Astronomía

¿Qué explica el cálculo de la constante de Hubble?

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Según tengo entendido, la constante de Hubble $ H_0 $ calcula a partir de los desplazamientos al rojo observados $ z $ de galaxias distantes frente a su distancia adecuada $ D $. El valor actual parece ser 67,80 (77) $ frac {km} {s} Mpc ^ {- 1} $

Calculando la constante de Hubble a través del corrimiento al rojo, supongo que uno solo quiere esas contribuciones de velocidad debido a la expansión del universo, y no las del movimiento real de las galaxias dentro del cúmulo (movimiento peculiar) más o menos. Esto, también lo leí en varios recursos en línea (que no puedo recordar en este momento).

Por otro lado, si su cúmulo de galaxias está lo suficientemente lejos (ec. ~ 1 Gpc), se puede descuidar el movimiento peculiar, que es del orden de 1000 $ frac {km} {s} $ (1000 $ frac { km} {s} $ / (1 Gpc $ times $ 67.80 (77) $ frac {km} {s} Mpc ^ {- 1} $) $ approx $ 1.4%)

No obstante, ¿cómo trataría de corregir el movimiento peculiar, o en realidad simplemente se ha descuidado? ¿Calculando todos los componentes gravitacionales de cada grupo? Otra idea podría ser suponer que las galaxias dentro del cúmulo se mueven aleatoriamente entre sí y que el movimiento peculiar se cancela por encima del promedio. ¿Alguna otra posibilidad?

Nota que esta pregunta es en parte una copia de otra pregunta mía en physics.stackexchange.com, que no fue completamente respondida, pero comentó que la haría aquí.


Creo que esto podría responder a su pregunta, he citado el importante párrafo a continuación.

Si las velocidades peculiares pudieran tener algún valor, entonces la ley de Hubble sería inútil. Sin embargo, las velocidades peculiares suelen ser de solo unos 300 km / seg, y muy rara vez superan los 1000 km / seg. Por lo tanto, la ley de Hubble se vuelve precisa para las galaxias que están lejos, cuando H0d es mucho mayor que 1000 km / seg. Además, a menudo podemos estimar cuál será la velocidad peculiar de una galaxia observando las estructuras cercanas que la tirarán.

Entonces, parece que en respuesta a su pregunta, si la galaxia está lo suficientemente lejos, entonces el movimiento peculiar se puede descuidar, o si está cerca, se puede encontrar una aproximación razonable utilizando estimaciones de galaxias cercanas (en un cúmulo, por ejemplo).


Por qué los científicos están confundidos acerca de la rapidez con la que se expande el universo

Los científicos utilizaron tres técnicas diferentes para calcular la tasa de expansión y, en lugar de una, obtuvieron tres respuestas diferentes.

Una imagen del telescopio espacial Hubble de numerosas galaxias y cúmulos galácticos. Foto: NASA

Cuando se sumerge en él, la investigación científica no es tanto una búsqueda de la respuesta correcta como una teoría que pueda explicar las observaciones existentes. A medida que los instrumentos y las técnicas mejoran en sensibilidad y precisión, las nuevas observaciones desafían nuestros modelos preexistentes y nos permiten encontrar explicaciones mejores y más precisas.

La constante de Hubble, un número que indica qué tan rápido se está expandiendo el universo, está pasando por una fase similar de desacuerdo. Los científicos que utilizaron diferentes formas de medir la constante han calculado diferentes valores, lo que no se supone que suceda y sugiere que nos estamos perdiendo algo. De hecho, muchos se preguntan si esta podría ser una ocasión para revisar nuestra comprensión actual del universo primitivo, la materia oscura, la física de partículas e incluso la forma del universo.

En 1927, un astrónomo estadounidense llamado Vesto Slipher observó diferentes frecuencias de luz, también conocidas como espectros, de 46 galaxias. Descubrió que todos los espectros se desplazaron hacia el extremo rojo del espectro electromagnético. Cuanto más rápido se aleja un objeto de un observador, más se desplaza su espectro hacia el rojo. Ergo, todas las galaxias se estaban alejando de la Tierra.

En 1929, Edwin Hubble calculó qué tan rápido se alejaba cada galaxia a una distancia determinada. Lo que encontró estaba en línea con la deducción de uno de sus pares en Bélgica, Georges Lemaître: que cuanto más lejos estaba una galaxia, más rápido se alejaba. Esto se puede representar en una fórmula simple: v = Ho D. Ho se llama constante de Hubble, cuanto más grande era, más rápido se expandiría el universo. Sin embargo, el valor exacto de Ho ha sido difícil de precisar desde entonces.

