يعد قانون هابل (Hubble’s law أحد أهم المعلمات الكونية التي بموجبها يمكن رفض النموذج الكوني أو تأكيده، أو تحديد مسافة المجرة إلى الراصد. بالطبع، من المهم أن نلاحظ أنه بالإضافة إلى ثابت هابل، هناك عوامل أخرى مهمة في دحض أو تأكيد النظرية الكونية، ولكن في هذه المقالة سوف نتحدث عن أهمية ثابت هابل في علم الكونيات. هذه المقالة موصى بها لعشاق علم الفلك وعلم الكونيات.

ما هو قانون هابل؟

يشير المصطلحان Redshift و blueshift إلى تحول الخصائص الطيفية التي يمكن تحديدها، مثل الخطوط الطيفية، نحو أطوال موجية أطول أو أقصر من الأطوال الموجية التي يمكن ملاحظتها بشكل طبيعي في ظل ظروف المختبر القياسية. إحدى الطرق لإحداث هذا التغيير في الخصائص هي تأثير دوبلر الناتج عن حركة مصدر إشعاع بالنسبة إلى المراقب. في مثل هذه الحالات، يمكن استخدام إزاحة الخط الطيفي لتحديد السرعة التي ينبعث بها شعاع الضوء بالقرب من الراصد أو أبعد منه.

بشكل عام، هناك عدة أسباب للانزياح الأحمر والأزرق. تُظهر أطياف المجرات البعيدة انزياحًا أحمر، وكما سترون أدناه، فإن هذه الانزياحات الحمراء ليست نتيجة لتأثيرات دوبلر وهي ناتجة عن تغيرات في الزمن بيننا وبين المجرات.

يعني الانزياح الأحمر في الواقع زيادة المسافة بيننا وبين المجرة. يظهر مثال تخطيطي لانزياح أحمر في طيف المجرة في الشكل (1). في هذه الحالة، وهو مثال شائع في المجرات البعيدة، يتم تحديد المقدار الذي يخضع له كل خط طيفي انزياح أحمر بواسطة القيمة العددية z، والتي يمكن أن تسمى الانزياح الأحمر للخط (لاحظ أن كلمة الانزياح الأحمر تعني المعامل العددي z تقليديًا هو مكتوب باللغة الإنجليزية ومصادر مرجعية بدون واصلة (Red Shift، وليس Red-Shift).

قانون هابل
الشكل 1: نتيجة للانزياح الأحمر، فإن الخط الطيفي المنبعث عند الطول الموجي λem سوف يراه المراقب عند الطول الموجي λobs.

لتحديد الانزياح الأحمر z في حالة معينة، كل ما هو مطلوب هو مقدار الطول الموجي الملاحظ λobs من الخطوط الطيفية التي لها λem عند طول موجي معين. بهذه الطريقة، يمكن الحصول على قيمة z من المعادلة التالية:

]\ z = \frac{\lambda_{o b s} – \lambda_{c m}}{\lambda_{e n}} = \frac{\lambda_{o b s}}{\lambda_{e m}} – 1 [\

بشكل عام، فإن جميع الخطوط الطيفية التي تم إنشاؤها بواسطة مجرة ​​بعيدة تتحول إلى نفس درجة الانزياح الأحمر. لهذا السبب، يمكن اعتبار الانزياح الأحمر لأي خط معين في طيف المجرة هو الانزياح الأحمر للمجرة نفسها. في الحالات المحدودة التي يظهر فيها طيف المجرة انزياحًا أزرقًا بدلاً من انزياح أحمر، تعطي المعادلة أعلاه قيمة سالبة لـ z. بالنظر إلى فكرة أن الإزاحة الزرقاء يتم تمثيلها بقيمة إزاحة حمراء سالبة، ستتم مناقشة الإزاحة الحمراء خلال هذه المقالة.

