Hubble kanunu

Hubble kanunu, fiziksel kozmolojide gözlemlere verilen isimdir: uzayın derinliklerinde gözlenen nesnelerin dünyadan uzak göreceli bir hızda yorumlanabilir bir Doppler kaymasına sahip olduğu bulunur ve dünyanın gerisinde kalan çeşitli galaksilerin bu Doppler kaymasıyla ölçülen hızı yaklaşık birkaç yüz ışık yılı uzaklığındaki galaksiler için uzaklıklarıyla doğru orantılıdır. Bu normal olarak gözlemlenebilir evrenin uzaysal hacminin genişlemesinin doğrudan bir gözlemi olarak yorumlanır.
Yalnızca bu genişlemeden ötürü olan astronomik nesnelerin devinimi, Hubble akışı olarak bilinir. Hubble kanunu genişleyen uzay paradigması için gözlemlenebilen ilk temel olarak kabul edilir ve günümüzde Big Bang modelinin desteklenmesi için en çok atıfta bulunulan kanıtların parçalarından biri olarak hizmet etmektedir. Hubble kanunu’nun genişleyen uzay paradigması için gözlemlenebilir ilk temel olduğu bilinir ve bugün bu kanun Big Bang teorisi desteğine atfedilen birkaç parça kanıttan birine hizmet eder.
Yaygın olarak Edwin Hubble'a atfedilmesine rağmen, kanun ilk 1927'de Georges Lemaître tarafından yayınlanan bir makalede genel izafiyet denklemlerinden türemiştir. Georges Lemaitre evrenin genişlemediğini öne sürmüş ve bu genişleme oranı için tahmini bir değer vermiştir, bu değer şu an Hubble sabiti olarak adlandırılır. Edwin Hubble bu kanunun varlığını onayladıktan iki yıl sonra şu an adıyla anılan sabit için daha doğru bir değer belirlemiştir. Hubble nesnelerin durgun hızları hakkında onların kırmızıya kaymalarından elde ettiği değerlerden bir çıkarım yapmıştır, bu değerlerin birçoğu daha önceleri ölçülmüş ve 1917 yılında Vesto Slipher tarafından bulunan hızla ilişkilendirilmiştir.
Kanun genellikle şu denklemle gösterilir v = H₀D, H₀ orantılılık sabiti (Hubble sabiti) ile D(zamanı değiştirebilir, birlikte hareket ettiği aralığa benzemez) bir galaksiye “uygun aralık” arası ve hızı v’dir. (kozmolojik zaman koordinatına bağlı olarak uygun aralığın türevidir; ‘hız’ın tanımı hakkındaki daha kurnaz tartışmalar için Uygun aralığın kullanımları’na bakınız.) H₀’ın SI birimi s⁻¹ 'dir, fakat daha sıklıkla (km/s)/Mpc’den alıntıdır, bir galaksinin km/s için hızına 1 ışık yılı (3.09×1019 km) hızı verir. H₀’ın karşılığı Hubble zamanıdır.

Keşfi

Hubble gözlemlerini yapmadan yaklaşık on yıl önce, birçok fizikçi ve matematikçi Einstein’ın genel izafiyet alan denklemlerini kullanarak uzay ve zaman arasında ilişkili bir teori geliştirdilerkurdular. Evreni n doğasının en genel ilkelerini uygulayarak dinamik bir çözüm üretildi, fakat yani yaygın statik evren kavramıyla çatışmaktaydı.

FLRW denklemleri

922’de Alexander Friedmann evrenin ölçülebilir oranda genişleyebileceğini gösteren Einstein’ın alan denklemlerinden kendi Friedmann denklemlerini türetti. Friedmann tarafından kullanılan parametre bugün Hubble kanununun orantılılık sabitinin bir aralık değişkeni gibi düşünüldüğü bir aralık faktörü olarak bilinir. Georges Lemaître benzer bir çözümü 1927’de bağımsız bir şekilde bulmuştu. Friedmann denklemleri, yoğunluk ve basıncı verilen bir akışkan için Einstein'ın alan denklemlerine homojen ve izotropik evren metriği yerleşmesinden türetilir. Genişleyen uzay zaman fikri sonunda kozmolojinin Big Bang ve Kararlı Hal teorilerine kılavuz oldu.

Lemaître denklemi

1927’de Hubble makalesini yayınlamadan iki yıl önce, Belçikalı rahip ve astronom Georges Lemaître, Hubble Kanunu olarak bilinen araştırma türevlerini yayınlayan ilk kişiydi. Maalesef bilinmeyen nedenlerden ötürü, radyal hızlar ve uzaklıklara (ve ilk basit H belirlenmesi) dair tüm araştırması ortadan kalktı”  Bu ihmallerin kasıtlı olduğu düşünülür. Kanadalı astronom Sidney van den Bergh’e göre, “Evrenin genişlemesine dair Lemaître’nin 1927 yılında yaptığı keşif düşük etkili bir Fransız dergisinde yayınlandı. 1931’de bu makalenin yüksek etkili İngiliz tercümesinde, kritik bir denklem şu an Hubble sabiti olarak bilinen ortadan kaldırılan bir kaynak ile değiştirildi. Evrenin genişlemesiyle ilgili bu makalenin o kısmı bilinmeyen bir tercümanın ortadan kaldırmasının önerildiği İngiliz tercümesinden de silinmişti.”