Es relativamente fácil medir qué tan rápido están retrocediendo las galaxias. El problema radica en medir las distancias a las galaxias. Los objetos que están más lejos aparecen más tenues, por lo que si conocemos el brillo intrínseco de un objeto, podemos compararlo con el brillo observado y averiguar qué tan lejos está.

Cuando Hubble calculó su constante homónima, obtuvo un valor de 500 km por segundo por megaparsec (km / s / Mpc), es decir, objetos a 1 megaparsec de distancia se alejaban a 500 km / s.

En su época, los astrónomos utilizaron un tipo de estrellas llamadas variables cefeidas, descubiertas por Henrietta Swan Leavitt en 1912, como indicadores de distancia. El brillo de estas estrellas variaba de forma periódica, por lo que los astrónomos podían deducir su brillo actual simplemente midiendo el tiempo transcurrido entre dos picos de brillo.

Más tarde, otra clase de objetos se presentó como indicadores de distancia. Se trataba de las supernovas de Tipo Ia, una especie de explosión de estrellas al final de su vida útil que tenía el mismo brillo independientemente de la estrella que hubiera muerto de esta manera. Cuando los astrónomos usaron estos objetos para calcular Ho, encontraron que era de solo 50-90 km / s / Mpc. Inicialmente, los instrumentos utilizados para realizar estas mediciones no eran muy precisos, por lo que la gente esperaba que la discrepancia desapareciera con instrumentos más sensibles.

En 1998, otros astrónomos hicieron un descubrimiento importante: que la expansión del universo se estaba acelerando. Esto se atribuyó a la energía oscura, una energía intrínseca del vacío del espacio, de la que sabemos muy poco, que estaba separando el universo. En 2015, los científicos utilizaron datos del satélite Planck, que estudiaron la radiación que quedó del Big Bang, junto con una teoría popular que explica los efectos de la energía oscura en el universo para calcular Ho a 67,8 ± 0,9 km / s / Mpc.

Esto causó confusión: dos técnicas precisas tenían dos valores diferentes de un número que tenía que ser el mismo en todo el universo.

En abril de 2016, un astrónomo estadounidense llamado Adam Riess, uno de los tres científicos que habían realizado el descubrimiento de la expansión acelerada, y su equipo se propusieron intentar resolver el problema. Estudiaron variables cefeidas y supernovas de tipo Ia en galaxias cercanas con gran precisión para calcular el valor de Ho en el universo local, y luego compárelo con los datos del satélite Planck.

Riess & amp co. obtuvo 73,85 1,96 km / s / Mpc. En 2018, la colaboración de Planck mejoró sus cálculos para establecer Ho como 67,4 ± 0,5 km / s / Mpc. En marzo de 2019, el equipo de Riess & # 8217 restringió aún más el valor a 74,3 ± 1,42 km / s / Mpc. En julio de 2019, otro equipo estudió la lente gravitacional por cuásares para obtener un valor de 73,3 + 1,7 y # 8211 1,8 km / s / Mpc.

Es como si no pudiéramos ponernos de acuerdo sobre qué tan rápido se está expandiendo el universo.

Wendy Freedman, astrónoma de la Universidad de Chicago, es conocida por su trabajo en el cálculo del valor de la constante de Hubble. Usó datos del artículo de julio de 2019 en un nuevo intento de detener la proliferación de Ho valores. Irónicamente, ella y su equipo terminaron con un nuevo número: su periódico, que debe aparecer en el Diario astrofísico, presenta Ho a 69,8 0,8 km / s / Mpc.

Estos múltiples valores distintos son todos muy precisos y nos impulsan a considerar modificar nuestras teorías actuales en cosmología y física de partículas, entre otras, para explicarlas y ofrecer posibles fuentes de diferencia.

Una teoría científica sólida es aquella que explica con éxito las observaciones y mediciones actuales, así como también hace predicciones comprobables. La investigación científica es, en última instancia, un proceso que implica numerosos puntos de control: cada nuevo descubrimiento que no está de acuerdo con el marco actual de nuestra comprensión del mundo nos impulsa a modificarlo. Entonces, si bien los diferentes valores de la constante de Hubble son frustrantes, también es un momento emocionante para ser cosmólogo.

