Квазары

Нейтронная звезда представляет собой очень маленькое, сверхплотное небесное тело, состоящее только из плотно прижатых друг к другу нейтронов. В каждом атоме обычного вещества содержится положительно заряженное ядро, состоящее из протонов с положительным зарядом и нейтронов, не обладающих электрическим зарядом. Отрицательно заряженные электроны движутся вокруг ядра атома на сравнительно больших расстояниях. В нейтронной звезде нет ни электронов, ни протонов; она целиком состоит из нейтронов, упакованных так же плотно, как в ядре атома.

Поскольку нейтроны не несут электрического заряда, они не отталкиваются друг от друга, как протоны. В 1934 г. Вальтер Бааде и Фриц Цвикки опубликовали статью, в которой они предложили идею звезды, состоящей только из нейтронов. Согласно их теории, вспышка сверхновой происходит после того, как обычная звезда превращается нейтронную. Плотность такой звезды значительно выше, чем плотность белого карлика. Например, нейтронная звезда с массой, равной массе Солнца, должна иметь диаметр, лежащий в пределах (10…20) км. Сила тяготения на поверхности нейтронной звезды будет так велика, что искривляет свет, и эта кривизна почти достаточна для того, чтобы удержать световое излучение.

В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка Кембриджского университета, обнаружила в космосе источник повторяющихся всплесков радиоизлучения. В течение года было обнаружено еще 20 таких звезд, названных пульсарами ^*. Астрономы доказали, что пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, испускающую пучок радиоволн, который поворачивается из стороны в сторону, как луч света маяка, вместе с вращением звезды. Каждый раз, когда радиолуч проходит мимо Земли, приборы регистрируют всплеск радиоволн от нейтронной звезды. Нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности является пульсаром, вращающимся со скоростью около 30 оборотов в минуту.

Первый из обнаруженных пульсаров давал всплески радиоизлучения каждые 1,34 секунды, что соответствовало периоду вращения 1,34 секунды. Для срав­нения: Солнце совершает полный оборот вокруг своей оси примерно за 4 недели. Если бы Солнце уменьшилось в размерах без поте­ри массы, оно стало бы вращаться быстрее, точно так же, как фигурист, чтобы ускорить свое вращение, вскидывает руки вверх или плотно прижимает их к телу. Очень быстрое вращение пульсаров^* навело астрономов на мысль, что пульсары должны быть очень небольшого по сравнению с Солнцем размера, а, следовательно, очень плотными. Нейтронная звезда с массой, равной массе Солнца имеет не более 20 км в диаметре и враща­ется гораздо быстрее Солнца. Вскоре были об­наружены новые пульсары, включая 33-миллисекундный

^* В то время некоторые журналисты утверждали, что разумные существа с дру­гих планет пытаются установить контакт с землянами.

пульсар в центре Крабовидной туманности. Этот пульсар был первым, испус­кавшим электромагнитное излучение в диапа­зоне видимого света. Это открытие подтверди­ло теорию о том, что пульсар — нейтронная звезда, оставшаяся после взрыва сверхновой.

Пульсар обладает очень сильным магнит­ным полем (порядка 10⁶ Т) с полюсами, рас­положенными под углом к оси вращения. Магнитное поле собирает электромагнитное излучение в пучки вдоль магнитной оси; это означает, что луч описывает окружность по мере вращения звезды. Частота вращения пульсара медленно уменьшается, что указы­вает на постепенную потерю энергии. Перио­дичность всплесков пульсара в Крабовидной туманности увеличивается примерно на 10 мкс в год. В целом, чем старее пульсар, тем медленнее его скорость вращения.

К началу ХХ1 века было известно около четырехсот пульсаров, типичное значение их периода составляет величину порядка 1 секунды. Столь быстро вращающаяся звезда не может иметь большие размеры, т.к. в противном случае центробежные силы разорвут ее на части. Из условия неравенства центробежного ускорения и ускорения силы тяжести

Ω²R < GM/R²

легко определить порядок плотности ρ вещества в нейтронных звездах:

ρ > Ω²/G.

Излучение большинства известных пульсаров принадлежит радиочастотному диапазону (метровые волны), хотя это может быть связано с тем простым обстоятельством, что чувствительность радиотелескопов существенно выше, чем телескопов, работающих в других диапазонах частот. В частности, излучение близкорасположенного пульсара Крабовидной туманности регистрируется во всех диапазонах электромагнитных волн, и больше всего энергии этот пульсар излучает в области гамма-лучей.