السوأل: يصدر الأكسجين خطوطًا طيفية بطول موجة يبلغ 500.9 نانومتر. بافتراض أن هذه الخطوط الطيفية لوحظت في مجرة ​​أخرى عند 596.1 نانومتر، ما هو الانزياح الأحمر للمجرة التي تنبعث منها هذه الخطوط؟

الجواب: يمكن حساب الإجابة بسهولة باستخدام العلاقة أعلاه ولدينا:

]\ z = \frac{( 596.1 -500.9 ) \mathrm{nm}}{500.9 \mathrm{nm}} = 0.190 [\

في أواخر عشرينيات القرن الماضي، عندما كانت مراقبة واستخدام بيانات الرصد أكثر صعوبة بكثير مما هي عليه اليوم، وتم قياس الانزياح الأحمر فقط لعدد صغير من المجرات، قاس هابل المسافة إلى M31، وأندروميدا، إلى جانب عدد من المجرات الأخرى. في عام 1929، استخدم نتائج 24 مجرة ​​لتقديم أول علاقة خطية بين الانزياح الأحمر ومسافة المجرة. يُعرف الآن الشكل الأكثر اكتمالًا للعلاقة التي أعلنها هابل باسم قانون هابل:

]\ z = \frac{H_{0}}{c}d\quad (1) [\

حيث c هي سرعة الضوء و H0 ثابتة وتعرف بثابت هابل. هناك جانبان مهمان للتنقل عبر المسافات الحمراء يجب معالجتهما.

  • أولاً، لا يمكن استخدام الصيغة أعلاه إلا في الحالات التي يكون فيها للانزياح الأحمر سعة صغيرة نسبيًا (تصل إلى حوالي 0.2)، وفي حالة الانزياحات الحمراء الأكبر، ستكون العلاقة بين الانزياح الأحمر والمسافة أكثر تعقيدًا.
  • ثانيًا، حتى في حالات الانزياح الأحمر الصغيرة، لن تكون العلاقة بين z و d علاقة خطية كاملة، كما يتضح من الشكل (2). ومع ذلك، فإن المعادلة (1) هي شكل معياري للتعبير عما يسمى الآن قانون هابل.

يستخدم قانون هابل عادةً لإظهار أن الكون يتمدد ويتمدد، وهو ما سنقوم بفحصه لاحقًا، ولكن في هذه المرحلة سيكون من المفيد إظهار كيفية تحقيق هذه العلاقة. يمكن إعادة كتابة العلاقة أعلاه كـ cz = H0d.

لقد سبق أن ذكرنا أن الانزياح الأحمر للمجرة وتأثيرها الدوبلري غير مرتبطين بشكل عام. ولكن في الحالات التي يكون فيها الانزياح الأحمر صغيرًا بدرجة كافية، يمكن تعريف قيمة تشيكوسلوفاكيا على أنها معدل ركود تلك المجرة. بهذه الطريقة، نعيد كتابة الصيغة أعلاه على النحو التالي:

]\ v = H_{0}d [\

قانون هابل
الشكل 2: مخطط الانزياح الأحمر للمسافة لعدد من المجرات ومجموعات المجرات. تشير الرموز المختلفة إلى التقنيات المختلفة المستخدمة لتحديد المسافة، بغض النظر عن الانزياح الأحمر. يمثل الخط المستقيم المستمر العلاقة المتوقعة بين الانزياح الأحمر والمسافة لثابت هابل البالغة 72kms−1  Mpc−1. تمثل الخطوط المتقطعة 79kms−1 Mpc−1 و 65km−1 Mpc−1 لثابت هابل.

لذا في هذا التفسير يتناسب معدل ركود المجرة مع مسافة المجرة عنا. يحدث هذا فقط في كون يتمدد بشكل منتظم. في هذه الحالة، ستتحرك كل نقطة بالنسبة إلى النقاط الأخرى وستكون سرعة كل نقطة بالنسبة إلى النقطة الأخرى متناسبة مع المسافة بين النقطتين. في مثل هذا الكون، الذي يتمدد بشكل منتظم، سيكون ثابت هابل مهمًا جدًا لأنه يحدد معدل التمدد الكوني. لاحظ أنه على الرغم من أن إزاحة المجرات بالنسبة إلى الأرض يتم ملاحظتها وتقييمها بشكل عام، فإن هذا لا يعني أن للأرض مكانًا محددًا في الكون. في كون متسع، تتحرك كل نقطة بشكل موحد بالنسبة لجميع النقاط الأخرى.

