ハッブル宇宙望遠鏡: 30 年間の啓示

宇宙に開かれた窓

1990 年 4 月 24 日に発売された、ハッブル宇宙望遠鏡現代天文学において最も影響力のある機器の一つとなっています。 高度 547 km の軌道上に配置され、地上大気の乱気流を逃れ、約 0.05 秒角の角度分解能を実現します。 ハッブルは、スペクトルシフト \( z >10 \) までの宇宙の過去を探索することを可能にし、ビッグバンから 10 億年も経たないうちに形成された銀河を明らかにしました。

彼のカメラWFC3 (広視野カメラ 3)とその分光器COS (宇宙の起源分光器)非常に遠くにある物体の光を捉えたので、その可視光線はハッブルの法則に従って赤外線の方にシフトしました。 \( v = H_0 \, d \) ここで、 \( v \) は距離速度、 \( H_0 \) は膨張定数、 \( d \) は観測された銀河までの距離です。

注：:
ザスペクトルシフト\( z \) で示される、放出と観測の間のスペクトル線の波長の変化を測定します。それは次の関係によって定義されます。 \( z = \frac{\lambda_{obs} - \lambda_{emit}}{\lambda_{emit}} \)
正のオフセット (\( z >0 \)) は、赤方偏移 (宇宙膨張やドップラー効果による赤方偏移現象)、オブジェクトが観察者から遠ざかっていることを示します。 逆に、負のオフセット (\( z <0 \)) は、ブルーシフト (光源が近づくと観察される、青への波長のシフト)。 大規模なスケールでは、銀河やクエーサーで観測される \( z \) の値は、宇宙の膨張の直接の兆候であるハッブルの法則 \( v = H_0 \, d \) に従って、それらの距離に比例します。

宇宙の膨張を測定する

ハッブルの主要な使命の 1 つは、宇宙の膨張速度を正確に測定することでした。 観察することで、セファイド (セファイド、標準的なろうそくとして使用される変光星)ハッブルが許可した Ia 型超新星アダム・リース(1969–) とブライアン・シュミット(1967–) \( H_0 ≈ 73 \, km·s^{-1}·Mpc^{-1} \) 付近のハッブル定数の値を取得します。

これらの結果は、\( H_0 \) の局所的な値と、\( H_0 ≈ 67.4 \, km・s^{-1}・Mpc^{-1} \) を与えるプランク衛星による宇宙マイクロ波背景放射から推定される値との間に緊張があることを強調しました。 「ハッブル張力」として知られるこの不一致は、私たちの宇宙論モデル \(\Lambda CDM\) の修正が必要である可能性があることを示唆しています。

星雲と星の苗床

ハッブルは、有名な星雲のような複雑な構造を明らかにしました。創造の柱わし星雲 (M16) 内。可視光と赤外線で撮影されたこれらの画像は、若い星の風が分子雲を形成する、星形成のダイナミックなプロセスを示しています。

ジェットの詳細HH オブジェクト (ハービッグ・ハロ天体、若い星からの恒星ジェット)オリオン座の原始惑星系円盤は、原始星の周囲の物質の降着と放出のメカニズムを理解することを可能にしました。

系外惑星と遠方の大気

ハッブルは、系外惑星大気の分光分析にも貢献しました。彼は、通過中に惑星の大気によって濾過された星の光を分析することにより、いくつかの太陽系外世界で水蒸気、メタン、ナトリウムの存在を検出しました。

これらの先駆的な観察は、JWST (ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡)、これらの大気の化学組成をより正確に研究することができます。

目に見える範囲

の象徴的なイメージハッブルウルトラディープフィールド(2004) は、11 分角の小さな領域にほぼ 10,000 個の銀河を集めています。これは、観測可能な宇宙の目もくらむような密度を示しています。光の各点は、数十億の星を含む銀河全体を表しています。

注：:
ハッブル超深度フィールドが到達する限界等級は \( m_{AB} ≈ 30 \)、つまり肉眼で見える物体よりも 40 億倍暗い天体です。

持続可能なビジョン

ハッブルはその年齢にもかかわらず、宇宙観測の柱であり続けています。 30 年以上にわたってアーカイブされたそのデータは、今でも暗黒物質、クエーサー、銀河形態の研究に使用されています。ハッブルとの相互作用ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡紫外線と深赤外線を組み合わせて、宇宙を補完的に見ることができるようになります。

• ソース ：NASA ハッブルサイト （新しいウィンドウ）、ESA （新しいウィンドウ）、 そしてADS – 天体物理学データ システム （新しいウィンドウ）。