Распределение радиопульсаров на небесной сфере позволяет констатировать, что эти источники принадлежат нашей Галактике, так как подавляющее их большинство сконцентрировано вблизи галактической экваториальной плоскости (в диске Галактики). Одновременно это свидетельствует о том, что пульсары – это молодые звезды.

Около двух десятков пульсаров излучают импульсы рентгеновских лучей, в отличие от радиопульсаров их называют рентгеновскими пульсарами. Установлено, что рентгеновские пульсары представляют собой двойные системы, в которых одна из звезд является нейтронной, а другая – яркой звездой-гигантом. Первые рентгеновские пульсары были обнаружены в 1972 г. Пульсар, обнаруженный в созвездии Геркулеса, посылает импульсы с периодом 1,24 с, соответствующем периоду вращения нейтронной звезды. Однако каждые 1,7 дня рентгеновское излучение прекращается примерно на 6 часов, что связано с вращением нейтронной звезды и звезды-компаньона вокруг общего центра тяжести. Длительные наблюдения позволили установить еще один – третий – период данного рентгеновского пульсара, составляющий 35 дней, из которых 11 дней пульсар излучает, а 24 дня нет. Причина столь длительных перерывов в излучении пока неизвестна.

Первая звезда, излучающая в рентгеновском диапазоне и получившая название Скорпион Х-1^*, была зарегистрирована еще в 1962 г. В 1966 г. в непосредственной близости от этого рентгеновского источника была обнаружена очень слабая оптическая звезда-карлик. Вскоре И.С. Шкловский высказал предположение, что эти две звезды являются двойной системой, состоящей из видимой обычной звезды и невидимой (в оптическом диапазоне) нейтронной звезды. По его идее сильное поле тяготения нейтронной звезды срывает вещество с поверхности обычной звезды. Ускоряясь при своем движении к нейтронной звезде, это вещество претерпевает сильное сжатие и разогрев, вследствие чего и возникает рентгеновское излучение.

Захват вещества гравитационным полем любой звезды называют аккрецией. Шкловский первым высказал предположение, что процесс аккреции должен быть особенно эффективным в двойных системах, в которых материалом аккреции служит вещество поверхностных оболочек звезды-компаньона.

В 1975 г. астрофизиками, работающими в ИКИ АН СССР, были обнаружены источники коротких и мощных всплесков рентгеновского излучения. Эти всплески следовали один за другим, но в отличие от ранее обнаруженных пульсаров, какой-либо периодичности или регулярности в их следовании не наблюдалось. Такие источники впоследствии были названы барстерами (от английского burst, что означает взрыв, вспышка). Нарастание излучения в каждой вспышке барстера происходит осень быстро, в течение нескольких секунд или даже долей секунд, длительность вспышки имеет порядок 10 секунд, а промежутки между импульсами имеют продолжительность от нескольких часов до нескольких дней. Известны более 30-ти барстеров, установлено, что восемь из них принадлежат шаровым звездным скоплениям в нашей Галактике.

Энергия, которую типичный барстер излучает в течение одной вспышки, имеет порядок 10³² Дж, т.е. мощность излучения (светимость) во время вспышки длительностью 10 с составляет около 10 ³¹ Вт, что примерно на порядок больше фоновой светимости (в промежутках между импульсами). Излучение барстеров регистрируется в диапазоне энергий рентгеновских фотонов от 1 до 30 кэВ, наибольшая его доля приходится на интервал от 6 до 9 кэВ. Так как спектр излучения барстеров (как и большинства звезд) близок к «чернотельному», то, зная энергию фотонов, можно определить эффективную температуру излучающей поверхности. Энергии 7,5 кэВ (1,2·10^-15 Дж) соответствует температура порядка 3·10⁷ К, что примерно вдвое больше, чем в центральной области Солнца.

Зная температуру, с помощью закона Стефана-Больцмана можно вычислить плотность излучения (мощность излучения с единицы площади поверхности)

j = σТ⁴,

а, значит, определить радиус излучающей сферической поверхности. При

типичном значении вспышечной светимости 10 ³¹ Вт радиус поверхности, излучающей рентгеновские лучи оказывается равным 10 км. Но именно такой порядок и имеют размеры нейтронных звезд. Таким образом, вспышки барстера рождаются на поверхности нейтронной звезды, периодически разогреваемой до температуры, составляющей десятки миллионов градусов.