غالبًا ما يتم ذكر العلاقة بين المسافة والسرعة في كتب علم الفلك، وفي بعض الأحيان يتم الخلط بينها وبين قانون هابل. في هذه الحالة، قانون هابل المقبول تعاقديًا هو العلاقة بين الانزياح الأحمر والمسافة، والتي أظهرناها في المعادلة (1).

اكتشاف

ثلاث خطوات نحو ثابت هابل

قبل عقد من قيام هابل بعمل ملاحظاته، قام عدد من الفيزيائيين والرياضيين بتأسيس نظرية متسقة لكون متوسع باستخدام معادلات أينشتاين الميدانية للنسبية العامة. أدى تطبيق المبادئ الأكثر عمومية على طبيعة الكون إلى حل ديناميكي يتعارض مع الفكرة السائدة للكون الساكن.

ملاحظات فيستو سليفر

في عام 1912، قام فيستو سليفر (عالم فلك أمريكي) بقياس أول انزياح دوبلر لـ “السديم الحلزوني” (المصطلح الذي عفا عليه الزمن للمجرات الحلزونية) وسرعان ما اكتشف أن جميع هذه السدم تقريبًا تنحسر عن الأرض. لم يدرك الآثار الكونية لهذه الحقيقة، وفي الواقع كان من المثير للجدل في ذلك الوقت ما إذا كانت هذه السدم “أكوان جزيرة” خارج مجرتنا درب التبانة أم لا.

معادلات FLRW

في عام 1922، اشتق ألكسندر فريدمان معادلات فريدمان من معادلات مجال أينشتاين، موضحًا أن الكون قد يتمدد بمعدل يمكن حسابه بواسطة المعادلات.

تُعرف المعلمة التي يستخدمها فريدمان اليوم باسم عامل المقياس ويمكن اعتبارها نموذجًا ثابتًا لمقياس ثابت التناسب لقانون هابل. وجد جورج ليميتر بشكل مستقل حلاً مشابهًا في ورقته البحثية عام 1927 التي نوقشت في القسم التالي. تُشتق معادلات فريدمان عن طريق إدخال المقياس لكون متجانس الخواص في معادلات مجال أينشتاين لسائل بكثافة وضغط محددين. هذه الفكرة المتمثلة في توسع الزمكان ستؤدي في النهاية إلى الانفجار العظيم ونظريات الحالة الثابتة في علم الكونيات.

نموذج فريدمان – لوميتر – روبرتسون – ووكر | FLRW

معادلة Lemaître

في عام 1927، قبل عامين من نشر هابل مقالته الخاصة، كان الكاهن البلجيكي وعالم الفلك جورج لوميتر أول من نشر بحثًا عن ما يُعرف الآن باسم قانون هابل. وفقًا لعالم الفلك الكندي سيدني فان دن بيرغ، “نُشر اكتشاف عام 1927 لتوسع الكون بواسطة جورج لومتر بالفرنسية في مجلة منخفضة التأثير. في الترجمة الإنجليزية عالية التأثير لهذا المقال عام 1931، تم تغيير معادلة نقدية بحذف الإشارة إلى ما يعرف الآن بثابت هابل “. من المعروف الآن أن التعديلات في الورقة المترجمة قام بها لومتر نفسه.

شكل الكون

قبل ظهور علم الكونيات الحديث، كان هناك حديث كبير عن حجم و شكل الكون. في عام 1920، دار جدل شابلي-كورتيس بين هارلو شابلي و هيبر دي كورتيس حول هذه القضية. جادل شابلي عن كون صغير بحجم مجرة ​​درب التبانة، وجادل كورتيس بأن الكون كان أكبر بكثير. تم حل المشكلة في العقد القادم مع تحسن ملاحظات هابل.

