エドウィン・ハッブルと銀河間の類似点
エドウィン・ハッブルと銀河は(ユニオンペディアに)共通で10ものを持っています: ハッブルの法則、ハッブル宇宙望遠鏡、ハッブル分類、ヴェスト・スライファー、パーセク、ビッグバン、ウィルソン山天文台、ケフェイド変光星、銀河系、赤方偏移。
ハッブルの法則
ハッブルの法則(ハッブルのほうそく)とは、天体が我々から遠ざかる速さとその距離が正比例することを表す法則である。1929年、エドウィン・ハッブルとミルトン・ヒューメイソンによって発表された。この発見は、宇宙は膨張しているものであるとする説を強力に支持するものとなった。 v を天体が我々から遠ざかる速さ(後退速度)、D を我々からその天体までの距離とすると、 となる。ここで比例定数 H_0 はハッブル定数 (Hubble constant) と呼ばれ、現在の宇宙の膨張速度を決める。 ハッブル定数は時間の逆数の次元 T をもち、通常はキロメートル毎秒毎メガパーセク(記号: km/s/Mpc)が単位として用いられる。2014年現在最も正確な値は、プランクの観測による である。換言すれば、銀河は実視等級20等程度までスペクトル観測が可能であるが、いずれの銀河もそのスペクトルは赤のほうにずれている、これを赤方偏移という。これがドップラー効果とすれば銀河までの距離と後退速度の間に一定の法則性を発見したものといえる。 1927年にジョルジュ・ルメートルもハッブルと同等の法則を提唱していたが、フランス語のマイナーな雑誌に掲載されたためそのときは注目されなかった。ルメートルはスライファーとハッブルの観測データを用いている。.
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ハッブル宇宙望遠鏡
ハッブル宇宙望遠鏡(ハッブルうちゅうぼうえんきょう、Hubble Space Telescope、略称:HST)は、地上約600km上空の軌道上を周回する宇宙望遠鏡であり、グレートオブザバトリー計画の一環として打ち上げられた。名称は宇宙の膨張を発見した天文学者・エドウィン・ハッブルに因む。長さ13.1メートル、重さ11トンの筒型で、内側に反射望遠鏡を収めており、主鏡の直径2.4メートルのいわば宇宙の天文台である。大気や天候による影響を受けないため、地上からでは困難な高い精度での天体観測が可能。.
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ハッブル分類
ハッブルの音叉図 ハッブル分類(ハッブルぶんるい)は、銀河をその形態によって分類する方法。エドウィン・ハッブルが1926年に提唱した。 大きく分けると楕円銀河、レンズ状銀河、渦巻銀河、棒渦巻銀河と、どれにも当てはまらない不規則銀河がある。.
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ヴェスト・スライファー
ヴェスト・スライファー(Vesto Melvin Slipher, 1875年11月11日 - 1969年11月8日)は、アメリカ合衆国の天文学者。銀河の赤方偏移を発見し、エドウィン・ハッブルらの宇宙膨張発見の手がかりとなった。ローウェル天文台の所長としてクライド・トンボーの冥王星発見を指導した。弟のアール・スライファーも天文学者である。.
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パーセク
パーセク(、記号: pc)は、距離を表す計量単位であり、約 (約3.26光年)である。主として天文学で使われる。 1981年までは天文学の分野に限り国際単位系 (SI) と併用してよい単位とされていたが、現在ではSIには含まれていない単位である。 年周視差が1秒角 (3600分の1度) となる距離が1パーセクである。すなわち、1天文単位 (au) の長さが1秒角の角度を張るような距離を1パーセクと定義する。 1 パーセクは次の値に等しい。.