Оптические наблюдения барстеров позволили установить, что они являются двойными системами, компаньонами компактных нейтронных звезд в таких двойных системах являются обычные (похожие на наше Солнце) звезды-карлики, принадлежащие к числу наиболее старых звезд Галактики. Размеры орбит, по которым движутся звезды, образующие барстер, имеют порядок 10⁹ м, что соизмеримо с размерами звезды-компаньона. Легко понять, что в данном случае возможно перетекание вещества с одной звезды на другую, и более вероятным является перетекание вещества обычной звезды на поверхность нейтронной звезды, обладающей существенно более сильным полем тяготения.

Расчеты показывают, что скорость вещества в аккреционном потоке у поверхности нейтронной звезды может быть соизмерима со скоростью света. В настоящее время считается установленным, что вспышки рентгеновского излучения барстеров связаны с термоядерными взрывами на поверхности нейтронных звезд. Газ, захваченный нейтронной звездой и падающий на ее поверхность, имеет «обычный» состав, т.е. на три четверти состоит из водорода. При ударе о поверхность этот газ сжимается и нагревается, в какой то момент времени температура поднимается до значений, соответствующих «зажиганию» ядерных реакций.

Проведенный анализ процессов, протекающих на поверхности нейтронной звезды в составе барстера, показал, что термоядерные взрывы, сопровождающиеся вспышками рентгеновского излучения, происходят в слое гелия, имеющем толщину порядка одного метра и плотность более 10⁹ кг/м³. Когда температура у основания этого слоя достигает значений порядка полумиллиарда градусов, начинает протекать реакция синтеза ядер углерода из ядер гелия, которая может развиваться лавинообразно. Температура в гелиевом слое возрастает примерно вдвое за несколько сотых долей секунды. Выделяющееся тепло не успевает отводиться, начавшись, горение идет со все возрастающей скоростью, пока весь гелий в слое не превратится в углерод. В промежутке между вспышками происходит накопление новой порции гелия.

Существование черных дыр — объектов с такой огромной массой, что даже испускаемый свет (или любое другое электромагнитное излучение) не может преодолеть их притяжение, было предсказано общей теорией относительности Эйнштейна. Черная дыра является абсолютным поглотителем как вещества, так и всех видов электромагнитного излучения (точно так же, как черная поверхность полностью поглощает видимый свет).

Идея черной дыры впервые была сформулирована в конце XVIII в. (Джоном Мичеллом в 1783 г. и, независимо от него, П. Лапласом в 1796 г.), хотя сам термин черная дыра имеет гораздо более позднее происхождение и впервые был при­менен американским физиком Джоном Уиллером. Опираясь на теорию тяготения Ньютона, Лаплас утверждал, что тяготение звезды с размерами в 250 раз большими, чем у Солнца, и плотностью как у Земли не выпустит свет этой звезды, т.к. скорость, которую должно иметь тело, чтобы оторваться от такой звезды (по современной терминологии – вторая космическая скорость) становится равной скорости света. Хотя рассуждения Мичелла и Лапласа в целом были правильными, в то время не существовало до­казательств, что гравитация может влиять на распространение света. Лишь в 1916 году А. Эйнштейн показал, что сильное грави­тационное поле искажает пространство-вре­мя и изгибает лучи света.^*

Основы современной теории черных дыр были заложены немецким астрономом К. Шварцшильдом, который воспользовал­ся выкладками Эйнштейна для доказатель­ства того, что любой объект с достаточно сильным гравитационным полем может за­держивать и поглощать свет. Шварцшильд доказал, что такой объект окружен горизон­том событий — сферической оболочкой (сфе­рой Шварцшилъда), через которую не может проникнуть ничего и никогда из того, что находится внутри. Любой предмет, попав­ший за горизонт событий, исчезает навсегда. Радиус горизонта событий более известен как гра­витационный радиус или радиус Шварцшилъда, для черной дыры с массой m этот радиус равен 2Gm/с², где G — постоянная гравита­ции из ньютоновской теории тяготения, а с - скоростиь света.^** Отметим, что нейтронные звезды, наиболее плотные из непосредственно наблюдаемых космических объектов, по своему полю тяготения близки к черным дырам. При массе, составляющей 1,5 М☼, гравитационный радиус составляет величину 4,67 км, что всего вдвое меньше типичного значения радиуса нейтронной звезды – 10 км.