Sakhee Bhure se graduó con una licenciatura en astronomía y astrofísica del Instituto de Tecnología de Florida. Le interesa escribir sobre ciencia.


¿Qué explica el cálculo de la constante de Hubble? - Astronomía

Galaxias corridas al azul en un universo en expansión `` corrido al rojo ''

Cúmulo de galaxias Virgo, Constelación: Virgo / Coma

Distancia 15 - 20 Mpc (Depende de en quién creas) (1 Mpc = 1 megaparsec = 3,26 millones de años luz)

El cúmulo de galaxias de Virgo es el grupo de galaxias más grande y más cercano. Centrado alrededor de RA = 12h, DEC = 13 , se han identificado unas 3.000 galaxias en fotografías tomadas con los grandes telescopios, y más de 100 de estas galaxias están al alcance de instrumentos de tamaño aficionado (6 a 10 pulgadas y mayores).

Desde la década de 1950, la controversia rodeó la distancia del cúmulo de Virgo. La velocidad radial promedio para los miembros del Cúmulo Virgo es +1141 60 km / seg con una dispersión de velocidad de s = 666 km / seg. Por lo tanto, existe una amplia gama de velocidades radiales en este grupo. Usando la relación de desplazamiento al rojo para derivar distancias de galaxias usando la ley de Hubble, las primeras distancias estaban en el rango de 12 Mpc. Pero la constante de Hubble, H estaba cambiando a medida que aparecían investigaciones más detalladas de las distancias de las galaxias, su rango ha sido de 55 a 100 km / seg / Mpc. El gran astrónomo observacional y asistente de Edwin Hubble, Alan Sandage, junto con Gus Tammann en 1974-1975, publicaron una serie de artículos sobre su investigación sobre la constante de Hubble mediante el análisis de muchos métodos de distancia diferentes a las galaxias (variables cefeidas, estrellas azules brillantes, H II regiones, etc.) y compararlos con los corrimientos al rojo conocidos. Estos artículos involucraron galaxias en el cúmulo de Virgo. Sandage y Tammann derivaron un valor global de la constante de Hubble de 55 ± 5 km / seg / Mpc.

Investigaciones posteriores que utilizaron el telescopio espacial Hubble y otros instrumentos y técnicas más recientes vieron cómo la constante de Hubble aumentaba a 65 - 87 km / seg / Mpc. Parece que esta constante cambia cada vez que se completa una nueva investigación. Nuevos valores de H cambiar todo el tamaño y la edad del Universo. Por lo tanto, las distancias a las galaxias en el cúmulo de Virgo son muy importantes para la cosmología y la astronomía, ya que muchas galaxias en el cúmulo de Virgo se utilizan en la derivación y calibración de la constante de Hubble. Dado que la gran mayoría de los astrónomos creen en el Big Bang con todas las galaxias alejándose unas de otras, la aparición de una galaxia desplazada al azul arrojaría una fuerte duda sobre la teoría del Big Bang, ¿verdad?

En 1969, Margaret Burbridge y M. Demoulin hicieron el primer anuncio de un objeto ruborizado cerca del centro del cúmulo de Virgo, IC 3258 con una velocidad de aproximación de 517 km / seg. IC 3258 es de hecho una galaxia con un núcleo visible y brazos irregulares. Estos investigadores sugirieron que IC 3258 podría ser un miembro del cúmulo de Virgo con una alta velocidad espacial real posiblemente alrededor de 1.500 km / s en relación con el promedio del cúmulo. O podría ser una galaxia de campo con un gran movimiento aleatorio. Su idea especulativa es que IC 3258 podría haber sido expulsado en un estallido de una de las radiogalaxias del cúmulo. IC 3258 está a solo 32 'de M84 y 104' de M87, y se cree que estas galaxias Messier son responsables de la expulsión de varios quásares en el área según Halton Arp.

Varias galaxias desplazadas al azul aparecen en la dirección del cúmulo de Virgo. Éstas incluyen:

Objeto Velocidad radial (VR)

¿Debemos suponer que estas galaxias arrojan dudas sobre la teoría del Universo en expansión? No necesariamente es así. Algunas teorías sobre los cambios al azul son:

1) La expansión del Universo no es uniforme, el cúmulo / nube de Virgo y el Grupo Local pueden tener grandes movimientos espaciales individuales en relación con la expansión general.