النجوم المتغيرة Cepheid خارج درب التبانة

قام إدوين هابل بمعظم أعمال المراقبة الفلكية المهنية في مرصد جبل ويلسون، موطن أقوى تلسكوب في العالم في ذلك الوقت. مكنته ملاحظاته عن النجوم المتغيرة قيفاوي في “السدم الحلزونية” من حساب المسافات إلى هذه الأجسام. والمثير للدهشة أن هذه الأجسام تم اكتشافها على بعد مسافات وضعتها خارج مجرة ​​درب التبانة. استمرت تسميتها بالسدم، ولم يحل محلها مصطلح المجرات إلا بشكل تدريجي.

الجمع بين الانزياح الأحمر وقياسات المسافة

ملاءمة سرعات الانزياح الأحمر لقانون هابل، وتوجد تقديرات مختلفة لثابت هابل. قامت مجموعة HST Key H0 بتركيب المستعرات الأعظمية من النوع Ia للانزياح الأحمر بين 0.01 و 0.1 لتجد أن H0 = 71 ± 2 (إحصائيًا) ±6 (منهجي) kms–1 Mpc –1، Sandage et al. أوجد H0 = 62.3 ± 1.3 (إحصائيًا) ±5 (نظامي) kms–1 Mpc–1.

المعلمات التي تظهر في قانون هابل، السرعات والمسافات، لم يتم قياسها بشكل مباشر. في الواقع، نحدد، على سبيل المثال، سطوع المستعر الأعظم، والذي يوفر معلومات حول بعده، والانزياح الأحمر z = ∆λ/λ من طيف الإشعاع الخاص به. السطوع المترابط مع هابل والمعلمة z.

من خلال الجمع بين قياساته لمسافات المجرات وقياسات فيستو سليفر وميلتون هيوماسون للانزياحات الحمراء المرتبطة بالمجرات، اكتشف هابل التناسب التقريبي بين الانزياح الأحمر لجسم ما والمسافة. على الرغم من وجود تشتت كبير (يُعرف الآن أنه ناتج عن سرعات غريبة – يتم استخدام “تدفق هابل” للإشارة إلى منطقة من الفضاء بعيدة بما يكفي بحيث تكون سرعة الركود أكبر من السرعات المحلية الغريبة)، كان هابل قادرًا على رسم مخطط خط الاتجاه من المجرات الـ 46 التي درسها وحصل على قيمة لثابت هابل تبلغ  km/s/Mpc 500 (أعلى بكثير من القيمة المقبولة حاليًا بسبب أخطاء في معايرات المسافة الخاصة به؛ انظر سلم المسافة الكونية للحصول على التفاصيل).

في وقت اكتشاف وتطوير قانون هابل، كان من المقبول تفسير ظاهرة الانزياح الأحمر على أنها تحول دوبلر في سياق النسبية الخاصة، واستخدام صيغة دوبلر لربط الانزياح الأحمر z بالسرعة.

اليوم، في سياق النسبية العامة، تعتمد السرعة بين الأشياء البعيدة على اختيار الإحداثيات المستخدمة، وبالتالي، يمكن وصف الانزياح الأحمر بالتساوي على أنه تحول دوبلر أو تحول كوني (أو جاذبية) بسبب اتساع الفضاء، أو بعض مزيج من الاثنين.

مخطط هابل

يمكن تصوير قانون هابل بسهولة في “مخطط هابل” حيث يتم رسم السرعة (المفترضة متناسبة تقريبًا مع الانزياح الأحمر) لجسم ما فيما يتعلق ببعده عن الراصد. الخط المستقيم للميل الموجب في هذا الرسم البياني هو التصوير المرئي لقانون هابل.

ثابت كوني

بعد نشر اكتشاف هابل، تخلى ألبرت أينشتاين عن عمله على الثابت الكوني، الذي صممه لتعديل معادلاته للنسبية العامة للسماح لهم بإنتاج حل ثابت، والذي كان يعتقد أنه الحالة الصحيحة للكون. ولدت معادلات أينشتاين في أبسط نموذج لها إما كونًا متوسعًا أو متقلصًا، لذلك تم إنشاء ثابت آينشتاين الكوني بشكل مصطنع لمواجهة التوسع أو الانكماش للحصول على كون مثالي ثابتًا ومسطحًا. بعد اكتشاف هابل أن الكون في الواقع يتمدد، وصف أينشتاين افتراضه الخاطئ بأن الكون ثابت بأنه “أكبر خطأ”.