Черная дыра сама по себе ничего не излучает, а лишь поглощает (захватывает) свет и частицы вещества из окружающей среды. В связи с этим долгое время черные дыры считались принципиально не обнаружимыми. Однако оказалось, что это не так. Потоки частиц, ускоряющихся полем тяготения черной дыры, движутся к ней с разных сторон, и те частицы, которые оказываются не захваченными (пролетают мимо), сталкиваются между собой. Температура газа при этом существенно повышается, а возникающее при этом электромагнитное излучение способно покинуть окрестности черной дыры. Обнаружить массивную черную дыру удается и по влиянию ее гравитационного поля на движение близкорасположенных к ней видимых звезд.

Астрономами получены доказатель­ства существования многих черных дыр. Мощный источник рентгеновских лучей Ле­бедь XI является двойной системой, состоя­щей из звезды-сверхгиганта и очень плотной невидимой звезды, которая может быть чер­ной дырой, вытягивающей вещество с внеш­ней оболочки своего спутника. Централь­ная область галактики М87 вращается так быстро, что астрономы предполагают нали­чие в ее центре массивной черной дыры. Существует мнение, что в центральной области многих галактик (в том числе и нашей Галактики) существуют черные дыры. Предполагается также, что сверхмассивные черные дыры (с массой порядка миллиарда солнечных масс) содержатся в ядрах квазаров, эту идею высказал в 1964 г. Я.Б. Зельдович.

Квазар представляет собой астрономичес­кий объект, такой же яркий, как галактика, но имеющий гораздо меньшие размеры, соизмеримые с размерами звезд. Квазар — сокращение от термина «квази­звездный объект», что подразумевает его сходство со звездой. Квазары находятся на расстояниях в миллиарды световых лет, одна­ко вследствие высокой яркости они доступны для наблюдения, несмотря на свои малые разме­ры. Звезда на таком расстоянии была бы слишком тусклой для наблюдения с помо­щью современных приборов.

Первый квазар был открыт в 1962 году, когда ранее обнаруженный астрономический радиоисточник, названный ЗС 273, был отождествлен со звездой тринадцатой вели­чины, имевшей красное смещение 0,15, что соответствовало скорости удаления в 15% скорости света и расстоянию более 2 млрд световых лет. Было рассчитано, что он излу­чает в 1000 раз больше света, чем наша Га­лактика Млечный Путь, однако сила его све­тового потока год от года претерпевала изменения. Такой масштаб, соответствующий времени прохождения света через поперечник объекта, указывает, что его размер не превышает (по порядку величины) нескольких световых дет. Для сравнения — диаметр диска Млечного Пути составляет около 100 000 световых лет.

Впоследствии было обнаружено множе­ство квазаров с красным смещением в ин­тервале между 1 и 4, соответствующем рас­стояниям от 5 до 10 млрд. световых лет и ско­рости удаления (обус­ловленной расширением Вселенной после Большого Взрыва), превышающей 85% световой.

Квазары принадлежат к древнейшим и наиболее отдаленным объек­там в наблюдаемой Вселенной; до сих пор не обнаружено свидетельств существования квазаров, удаленных от нас менее, чем на 1 млрд. свето­вых лет.

Подробные радиоизображения квазаров указывают на присутствие быстродвижущихся облаков и радиоактивных струй веще­ства. Возможно, это результат присутствия массивной черной дыры в центре галактики на раннем этапе ее формирования. Крупная галактика с массивной черной дырой в центре уничтожает любые более мелкие галакти­ки, сталкивающиеся с ней, которые затем бесследно исчезают в черной дыре.

¹ Световой год – это путь, пройденный светом за один календарный год. Нетрудно подсчитать, что один световой год примерно равен 9,5∙1015 м.

² Астрономическая единица (а.е.) – среднее расстояние между Солнцем и Землей.

1 а.е. = 149,6 млн. км (обычно принимают равной 150 млн.км).

³ Парсек (пк) – производное от слов параллакс и секунда, т.е расстояние, на котором отрезок длиной 1 а.е. видна по углом, равным 1 секунде. 1 пк = 3,263 световых года= = 206265 а.е. = 3,086∙1013 км.

⁴ Спектр излучения – это совокупность всех частот (гармоник), составляющих это излучение. Высота каждой спектральной линии в спектре пропорциональна интенсивности излучения на соответствующей частоте. В видимой части оптической области спектра каждой частоте соответствует свой цвет (голубому цвету соответствует длина волны излучения λ ≈ 0,4 мкм, а красному - λ ≈ 0,7 мкм). Атому каждого химического элемента присущ свой линейчатый спектр излучения, поэтому, изучая спектр излучения, можно определить, какие химические элементы и в каких пропорциях входят в состав излучающего объекта.