2) Lo observado VR podría deberse a grandes movimientos aleatorios de las galaxias dentro del cúmulo, posiblemente debido en parte a una rotación general del cúmulo.

3) Estos objetos desplazados al azul podrían haber sido expulsados ​​o podrían estar escapando del clúster y en realidad podrían ser objetos en primer plano. Parece probable que los objetos desplazados al azul M86, M90 y M98 estén más cerca ya que sus tamaños aparentes son más grandes.

4) En el caso de RMB 56, en 1973 Searle y otros sugirieron que las células de las regiones H II en la escala de tiempo de 10 8 (100 millones) de años estaban `` parpadeando ''. Una investigación detallada de RMB 56 mostró una región H II activa cerca de su centro ( 200 pc de diámetro) que podría estar `` parpadeando ''. El proceso de destello aún no se comprende y probablemente esté relacionado con un período de intensa formación estelar. Sin embargo, solo se espera que el `` destello '' aumente el brillo de una galaxia quizás en una magnitud, lo que hace que parezca más azul y no necesariamente afecta el cambio Doppler. Pero, ¿estas regiones intermitentes H II están experimentando un gran movimiento, contaminando así el espectro de la galaxia anfitriona?

5) Desplazamientos al rojo gravitacionales: podrían causar desplazamientos al rojo observados para dar la ilusión de que un objeto se está alejando, cuando en realidad una masa inusualmente alta está causando el desplazamiento al rojo. Esto es predicho por la Relatividad General.

A continuación, se muestra un diagrama de la región del cúmulo de Virgo de MEGASTAR. Los objetos desplazados al azul están marcados con flechas.

Figura 1. En este gráfico de galaxias alrededor del Cúmulo de Virgo, las flechas indican galaxias con desplazamiento al azul.

Burbidge, E.M. Demoulin, M.H., 1969, pág.IC 3258, un pequeño objeto extragaláctico con desplazamiento hacia el azul , Revista astrofísica, 157, L155

Burnham, R., Manual celestial de Burnham, Publicaciones de Dover, 1976, p. 2074 - 2086

Kinman, T.D. 1977, Galaxy compacto con desplazamiento al azul RMB 56 (1216 + 141), Diario astronómico, 82, pag. 879

Parker, S. B., 1983, Enciclopedia de Astronomía de McGraw Hill, McGraw Hill Press, p. 392, 414.

Tammann, G.A., 1972, Comentarios sobre las velocidades radiales de las galaxias en el cúmulo de Virgo, Astronomía y astrofísica, 21, pag. 355

Tully, R. B., 1988, Catálogo de galaxias cercanas, Cambridge University Press, (también catálogo del Centro de datos astronómicos (ADC) n. ° 7145)


Respuestas y respuestas

@JimJCW
Es "constante" en el sentido de que no depende de la dirección o la ubicación. Todas las partes del espacio deben obedecer esa simple ley, independientemente del punto del espacio desde el que desee medir vy D.

El cambio con respecto al tiempo es lento, según los estándares humanos. No habría sido obvio cuando se observó por primera vez la recesión.

Eso es todo lo que siempre imaginé cuando se refirió a H como una constante.

Creo que todos estamos de acuerdo en que el parámetro de Hubble H (t) no es una constante, es dependiente de t. Sin embargo, algunos consideran que llamar a H (ahora) = 67,74 km / s / Mpc la constante de Hubble es un nombre inapropiado. Tu explicación en ese caso tiene sentido.

Por cierto, ¿cree que la ley de Hubble sigue siendo válida si el espacio no se expande? En ese caso, v = 0 para todos los valores de D. (solo tengo curiosidad)

La expansión del espacio presenta una imagen compleja del universo, por ejemplo, la gráfica H vs. t discutida aquí y El viaje de un fotón de fondo de microondas cósmico observado publicado anteriormente. Espero encontrar un modelo que no implique la expansión del espacio y pueda explicar observaciones como la relación desplazamiento al rojo-distancia y el origen de la radiación CMB. ¿Conoce alguna?

Las observaciones de Hubble fueron sobre un corrimiento al rojo-distancia relación para valores pequeños de z. Hubble lo convirtió en un velocidad-distancia relación asumiendo que el corrimiento al rojo fue causado por el efecto Doppler. Parece que transformar la relación de Hubble en ese momento con la ley de Hubble actual aplicable a todo el universo es una gran extrapolación.


