URCOVANI EXPANZNI RYCHLOSTI VESMIRU


POZOROVANI


Tym Klicovy projekt je uprostred jejich trileteho programu urcovani expanzni rychlosti vesmiru na zaklade presneho mereni vzdalenosti galaxii. Nyni je promerovana vzdalenost cefeid asi v tuctu galaxii.

Vedecky tym jiz presentoval predbezne odhady vzdalenosti galaxii v kupe Fornax. Odhady byly urceny z detekce a mereni pulsujicich hvezd, ktere jsou mezi astronomy zabyvajicimi se promennymi hvezdami zname jako cefeidy. Kupa galaxii Fornax je priblizne ve stejne vzdalenosti jako kupa v souhvezdi Panny - asi 60 milionu sv. let.

Clen Klicoveho projektu, ktery se merenim zabyva, astronom z Caltechu Barry Madore rika, "Tato kupa galaxii nam umoznuje ziskat odhady expanzni rychlosti vesmiru pomoci nekolika ruznych technik. Vsechny tyto metody jsou nyni ve vynikajicim souladu. Fornax je nyni pro nas v teto otazce kritickym bodem."

Tym meri vzdalenosti cefeid v kupach galaxii v souhvezdi Virgo a Fornax jako doplnkovy test. Jejich strategie je ve srovnavani a rozdilech hodnot expanzni rychlosti urcenych podle ruznych indikatoru vzdalenosti.

Tym Klicoveho projektu systematicky nahlizi do ruznych metod urcovani vzdalenosti. Cefeidy pouzivaji ve velkem vzorku ke sladeni peti ci sesti "sekundarnich metod". Sekundarni metodou je i celkova svitivost galaxie v pomeru k rotaci - ully-Fisheruv vztah. Dalsi pouzivanou sekundarni metodou je specialni typ supernov, znymych jako supernovy typu Ia. Tato faze hledani Hubbleovy konstanty bude dokoncena v nadchazejicich dvou letech.

Naopak tym Sandageuv se zameril pouze na jeden sekundarni indikator vzdalenosti, jeden z tech ktere pouziva Klicovy tym - supernovy typu Ia. Sandage tvrdi, ze tyto hvezdy jsou podle teorie "standardnimi bombami". Sandage veri, ze jestlize takove hvezdy exploduji, dosahuji vsechny presne stejnych standardnich jasnosti. A to je cini extemne spolehlivymi "standardnimi svickami," (tedy objekty u niz je velmi dobre znama vlastni jasnost), pozorovatelnymi ve vzdalenostech 1000 krat vetsich nez cefeidy. Protoze jsou jasnejsi nez ostatni standardni svicky, davaji nam tyto objekty prilezitost merit celkove rozpinani vesmiru pohledem do tech nejvzdalenejsich koncin.

I kdyz vysledky mereni presne expanzni rychlosti vesmiru a jeho stari urcene z obou tymu zatim v souladu nejsou, vyzkumnici veri, ze jejich odhady budou v dalsim pozorovanim a analyze konvergovat ke spolecne hodnote.

Clenove tymu Klicovy projekt jsou: W. Freedman (Carnegie Observatories), R. Kennicutt (University of Arizona), J. Mould (Mount Stromlo and Siding Springs Observatories, Australia), L. Ferrarese (Johns Hopkins University), H. Ford (Johns Hopkins University), J. Graham (Department of Terrestrial Magnetism), M. Han (University of Wisconsin), P. Harding (University of Arizona), J. Hoessel (University of Wisconsin), J. Huchra (Smithsonian/Harvard University), S. Hughes (Royal Greenwich Observatory, Cambridge), G. Illingworth (University of California, Santa Cruz), B.F. Madore (IPAC/Caltech), R. Phelps (Carnegie Observatories), A. Saha (Space Telescope Science Institute), N. Silbermann (IPAC), P. Stetson (Dominion Astrophysical Observatory) a S. Sakai (IPAC).

Clenove Sandageova tymu jsou A. Sandage (Carnegie Observatories), A. Saha (Space Telescope Science Institute), G.A. Tammann a L. Labhardt (Astronomical Institute, University of Basel), F.D. Macchetto a N. Panagia (Space Telescope Science Institute/European Space Agency).

HISTORICKY POHLED NA MERENI VZDALENOSTI VE VESMIRU


Nasledujici historicky pohled ukazuje, jak se astronomove od zacatku naseho stoleti snazili zmerit expanzni rychlost vesmiru.