Оптический спектр звезды (в том числе Солнца) или далекой галактики представляет собой сплошную светящуюся полосу, включающую все цвета радуги, пересеченную темными вертикальными линиями. Эти линии соответствуют линиям в спектрах атомов, содержащихся в холодных внешних газовых оболочках (частоты линий в спектрах излучения и поглощения совпадают).

⁵ Суть эффекта Доплера заключается в том, что при движении источника и приемника каких-либо (акустических, электромагнитных и др.) волн друг относительно друга излучение удаляющегося объекта воспринимается приемником как более длинноволновое (частота понижается), если же излучатель приближается к наблюдателю, то частота принимаемого излучения, наоборот, повышается. При относительно небольших скоростях доплеровское смещение частоты электромагнитного излучения пропорционально отношению проекции скорости движения на прямую, проходящую через источник излучения и приемник, к скорости света. Эффект Доплера полезно используется на практике, например, в радиолокации при определении скорости самолетов или ракет.

Линии в спектре звезды (или галактики) в соответствии с эффектом Доплера смещены относительно известных для водорода и гелия частот, если звезда приближается к Земле или удаляется от нее. Если звезда удаляется, то линии смещаются в сторону более низких частот (более длинных волн). Красное смещение – смещение спектральных линий в сторону длинноволнового (красного) края оптического участка спектра - означает, что излучающий объект удаляется от наблюдателя.

⁶ Ядра с массовым числом, кратным 4, например, углерод, образуются путем слияния ядер гелия, синтез других элементов идет с участием альфа-частиц.

⁷ Нагретое тело испускает электромагнитные волны самых разных частот. Анализируя спектр этого излучения, т.е. зависимость интенсивности излучения от длины волны (или частоты), можно определить температуру излучающей поверхности этого тела. С увеличением температуры максимум спектральной кривой смещается в сторону более коротких длин волн. В соответствии с законом Вина длина волны теплового излучения, соответствующая максимальной интенсивности, линейно связана с температурой, коэффициент пропорциональности составляет 0,29 см на градус Кельвина.

⁸ Яркость свечения звезды определяется не только ее светимостью, но и расстоянием до Земли. Для сравнения истинных величин светимостей звезд необходимодля каждой из них рассчитывать т.н. абсолютную звездную величину (ее обозначают буквой М), т.е. такую светимость, которую имела бы данная звезда, если бы она находилась на расстоянии 10 пк от нас. Можно показать, что

М = m + 5 - 5logd,

где m – «видимая» звездная величина,

5 – абсолютная звездная величина солнца,

D – расстояние до звезды, выраженное в парсеках.

⁹ Согласно закону Стефана-Больцмана, спектральная плотность мощности теплового излучения (энергия, излучаемая с одного квадратного метра поверхности за 1 с), пропорциональна четвертой степени абсолютной температуры.

¹⁰ Кроме Крабовидной туманности в нашей Галактике были отмечены вспышки лишь двух других сверхновых. Одна из них, т.н. звезда Тихо Браге, вспыхнула в созвездии Кассиопеи в 1572 г. и в течение целого года оставалась такой же яркой, как планета Венера. Другая (звезда Кеплера) вспыхнула в созвездии Змееносца в 1604 г.

¹¹ По расчету Эйнш­тейна, свет звезд, проходящий мимо Солнца, отклоняется на одну двухтысячную долю градуса из-за силы солнечного тяго­тения. Это предсказание было подтвержде­но сэром Артуром Эддингтоном в 1919 году. Эддингтон возглавил экспедицию в Южную Америку для проверки теоретических выво­дов Эйнштейна с помощью фотографирова­ния звезд, которые становились видимыми рядом с Солнцем во время полного солнечно­го затмения.

¹² Чтобы Земля пре­вратилась в черную дыру, ее нужно сжать до диаметра менее 18 мм.

Бруно Джордано () –

Вильсон () -

Галилей Галилео (1564 - 1642) – итальянский ученый, один из основателей точного естествознания. Заложил основы современной механики, выдвинул принцип относительности движения, открыл законы инерции, свободного падения тел и мн. др. Как активный сторонник гелиоцентрической системы мира был осужден инквизицией в 1633 г. (В 1992 г. папа Иоанн Павел 11 объявил это решение суда инквизиции ошибочным и реабилитировал Галилея).

