ハッブルの法則とハッブル定数を語る。

ハッブルの法則とは

宇宙には無数の銀河が存在する。
これら銀河はただ漫然と散らばっているのではなく、互いに遠ざかっていく。
つまり銀河と銀河の距離は、どこもかしこも徐々に広がっていくのである。

宇宙全体が広がっているので、中にある銀河もお互いの距離が離れていくのである。
宇宙はだんだんとスカスカになっていくのだ。

この様子を地球から観測すると、すべての銀河が我々から遠ざかっているように観測される。
しかも、遠くの銀河ほど、遠ざかるスピードはより速いのだ。
これをハッブルの法則という。
1929年に発表された。

銀河まで距離Dと後退速度vは、正確な比例関係にある。
10倍遠い銀河は10倍のスピードで遠ざかるのだ。
この関係の比例定数をハッブル定数という。
一般にハッブル定数は、H₀で表す。

遠ざかる銀河を逆にたどれば、はるか昔に宇宙は一点であったことになる。
宇宙はたったの一点から膨張を続け今のサイズになったのだ。
これをビッグバン宇宙論という。

膨張開始の時点をビッグバンという。
ビッグバンとは大爆発という意味だ。
ビッグバンから現在までの時間が宇宙の年令に相当する。

では、宇宙の年令はどのように測定するのであろうか？
それにはハッブル定数を利用すればいい。
ハッブル定数の逆数が宇宙の年齢になるからだ。

ハッブル定数は、宇宙の起源や進化に関する理論を構築するにあたり非常に重要な定数なのである。
現在では、H₀=71(±5%)km/s/Mpcと算出されている。

ハッブル定数は、銀河の後退速度とその銀河までの距離が分かれば計算できる。
つまり、ハッブル定数を求めるためには、多数の銀河の「後退速度」と「距離」を観測によって調べなくてはならない。
銀河の後退速度はスペクトルの赤方偏移を利用する。

遠ざかるスピードが速くなると、像の色は実際よりも赤く見えるのだ。
さらにスピードが上がると、もっと赤く見えるようになる。
これが赤方偏移だ。

距離はセファイド型変光星を使用するのだ。

しかし、精度のよいハッブル定数がなかなか定まらなかった。
距離をシビアに測定できなかったからだ。

ハッブルの法則の発表以来、ハッブル定数をいかに正確に求めるかが、天文界の課題であった。
発表されるハッブル定数は１メガパーセク(約326万光年)あたり秒速50kmから秒速100km程度の範囲であった。
最大と最小で2倍の開きがあるのであった。

つまり、ハッブル定数の値がアヤフヤであったために、宇宙の起源や進化といった命題に踏み込めないのである。

そこで登場したのがハッブル宇宙望遠鏡である。
ハッブル宇宙望遠鏡は地球大気圏の外で観測を行うため、非常に精度の高いデータが得られる。

ハッブル宇宙望遠鏡によって、遠方の銀河の中にあるセファイド型変光星を見つけ出し、実視等級と変光周期を測定する。
セファイド型変光星は絶対等級と変光周期に相関関係があるので、この銀河までの距離が分かるのだ。

その結果、宇宙の年令は120億年、ハッブル定数は「1メガパーセックあたり秒速70km(誤差10%)」と算出された。

距離が遠い銀河ほど、後退速度は大きい。
後退速度が光速になると、その銀河を発した光は地球に届くことはない。

どんなに観測の技術が向上しようと、見ることができる天体は、後退速度が光速未満の領域に限られてしまう。
つまり、我々が観測可能な宇宙の範囲には限界があるのだ。

この限界をハッブル限界という。

ハッブル限界までの距離をハッブル半径という。

ハッブル限界内の体積をハッブル体積という。

2008/01/31