1900 - 1910

Astronomka Henrietta Leavittova z Harvardu zacala provadet mereni jasnych hvezd zarazenych do skupiny Cefeid. Jedna se o jasne mlade hvezdy s hmotnosti 5 az 20 krat vyssi, nez ma nase Slunce. Leavittova merila vzdalenost hvezd v Malem Magellanove oblaku na jizni polokouli. Objevila, ze tyto hvezdy jevi zavislost mezi periodou svetelnych zmen a svoji jasnosti. Objevila vice nez 2400 promennych hvezd. Cefeidy se staly milniky pro mereni vzdalenosti ve vesmiru.

1910 - 1920

Albert Einstein vytvoril svoji Obecnou teorii relativity v roce 1917. Einsteinova teorie dodala nekolik teoretickych podkladu pro zjisteni zdali je vesmir expandujici nebo se smrstuje. Sam Einstein vsak odmital tyto zavery sve teorie, nebot nemel dukazy o tom, ze vesmir je v pohybu. Veril, ze vesmir je staticky a navrhoval existenci hypoteticke kosmologicke konstanty, ktera charakterizuje hypotetickou kosmologickou repulzivni silu. Predpokladana repulzivni sila pusobi podle Einsteina proti gravitaci a odpuzuje hmotne castice do nekonecna. Po objevu rozpinani vesmiru kosmologicka konstanta ztratila opodstatneni a predstavy o kosmologicke odpudive sile se vzdal i Einstein.

1920 - 1930

Astronom Edwin Hubble objevuje Cefeidy v nekolika mlhovinach. Zjistil, ze domnele mlhoviny jsou galaxie podobne svoji strukturou nasi Mlecne draze. Astronom Vesto Slipher jako prvni zmeril radialni rychlosti spiralnich mlhovin, ktere ukazaly, ze jsou vzdalujici se od Zeme, ale neuvedomil si, ze se jedna o vzdalene galaxie. V roce 1929 Hubble zacal merit vzdalenosti galaxii a zjistil, ze existuje vztah mezi vzdalenosti a rychlosti vzdalujiciho se objektu. Tento vztah je linearni. Konstanta umernosti se nazyva Hubbleova konstanta. Prevracena hodnota Hubbleovy konstanty dava stari vesmiru. V roce 1929 sam Hubble tuto konstantu odhadl na hodnotu 530 km/s/Mpc.

1930 - 1950

V tomto obdobi vznikala teorie evoluce vesmiru nazvana Big Bang teorie. Zakladem teto teorie bylo zjistit obdobi, v kterem se zacal vesmir rozpinat. Tato doba byla uzce spjata se stanovenim hodnoty Hubbleovy konstanty.

1950 - 1960

V roce 1952 astronom Walter Baade se zabyval revizi hodnoty Hubbleovy konstanty. Zjistil, ze vzdalenostni skala galaxii udavana Hubblem je chybna, protoze Hubble udelal chybu v svitivostni skale hvezd. Revidoval nejprve hodnotu Hubbleovy konstanty na 290 km/s/Mpc a pozdeji v roce 1955 na hodnotu 100 km/s/Mpc.

1960

Astronomove detekuji kosmicke mikrovlnne zareni prichazejici ze vsech smeru, ktere dava hmatatelny dukaz o pozustatku z doby Velkeho tresku.

1970

V polovine roku 1970 astronom Allan Sandage zjistil, ze hvezdy, ktere uzival Hubble k odhadu vzdalenosti byly jasnejsi nez Hubble predpokladal. V roce 1975 revidoval opet Hubbleovu konstantu na hodnotu 55 km/s/Mpc. NASA zacala uvazovat o konstrukci Hubbleova kosmickeho dalekohledu.

1980

Astronom Wendy Freedman a Barry Madore prisli k nazoru, ze prach ve spiralnich galaxiich, kde jsou lokalizovany Cefeidy vyznamne tlumi a zpusobuje zcervenani techto hvezd, coz je pricinou chybne vzdalenostni skaly.

1990

Za pouziti HST 14 astronomu opet snizuje hodnotu Hubbleovy konstanty. Astronomicky navrh, nazvany "Key Project on the Extragalactic Distance Scale" ma tri cile. Prvni je zmereni vzdalenosti Cefeid ve vybranych 20 galaxiich a kalibrace peti dalsich metod pro mereni relativni vzdalenosti galaxii. Druhy cil je zmereni vzdalenosti Cefeid ve dvou blizkych masivnich kupach galaxii Virgo a Fornax. Treti cil je kontrola chyb v Cefeidni vzdalenostni skale.