يمكن للنسبية العامة من تلقاء نفسها أن تتنبأ بتوسع الكون، والذي (من خلال ملاحظات مثل انحناء الضوء بواسطة كتل كبيرة، أو مقدمة مدار عطارد) يمكن ملاحظته تجريبياً ومقارنتها بحساباته النظرية باستخدام حلول معينة من المعادلات التي صاغها في الأصل.

في عام 1931، قام أينشتاين برحلة إلى مرصد جبل ويلسون ليشكر هابل على توفير أساس الرصد لعلم الكونيات الحديث. استعاد الثابت الكوني الانتباه في العقود الأخيرة كفرضية للطاقة المظلمة.

قانون هابل والنماذج الكونية

تحدثنا في مقالات سابقة عن النماذج الكونية. استمرارًا في مناقشة علم الفلك وعلم الكونيات، يجب أن نعلم أن كل نموذج كوني يتضمن معادلات تعبر عن العلاقات العامة بين القيم المرصودة بالمعلمات التي تم الحصول عليها بالملاحظة قبل أن يتم تحديد قيمها بواسطة النموذج الكوني.

تقديم النماذج النسبية للكون

هناك مصطلح عام في النماذج التي تم اقتراح وجودها حتى الآن يصف هندسة الزمكان من حيث فصل الأحداث. إن عرض شكل هذه المعادلة على عالم الكونيات كافٍ لإثبات أن الكون الموصوف بواسطة المعادلة متجانس الخواص. بالطبع، من الضروري فهم تفاصيل الخصائص الهندسية للزمكان في مثل هذا العالم لتحديد معلمات مثل معامل الانحناء أو k وعامل المقياس أو R(t) التي تم الحصول عليها في النموذج. فقط عندما يتم تحديد هذه المعلمات في النموذج الكوني، يمكن الحصول على كميات مثل انحناء الفضاء الذي تم الحصول عليه في الوقت t من العلاقة k/[R(t)]2.

في أهمية معلمات المراقبة، يمكن التأكيد على أن سلوك معامل المقياس الذي يمكن تحديده بواسطة معادلة فريدمان يتضمن قيم معامل الانحناء أو k، الثابت الكوني أو R(t) ومتوسط ​​الكثافة من المادة أو.ρ القيم التي هي في الأساس معلمات مراقبة في أي وقت.

يتعلق هذا بالمعلمات المشتقة من نماذج FRW وعلاقتها بمعلمات المراقبة (مثل ثابت هابل). من خلال تحديد واستخدام هذه العلاقات، من الممكن استخدام الملاحظات الفلكية لتحديد أي من النماذج الكونية الأقرب إلى الوجود الحقيقي. هذا هو أحد التحديات الرئيسية لفرع علم الكونيات المعروف باسم علم الكون القائم على الملاحظة.

قانون هابل، ثابت هابل ومعامل هابل

إحدى نتائج المراقبة التي تقدم تفسيرًا طبيعيًا جدًا لعلم الكونيات فريدمان-روبرتسون-ووكر أو FRW هو قانون هابل. في الواقع، يشرح قانون هابل الزيادة في الانزياح الأحمر (أو z) للمجرة بما يتناسب مع بعدها (أو d) من العارض بالمعادلة التالية:

]\ z = \frac{H_{0}}{c} d \quad [\

حيث يكون ثابت التناسب H0c مساويًا لثابت هابل (أو H0) مقسومًا على سرعة الضوء في الفراغ (أو c). لكل مجرة​​، يمكن أن يكون الانزياح الأحمر أو الإزاحة z في المعادلة أعلاه مرتبطًا بأطوال الموجات المرصودة والمُشععة، λobs و λem، على التوالي. تظهر هذه العلاقة في المعادلة التالية:

]\ z = \frac{\lambda_{obs}-\lambda_{em}}{\lambda_{em}} [\

من خلال قياس الانزياح الأحمر للمجرات البعيدة، وقياس المسافة إلى تلك المجرات بشكل فردي، واستخدام مقدار سرعة الضوء في فراغ ذي قيمة معروفة وثابتة، يمكن استخدام المعادلة (1) لتحديد قيمة معلمة هابل (أو H0 ). کرد.