Evrenin şekli

Modern kozmolojinin keşfinden önce, evrenin boyutu ve şekline dair konuşmalar kayda değerdi. 1920’de ünlü Shapley-Curtis tartışması, Harlow Shapley ve Heber D. Curtis arasında geçti. Shapley küçük bir evrende Samanyolu galaksisinin boyutunu tartışırken, Curtis evrenin daha büyük olduğunu savundu. Bu konu gelecek on yıl içinde Hubble’ın geliştirdiği gözlemlerle çözülecekti.

Samanyolu içinde parlaklığı zamanla değişen yıldızlar

Edward Hubble profesyonel astronomik gözlemci araştırmalarının çoğunu zamanında dünyanın en güçlü teleskoplarıba sabit Mount Wilson Gözlemevi'nde yaptı. Spiral nebulalarda parlaklığı zamanla değişen yıldızlar hakkındaki gözlemleri, bu nesnelerin mesafesini hesaplamasında olanak sağladı. Sürpriz bir şekilde, bu nesneler Samanyolu dışında oldukları uzaklıklarda keşfedildiler.Bu nesnelere nebulalar denilmeye devam edildi ve yavaş yavaş galaksiler bu terimin yerini aldı.

Uzaklık ölçümleriyle kırmızıya kayan değerleri birleştirme

Hubble kanununundaki parametreler: hızlar ve aralıklar doğrudan ölçülemez. Gerçekte bir süpernova parlaklığı mesafe ve kırmızıya kayma z = ∆λ/λ radyasyonun spektrumu hakkında bilgi verir. Hubble parlaklık ve parametre z’yi düzeltir.
Galaksi mesafe ölçümlerinin Vesto Slipher ve Milton Humason kırmızıya kayma ölçümleriyle birleşimi galaksilerle ilişkilidir, Hubble bir nesne ve onun uzaklığının kırmızıya kayması arasında zor bir orantı keşfetti. Dikkate değer bir dağılma (özgün hızların neden olduğu bilinir – Hubble akışı durgun hızın özgün hızlardan daha küçük olduğu uzay alanından çok uzak durumları kasteder) olmasına rağmen, Hubble çalıştığı ve 500 km/s/Mpc Hubble sabitini (uzaklık kalibrasyonlarındaki hatalardan dolayı şu an kabul edilen değerden daha yüksek) elde ettiği bir değer olan 46 galaksiden bir eğilim çizgisi çizebildi. (ayrıntılar için kozmik aralık basamağına bakınız)
Hubble kanununun keşfedildiği ve geliştirildiği zaman, özel görecelilik anlamında Doppler kayması gibi kırmızıya kayma olayını açıklamak kabul edilebilir; hızla birlikte kırmızıya kaymayı ilişkilendirmek için Doppler formülünü kullanın. Bugün, Hubble kanununun hız-mesafe ilişkisi, Doppler etkisi değil evrenin genişlemesine kozmolojik bir model sunan kırmızıya kayma ile bağlantılı ve hızla birlikte teorik bir sonuç olarak görülmektedir. Hubble kanununa giren küçük z hızı için, küçük z hızında kırmızıya kayma ilişkisi iki çıkarım için de aynı olmasına rağmen, Doppler etkisi daha fazla yorumlanamaz.

Hubble diyagramı

Hubble kanunu nesnenin hızının gözlemciden uzaklığına (ortalama kırmızıya kayma değerleri ile orantılı olduğu farzedilir) göre çizildiği bir Hubble diyagramında kolayca tarif edilebilir.Bu diyagramda doğrusal çizginin pozitif eğimi Hubble kanununun görsel tasviridir.

Kullanılmayan kozmoloji sabiti

Hubble’ın keşfi yayınlandıktan sonra, Albert Einstein kozmoloji sabiti üzerine çalışmayı bıraktı; genel izafiyet denklemlerini düzenlemeyi düşündü. Einstein genişleyen veya daralan bir evren için, en basit biçimde, statik bir çözüm yaratabildi. Evrenin aslında genişlediğini gösteren Hubble’ın keşfinden sonra, Einstein yanlış farz ettiği evrenin statik olduğu fikrini “en büyük hatası” olarak kabul etti.Tek başına ele alındığında, deneylerle gözlemlenebilir ve orijinal olarak formülleştirdiği denklemlerin özel çözümlerini kullanarak teorik hesaplamalarını karşılaştırabildiği (büyük kütlelerin ışığı bükmesi veya Merkür gezegeninin devinimi gibi gözlemler boyunca) genel izafiyet evrenin genişlemesini öngörebilirdi.
1931’de Einstein modern kozmolojide gözlemlenebilir bir temel sağlayan Hubble’a teşekkür etmek için Mount Wilson’a gitti.
Kozmoloji sabiti geçmiş on yılda karanlık enerji için bir hipotez olarak tekrar ilgi çekmeye başladı.