ビッグバン
ビッグバン理論では、宇宙は極端な高温高密度の状態で生まれた、とし(下)、その後に空間自体が時間の経過とともに膨張し、銀河はそれに乗って互いに離れていった、としている(中、上)。 ビッグバン(Big Bang)とは、宇宙の開闢直後、時空が指数関数的に急膨張したインフレーションの終了後に相転移により生まれた超高温高密度のエネルギーの塊のことである。また、宇宙は非常に高温高密度の状態から始まり、それが大きく膨張することによって低温低密度になっていったとする膨張宇宙論のことをビッグバン理論 (Big bang theory) という。 「ビッグバン」という語は、狭義では宇宙の(ハッブルの法則に従う)膨張が始まった時点を指す。その時刻は今から138.2億年(13.82 × 109年)前と計算されている。より広義では、宇宙の起源や宇宙の膨張を説明する、現代的な宇宙論的パラダイムをも指す言葉である。 ビッグバン理論(ビッグバン仮説)では「宇宙は「無」の状態から誕生した」とされるが、この「無」やなぜ「無」から宇宙が生まれたのかなどの問題は未だ謎のままである。 遠方の銀河がハッブルの法則に従って遠ざかっているという観測事実を一般相対性理論を適用して解釈すれば、宇宙が膨張しているという結論が得られる。宇宙膨張を過去へと外挿すれば、宇宙の初期には全ての物質とエネルギーが一カ所に集まる高温度・高密度状態にあったことになる。この初期状態、またはこの状態からの爆発的膨張をビッグバンという。この高温・高密度の状態よりさらに以前については、一般相対性理論によれば重力的特異点になるが、物理学者たちの間でこの時点の宇宙に何が起きたかについては広く合意されているモデルはない。 20世紀前半までは、天文学者の間でも「宇宙は不変で定常的」という考え方が支配的だった。1948年にジョージ・ガモフは高温高密度の宇宙がかつて存在していたことの痕跡として宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) が存在することを主張、その温度を5Kと推定した。このCMB が1964年になって発見されたことにより、対立仮説(対立理論)であった定常宇宙論の説得力が急速に衰えた。その後もビッグバン理論を高い精度で支持する観測結果が得られるようになり、膨張宇宙論が多数派を占めるようになった。.
ウィルソン山天文台
ウィルソン山天文台(ウィルソンさんてんもんだい、Mount Wilson Observatory, MWO)は、アメリカのカリフォルニア州ロサンゼルス郡にある天文台である。ウィルソン山天文台はロサンゼルスの北東、パサデナ郊外のサン・ガブリエル山系にある標高1,742mのウィルソン山頂に置かれている。 ウィルソン山は北アメリカの中では最も大気が安定した場所の一つで、天体観測、特に干渉法観測を行なうのに理想的な環境である。ロサンゼルス周辺のいわゆるグレイター・ロサンゼルス地域の人口増加によって、この天文台で深宇宙観測を行う能力は限られてきたが、依然としてこの天文台は新旧の観測装置を用いて多くの科学研究成果を挙げている。 ウィルソン山天文台の初代所長はジョージ・エレリー・ヘールで、彼はヤーキス天文台から40インチ(1m)望遠鏡を移設した。完成当初はウィルソン山太陽観測所 (Mount Wilson Solar Observatory) と呼ばれ、天文台創設の2年後の1904年にワシントン・カーネギー協会から出資を受けた。以来この財団が現在でも天文台の主要な援助団体となっている。.
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ケフェイド変光星
フェイド変光星(ケフェイドへんこうせい、Cepheid variable)は、HR図上でケフェイド不安定帯に属する脈動変光星。セフェイド変光星、セファイド変光星、ケファイド変光星とも表記。.
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銀河系
銀河系(ぎんがけい、the Galaxy)または天の川銀河(あまのがわぎんが、Milky Way Galaxy)は太陽系を含む銀河の名称である。地球から見えるその帯状の姿は天の川と呼ばれる。 1000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局部銀河群に属している。.
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赤方偏移
赤方偏移(せきほうへんい、redshift)とは、主に天文学において、観測対象からの光(可視光だけでなく全ての波長の電磁波を含む)のスペクトルが長波長側(可視光で言うと赤に近い方)にずれる現象を指す。 波長λのスペクトルがΔλだけずれている場合、赤方偏移の量 z を と定義する。.
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エドウィン・ハッブルと銀河の間の比較
銀河が260を有しているエドウィン・ハッブルは、70の関係を有しています。 彼らは一般的な10で持っているように、ジャカード指数は3.03%です = 10 / (70 + 260)。
参考文献
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