كما قلنا، فعل إدوين هابل الشيء نفسه منذ سنوات عديدة، لكن النتائج التي حصل عليها كانت غير صحيحة بسبب البيانات الأولية غير الدقيقة. جعلت الملاحظات الجديدة والحديثة من الممكن حساب ثابت هابل بمعدل خطأ 10٪ فقط، ويتم تطوير طرق مع مرور الوقت لتقليل هذا القدر من الخطأ. التقدير الجديد لقيمة ثابت هابل هو:

]\ H_{0} = (2.3 \pm 0.3) \times 10^{-18} \mathrm{~s}^{-1} [\

بالطبع، لأسباب تاريخية، يتم التعبير عن هذه القيمة عادةً بـ k واحد ms – 1Mpc–1 (أي كيلومترات في الثانية لكل ميجا فرسخ)، أي لدينا:

]\ H_{0} = (72 \pm 8) \mathrm{km} \mathrm{s}^{-1} \mathrm{Mpc}^{-1} [\

H0 هي واحدة من أهم معايير الملاحظة في علم الكونيات. ولكن كيف ترتبط هذه المعلمة بنماذج FRW للكون المتوسع عندما تكون أكثر المعلمات وضوحًا في هذه النماذج هي k و R(t) و H0 غير مرئية في هذه المعادلات؟ هذه قضية سنتناولها لاحقًا.

علاقة هابل المستمرة بنموذج فريدمان – روبرتسون – ووكر

يوضح الشكل (3) أساس علاقة هابل المستمرة بأحد النماذج الكونية، FRW. يوضح هذا الشكل صورتين لكون FRW المتوسع بعامل مقياس R(t) في وقتين مختلفين.

الشكل 3: التوسع الكوني يقاس بمعامل زيادة الحجم أو R(t). عامل المقياس هو في الواقع عامل الانزياح الأحمر الكوني في المجرات البعيدة. في الواقع، يؤثر توسع الكون واستطالة الفضاء أيضًا على أشعة الضوء، مما يتسبب في تحول الضوء المرصود من المجرات إلى اللون الأحمر بالنسبة للضوء المنبعث منها.

في هذه الصورة، تم رسم المجرات A و B بشكل عشوائي على إحداثيات الكون المتوسع. تمثل الصورة الأولى الفترة الزمنية التي ينبعث فيها شعاع من الضوء من المجرة A، بينما تمثل الصورة الثانية الوقت الذي تم فيه ملاحظة نفس الضوء في المجرة B.

عندما يتحرك شعاع الضوء من المجرة A إلى B، فإن إحداثيات المجرتين لا تتغير، لكن المسافة المادية بين المجرتين تتغير لأن المسافة المادية تتناسب مع عامل المقياس أو R (t). في الواقع، عامل القياس عندما يصل الضوء إلى المجرة B هو R(tobs) أكبر من عامل التدرج عند انبعاث الضوء، R(tem).

المسافة بين المجرات A و B في زمن تيم ستزداد بمقدار R(tobs)/R(tem) عند tobs. الآن معامل التمدد هذا، R(tobs)/R(tem)، سيمثل نمو الفضاء نفسه، وبالتالي سيؤثر أيضًا على الطول الموجي للضوء الذي يتحرك بحرية بين المجرتين. نتيجة لذلك، لوحظ الضوء المنبعث من A عند طول موجي tem في المجرة B عند طول موجي أطول λobsem × R(tobs)/R(tem). سيرى المراقب هذه الزيادة في الطول الموجي في المجرة B على أنها انزياح أحمر.