Kırmızıya kayma hızı ve durgun hız

Kırmızıya kayma, uzak yıldızsı gökcisimleri için hidrojen α-çizgileri gibi bilinen bir dalgaboyunu belirleyerek ve hareketli bir kaynakla karşılaştırılan önemsiz bir kaymayı bularak ölçülebilir. Bu kırmızıya kayma deneysel gözlemler için kesin bir miktardır. Kırmızıya kayma ve durgun hız ilişkisi diğer bir maddedir. Daha ayrıntılı tartışma için Harrison’a bakınız.

Gözlemlenebilirlik parametreleri

Kurallara uygun konuşulduğunda, formüldeki ne v ne de Ddoğrudan gözlenebilir, çünkü onlar şimdi bir galaksinin özellikleridir; oysaki gözlemlerimiz geçmişteki galaksiyi kastedmektedir, bu zamanda biz ışığın bıraktıklarını görmekteyiz.
Göreceli olarak yakın galaksiler (kırmızıya kayma z bütünlükten daha azdır) için, v ve D çok değişmeyecektir ve v,   formülü kullanılarak tahmin edilebilir, c ışık hızıdır. Bu bize Hubble’ın bulduğu basit formülü vermektedir.
Uzak galaksiler için, v (veya D) H’nin zamanla nasıl değiştiğini gösteren ayrıntılı bir model belirlemeden z’den hesaplanamaz. Kırmızıya kayma ışığın gösterdiği zamanda durgun hızla doğrudan bağlantılı değildir, fakat basit bir yoruma sahiptir: foton gözlemciye doğru hareket ederken, (1+z) evrenin genişleme faktörüdür.

Genişleme hızına göre görecelik hızı

Mesafeleri belirlemek için kullanılan Hubble kanununda, evrenin genişlemesinden ötürü sadece hız kullanılabilmektedir. Kütleçekimsel olarak etkileşen galaksiler evrenin büyümesinden bağımsız birbirine göre hareket ederler; bu göreceli hızlar özgün hızlar olarak adlandırılır veHubble kanununun uygulaması için hesaba katılması gerekir.
Finger of God etkisi bu olgunun tek sonucudur. Galaksiler veya planet sistemleri gibi kütleçekime bağlı sistemlerde, uzay genişlemesi yerçekimi çekim kuvvetinden daha zayıf etkiye sahiptir.

Boyutsuz Hubble parameteresi

Hubble sabitiyle çalışmek yerine, boyutsuz Hubbel parametresini tanımak yaygın bir uygulamadır, genellikle h ile ifade edilir ve Hubble parametresini H₀ as h × 100 km s⁻¹ Mpc⁻¹olarak yazmak içindir, tüm belirsiz göreceli  H₀değeri h üzerine gönderilir.

Hubble sabitini belirleme

Hubble sabiti değeri uzak galaksilerin kırmızıya kaymalarını ve daha sonra bu galaksilerin uzaklıklarını belirlemeyi öngörür (Hubble kanunu yerine diğer yöntem). Fiziksel varsayımlardaki belirsizlikler, Hubble sabitinin değişen tahminlerine neden olan aralıkları belirlemeyi kullanırlar.

Erken dönem ölçümleri ve tartışmacı yaklaşımlar

20. Yy.’ın ikinci yarısında çoğunlukla,  değeri 50 ve 90 (km/s)/Mpc. arasında tahmin ediliyordu.
Hubble sabitinin değeri, bu değeri 100 olarak iddia eden Gérard de Vaucouleurs ve bu değeri 50 olarak tahmin eden Allan Sandage arasında uzun ve bir nebze şiddetli bir tartışmanın konusu oldu.
Shapley-Curtis tartışmasına benzer bir iki değerin yarıştığı tartışma 1996’da John Bahcall tarafından yönetilen [[Gustav Tammann}} ve Sidney van den Bergh arasında da geçti.
Bu önceki geniş farklılıklardaki tahminler, kısmen 1990’ların sonunda evrenin ΛCDM model girişi ile çözüldü. Sunyaev-Zel’dovich etkisini kullanan mikrodalga ve X-ray’de yüksek kırmızıya kayan kümelerin ΛCDM model gözlemleri ile, kozmik dalgaboyu arka plan radyasyonunda anizotropların ölçümleri ve optik incelemelerin hepsi sabit için yaklaşık 70 değerini verdi.
Planck görevinden daha yakın ölçümler bu değeri 67 civarında gösteriyordu.
Günümüz ve geçmiş birçok ölçümün tablosuna bakınız.

Hubble uzunluğu

Hubble uzunluğu ve Hubble hacmi kozlomoljide bir aralık birimidir, cH0−1 olarak tanımlanır – ışık hızı Hubble zamanıyla çarpılır. 4.228 milyon parsec veya 13.8 milyar ışık yılına eşittir. (Işık yılında Hubble uzunluğunun sayısal değeri tanım olarak Hubble zamanı yılına eşittir.) Hubble aralığı ışık hızında halen bizden uzaklaşan dünya ve galaksiler arasındaki bir mesafe olabilirdi, Hubble kanunu D = c/H₀ için v = H₀D çıkarılarak görülebilir.