Hubble’a prawo

Hubble’a prawo,

astr. reguła mówiąca, że prędkość wzajemnego oddalania się galaktyk we Wszechświecie jest proporcjonalna do ich odległości;

sformułowane 1929 przez E.P. Hubble’a, a wysnute jako wniosek z badań spektroskopowych. Prawo Hubble’a jest spełnione ściśle w jednorodnych i izotropowych modelach kosmologicznych. Na ogół prawo Hubble’a zapisuje się w formie: v = H₀r, gdzie v jest prędkością oddalania się galaktyki od naszej Galaktyki, r — jej odległością, H₀ — stałą Hubble’a (dla dużych odległości prawo Hubble’a ma zmodyfikowaną postać). Prędkości ruchów galaktyk mają rozrzut statystyczny rzędu 600 km/s, a zatem prawo Hubble’a można stosować dla galaktyk o znacznie większych prędkościach; np. dla v ≥ 6000 km/s, czemu odpowiadają odległości r ≥ 100 Mpc, oczekiwane odstępstwo od prawa Hubble’a jest mniejsze od 10%. Dokładne wyznaczenie stałej Hubble’a wymaga więc jednoczesnego zmierzenia prędkości i odległości dla wielu odległych obiektów. Wyznaczenie prędkości, oparte na pomiarze przesunięcia ku czerwieni linii widmowych (Dopplera zjawisko), jest możliwe z dużą dokładnością. Trudniejsze i mniej pewne jest zmierzenie odległości, wymagające użycia wielostopniowej procedury. Podstawą jest w tym przypadku określenie skali odległości wewnątrz Galaktyki, której znajomość pozwala określić jasności absolutne wybranych rodzajów gwiazd (np. cefeid). Dokładność tego typu wyznaczeń wzrosła dzięki pomiarom odległości do wielu bliskich gwiazd za pośrednictwem satelity Hipparcos. Obserwacje cefeid pozwalają wyznaczyć odległości do galaktyk w promieniu ok. 20 Mpc i określić absolutne jasności supernowych typu Ia, których wybuchy wystąpiły w tych galaktykach. Natomiast odległości do dalekich galaktyk (100–500 Mpc) umożliwiają obserwacje supernowych Ia. Na tej podstawie przyjmuje się, że H₀ ≈ 65 km/s/Mpc, czyli np. obiekt w odległości r ≈ 100 Mpc ma — zgodnie z prawem Hubble’a — prędkość 6500 km/s. Odległość, dla której prędkość oddalania jest bliska prędkości światła (ok. 3000 Mpc) stanowi promień obserwowalnego Wszechświata. Istnieją i inne metody wyznaczania odległości, niezależne od własności gwiazd, ale mają one zastosowanie tylko w szczególnych przypadkach, jedną z nich jest obserwacja wielokrotnych obrazów niektórych kwazarów (soczewkowanie grawitacyjne).