قياسات تعيين ثابت هابل

يهتم العلماء منذ سنين طويلة بالحصول على ثابت هابل بدقة. وهم لذلك يستخدمون أجهزة مختلفة لقياسه، منها تلسكوب هابل الفضائي، ومسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP وأيضا قياسات تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية.

يستغل تلسكوب هابل قياس ضوء المتغيرات القيفاوية (هي نجوم نباضة وتتميز بتناسب بين دورة ضوئها (الدورية) وقدر سطوعها)، كما تستغل المستعرات العظمى من نوع a1 كي تشكل “شمعات عيارية”.

كما توجد طريقة جديدة لرصد المجرات وهي ظاهرة عدسة الجاذبية، وهي طريقة تمكن من قياس تغيرات سطوع المجرات عند عبرور ضوئها أحد عدسات الجاذبية. فعند عبور ضوء مجرة تقع خلف مجرة بالنسبة للمشاهد فإن مسارات ضوء المجرة الخلفية تتأثر بمجال الجاذبية للمجرة الوسطية بحيث تظهر للمشاهد كما لو كانت عدة مجرات وليست مجرة واحدة. فعند تغير سطوع المجرة المصدرة للضوء فإن هذا يغير أيضا من الصور التي يحصل عليها المشاهد. ومن معرفة هذا التغير في درجة السطوع يمكن حساب المافة بيننا وبين المجرة المصدرة للضوء. وبمعرفة بعدها وكذلك مقدار الانزياح الأحمر والذي يعطي سرعة اتعاد المجرة عنا يمكن تعيين معدل تمدد الكون.

أما الطريقة الثالثة وهي قياسات مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية فهي تختص بقياس توزيع الحرارة للموجات الكهرومغناطيسية في نطاق الميكروويف. ويمثل إشعاع الخلفية الميكروني الكوني جزءا تلك الأشعة الكهرومغناطيسية، وما إشعاع الخلفية هذا إلا بواقي التوزيع الحراري بعد الانفجار العظيم مباشرة. فمسبار ويلكينسون يقيس ذلك الاختلاف الضعيف في درجة الحرارة في صفحة السماء، وهي تمثل تشتت الإشعاع الأولي بوساطة المجرات وقت نشأتها وعطينا في وقتنا الحالي صورة لما كان في الماضي.

وتعطي نتائج تلسكوب هابل الفضائي حاليا أدق قيمة لثابت هابل H0 المقدار :

]\ {\ H_{0}\approx (74,2\pm 3,6)\ {\frac {\rm {km}}{\rm {s\cdot Mpc}}}} [\

ومن نتائج قياسات أجراها مسبار ويلكينسون لمدة 5 سنوات نصل إلى القيمة:

]\ {\ H_{0}\approx (70,5\pm 1,3)\ {\frac {\rm {km}}{\rm {s\cdot Mpc}}}} [\

ومن تحليل صور تلسكوب هابل التي أجراها باستخدام طريقة عدسات الجاذبية فهي تعطي قيمة لثابت هابل H0 تبلغ:

]\ {\ H_{0}\approx (69,7\pm 4,9)\ {\frac {\rm {km}}{\rm {s\cdot Mpc}}}} [\

حيث : Mpc تساوي مليون parsec أي لكل مليون فرسخ فلكي. (مع العلم بأن الفرسخ الفلكي يعادل مسافة 3.3 سنة ضوئية)

منشور ذات صلة
القمر الصناعي 23 Minutes

كل شيء عن القمر الصناعي

عاطفة عكرش

القمر الصناعي هو كوكب أو آلة تدور حول كوكب أو نجم. على سبيل المثال، الأرض، قمر صناعي لأنه يدور حول الشمس. عادةً ما تُستخدم كلمة قمر صناعي للإشارة إلى آلة يتم إطلاقها في الفضاء وتتحرك حول الأرض أو أي كائن آخر في الفضاء.

اترك تعليقاً

لن يتم نشر عنوان بريدك الإلكتروني. الحقول الإلزامية مشار إليها بـ *

السلة