten astronomen in de spectra van sterren die tot verre melkwegstelsels behoren, dat deze groepen donkere lijnen gemiddeld naar langere golflengten verschoven dan we in het laboratorium waarnemen, en dus “naar” rood worden.
Ze interpreteerden deze tegenstellingen als een Doppler effect Lichtgevend, een fenomeen dat optreedt wanneer een golf (geluid of lichtgevend) wordt uitgezonden door een bron die beweegt ten opzichte van een ontvanger.
De waargenomen golflengte verschuift naar korte golflengten wanneer de bron de ontvanger nadert en naar lange golflengten wanneer deze zich ervan verwijdert. Het effect neemt toe met toenemende snelheid van de emissiebron. We kunnen dit fenomeen waarnemen wanneer een ambulance voor ons passeert, waarbij de sirene luider of lager is, afhankelijk van of de ambulance ons nadert of van ons af beweegt.
Deze “rode” verschuivingen geven aan dat de emitterende sterren behoren tot sterrenstelsels die verder van de onze verwijderd zijn. Er moet nog worden bepaald of deze compensaties gerelateerd zijn aan de afstanden van de emitterende bronnen. Pas aan het begin van de 20e eeuw hadden astronomen een instrument om deze afstanden te meten.
afstandsmeting
Voor sterren die een paar lichtjaren verwijderd zijn, wordt de orbitale parallax-methode gebruikt. Als we kijken naar een ster die zes maanden uit elkaar ligt, verandert zijn positie ten opzichte van de achtergrond van de hemel. We noemen het zicht de hoek waaronder we de afstand tussen de aarde en de zon vanaf de ster zien. Deze hoek is gelijk aan de helft van de verandering in de gezichtslijn van de ster met tussenpozen van zes maanden.
Maar deze methode is niet geschikt voor verre sterren of sterrenstelsels, omdat de parallax te klein is om te meten en de afstand tussen de aarde en de zon relatief klein is.
De oplossing werd gevonden in 1908 in Harvard, waar een jonge astronoom, Henrietta Swan-Levitt, de helderheid heeft gemeten van sterren die behoren tot een zichtbare nevel op het zuidelijk halfrond, de Kleine Magelhaense Wolk (M). Aan het begin van de eeuw, vooruitgang in hardware – telescopen En de Fotografie – Hij maakte het mogelijk om de eerste grote sterrencatalogi te maken.
Aan de Harvard University werden beelden van astronomen (voornamelijk mannen) geanalyseerd door een team van twaalf vrouwen, en Henrietta Levitt was geïnteresseerd in veranderlijke sterren, Cepheïden, zo genoemd omdat de eerste van hen (in 1784) werd ontdekt in het sterrenbeeld Cepheus. Dit zijn reuzensterren waarvan de helderheid varieert met een frequentie die varieert van de orde van een dag tot enkele maanden.
Levitt ontdekte een verband tussen de periode van een ster en glamour. Hoe helderder het is, hoe langer de periode. Omdat ze allemaal tot dezelfde groep sterren behoren, kunnen ze allemaal worden beschouwd als ongeveer dezelfde afstand van de aarde, d (M), zodat verschillen in helderheid hun verschillen in intrinsieke helderheid weerspiegelen.
Stel je dan voor dat we Cepheïden in een ander sterrenstelsel ontdekten. We meten de periode P en vergelijken deze met die van de Cepheïden van de Magelhaense Wolk. Dit maakt het mogelijk om de helderheid L (M) te bepalen die het zou hebben gehad als het op de afstand d (M) was. De schijnbare Lap-helderheid neemt echter af met het kwadraat van de afstand: Lap = L (M) 〖d (M) 〗 2 / d2. Als we de afstand van de Magelhaense wolk kennen, leiden we de afstand d af van de Cepheïde.
We kunnen de relatie tussen periode en afstand ook kalibreren door de Cepheïden-periode in onze melkweg te meten, waarvan we de afstand kennen door parallax, en deze te gebruiken om de afstand tot de Kleine Magelhaense Wolk te bepalen.
Hoe dan ook, er was het benodigde gereedschap. Uit de meting van de Cepheïde-periode kan men de afstand afleiden.
Het heelal breidt zich uit
Aan het begin van de twintigste eeuw werd de vraag besproken of alle zichtbare hemellichamen tot ons sterrenstelsel behoorden of dat er andere sterrenstelsels zijn die los staan van het onze. Het was de hierboven beschreven meting van afstanden die de controverse beslechtte, en de Melkweg werd onder andere een sterrenstelsel.
Maar het is ook de manier waarop ze het toestond astronoom Amerikaan Edwin Hubble om de uitbreiding onder de aandacht te brengen Universum. Hij merkte een verband op tussen de snelheid waarmee een sterrenstelsel zich voortbeweegt en zijn afstand. Hoe verder weg het sterrenstelsel is, hoe sneller het kan worden verwijderd.
Deze expansie wordt gekenmerkt door de “Hubble-constante H0”, die de hoeveelheid snelheidstoename aangeeft wanneer de afstand wordt vergroot met één miljoen parsecs (Mpc), wat een afstand is die gelijk is aan 3,2 miljoen AL. Op dit moment, wanneer men zich van een megaparsec verwijdert, neemt de snelheid van de hemellichamen toe met 74 km / s.
Het directe resultaat: als we teruggaan in de tijd, krimpt het heelal en neemt de dichtheid toe. In welke mate? Goede vraag, maar dat is een ander onderwerp, het onderwerp van de oerknal!
Deze analyse is geschreven door Jacques Trainer, een theoretisch natuurkundige aan de Paris City University.
Het originele artikel is gepubliceerd op Gesprek.
“Muziekfanaat. Professionele probleemoplosser. Lezer. Bekroonde tv-ninja.”
More Stories
Artsen roepen op tot systematisch onderzoek van toekomstige moeders
Zand om voortplanting bij planten te voorkomen
Een nieuwe studie onthult veelbelovende resultaten