Гамов Джордж (Георгий) (1904 - 1968) – американский физик и астрофизик. Родился в России, с 1933 г. проживал в США. Автор гипотезы горячей горячей расширяющейся Вселенной. Ему принадлежат также теория альфа-распада и расчет генетического кода.

Зельдович Яков Борисович (1914 - 1987) – известный советский физик. Не имел высшего образования. Один из основоположников теории горения и взрыва, участник разработок ядерного оружия. Автор многочисленных трудов по теории элементарных частиц, ядерной физике, астрофизике, космологии.

Кант Иммануил () –

Кеплер Иоганн () –

Коперник Николай () –

Лаплас Пьер () –

Леметр Жорж () –

Ньютон Исаак () –

Ольберс Генрих Вильгельм (1758—1840) — немецкий астроном. Открыл 7 новых комет, в том числе долгопериодическую комету, названную его именем. Открыл малые планеты Палладу и Весту; высказал предположение о неполной прозрачности межзвездного пространства.

Пензиас () –

Слайфер Весто () –

Фридман Александр Александрович () –

Хаббл Эдвин () –

Хокинг Стивен () –

Шкловский И () –

Эйнштейн Альберт () –

Эдвин Хаббл пользовался телескопом обсерватории Маунт-Уилсон с рефлектором диаметром 2,5 метра. Телескоп был установлен на горе Уилсон в Калифорнии, и Хаббл использовал его для оценки расстояний до двух десятков галактик с известным красным смещением, расположенных в пределах 2 млн парсеков от Галактики Млечный Путь (1 парсек = 3,26 светового года). Результаты его исследований, опубликованные в 1929 году, показали, что с расстоянием красное смещение увеличивается. При нанесении результатов на диаграмму, связывающую красное смещение и расстояние, стало ясно, что скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее: v = Нd. Это взаимоотношение называется законом Хаббла, а величина Н в этом отношении есть постоянная Хаббла.

гипотезы Большого Взрыва, в настоящее время почти общепризнанной статична и бесконечна. А еще веком ранее Исаак Ньютон осознал, что, если Вселенная конечна, то звезды не могут быть неподвижными, вследствие притяжения друг к другу они должны были бы собраться в огромную массу. Во времена Ньютона не было никаких доказательств подобного движения звезд, поэтому он считал, что Вселенная

* Ольберс Генрих Вильгельм (1758—1840) — немецкий

^а°троном. Открыл 7 новых комет, в том числе долгоперио-

дическую, названную его именем. Открыл малые планеты

Палладу и Весту; высказал предположение о неполной

прозрачности межзвездного пространства.

Эдвин Хаббл пользовался телескопом обсерватории Маунт-Уилсон с рефлектором диаметром 2,5 метра. Телескоп был установлен на горе Уилсон в Калифорнии, и Хаббл использовал его для оценки расстояний до двух десятков галактик с известным красным смещением, расположенных в пределах 2 млн парсеков от Галактики Млечный Путь (1 парсек = 3,26 светового года). Результаты его исследований, опубликованные в 1929 году, показали, что с расстоянием красное смещение увеличивается. При нанесении результатов на диаграмму, связывающую красное смещение и расстояние, стало ясно, что скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее: v = Нd. Это взаимоотношение называется законом Хаббла, а величина Н в этом отношении есть постоянная Хаббла.

Определенное Хабблом первоначальное значение Н составляло 75 км/с∙Мпк, что соответствует возрасту Вселенной около 13 млрд. лет. Мильтон Хьюмасон произвел дальнейшие измерения с использованием телескопа обсерватории. К 1935 году Хаббл и Хьюмасон опубликовали результаты наблюдений для более чем 140 галактик, расположенных на расстоянии более 300 млн парсеков и отдаляющихся со скоростями свыше 40000 км/с. Эти результаты подтверждали первоначальное открытие Хаббла. Ученые оценили величину постоянной Хаббла в 160 км/с на миллион световых лет расстояния. Дальнейшие измерения с использованием телескопов большей мощности и более современных детекторов снизили величину постоянной Хаббла до ее нынешнего значения — около 20 км/с на миллион световых лет.

Закон Хаббла является экспериментальным законом, применимым в ограниченном масштабе измерений. Возможные объяснения этого закона были предметом бурной дискуссии в течение полувека после открытия.

На современном этапе эволюции мегамира в звездах сосредоточено практически все вещество Метагалактики. В частности, масса Солнца составляет 99,86 % от всей массы вещества в Солнечной системе, а во всех звездах нашей Галактики сосредоточено не менее 97 % вещества.