Surgen desacuerdos

Resulta que se suponía que las cefeidas tenían una relación estrictamente lineal entre el período y la luminosidad. Incluso después de que Sandage eliminó los cúmulos de estrellas, se pudo encontrar una variación de una magnitud completa de Cefeida a Cefeida según los datos recopilados por Shapely, Nail y otros astrónomos. 1955 incluso apuntó a una probable relación no lineal cuando las observaciones de los cúmulos globulares encontraron una amplia dispersión. Más tarde se demostró que el equipo encontró estrellas variables que no eran cefeidas, pero en ese momento estaban lo suficientemente desesperados como para intentar desarrollar nuevas matemáticas solo para preservar sus hallazgos. Y Sandage señaló cómo los nuevos equipos podrían resolver aún más las cefeidas (Sandage 514-6).

Sin embargo, otros que usaban equipos modernos todavía llegaron a un valor de Constante de Hubble de 100 km / (s * Mpc), como Marc Aarsonson del Steward Observatory, John Huchra de Harvard y Jeremy Mold de Kitt Peak. En 1979, llegaron a su valor midiendo el peso de la rotación. A medida que aumenta la masa de un objeto, la tasa de rotación también será cortesía de la conservación del momento angular. Y cualquier cosa que se acerque o se aleje de un objeto produce un efecto Doppler. De hecho, la parte más fácil de ver un desplazamiento Doppler de un espectro es la línea de hidrógeno de 21 centímetros, cuyo ancho aumenta a medida que aumenta la velocidad de rotación (ya que se producirá un mayor desplazamiento y estiramiento del espectro durante un movimiento en retroceso). Con base en la masa de la galaxia, una comparación entre la línea medida de 21 centímetros y lo que debería ser de la masa ayudará a determinar qué tan lejos está la galaxia. Pero para que esto funcione, debes ver la galaxia. exactamente Edge on, de lo contrario, se necesitarán algunos modelos matemáticos para una buena aproximación (Parker 69).

Fue con esta técnica alternativa que los científicos antes mencionados siguieron para sus mediciones de distancia. La galaxia que miraron estaba en Virgo y obtuvo una H inicialo valor de 65 km / (s * Mpc), pero cuando miraron en otra dirección obtuvieron un valor de 95 km / (s * Mpc). ¿¡Que demonios!? ¿Depende la constante de Hubble de dónde mires? Gerard de Vaucouleurs observó una tonelada de galaxias en los años 50 y descubrió que la constante de Hubble fluctuaba dependiendo de dónde se mirara, con valores pequeños alrededor del supercúmulo de Virgo y los más grandes comienzan lejos. Finalmente se determinó que esto se debía a la masa del cúmulo y la proximidad a nosotros que tergiversaban los datos (Parker 68, Naeye 21).

Pero, por supuesto, más equipos han perseguido sus propios valores. Wendy Freedman (Universidad de Chicago) encontró su propia lectura en 2001 cuando utilizó datos del Telescopio Espacial Hubble para examinar cefeidas a una distancia de hasta 80 millones de años luz. Con esto como su punto de partida para su escalera, llegó a 1.300 millones de años luz de distancia con su selección de galaxias (para eso en el momento en que la expansión del Universo superó la velocidad de las galaxias entre sí). Esto la llevó a una Ho de 72 km / (s * Mpc) con un error de 8 (Naeye 22).

La supernova Ho for the Equation of State (SHOES), dirigido por Adam Riess (Space Telescope Science Institute) agregaron su nombre a la refriega en 2018 con su Ho de 73,5 km / (s * Mpc) con solo un 2,2% de error. Usaron supernova de Tipo Ia junto con galaxias que contenían cefeidas para obtener una mejor comparación. También se emplearon binarios eclipsantes en la Gran Nube de Magallanes y máseres de agua en la galaxia M106. Ese es un gran conjunto de datos, lo que lleva a la credibilidad de los hallazgos (Naeye 22-3).

Casi al mismo tiempo, la HoLiCOW (Hubble Constant Lenses en COSMOGRAIL y aposs Wellspring) publicó sus propios hallazgos. Su método empleaba cuásares con lentes gravitacionales, cuya luz era desviada por la gravedad de los objetos en primer plano, como las galaxias. Esta luz atraviesa diferentes caminos y, por lo tanto, debido a la distancia conocida al cuásar, ofrece un sistema de detección de movimiento para ver los cambios en el objeto y el retraso que se necesita para recorrer cada camino. Utilizando Hubble, el telescopio ESO / MPG de 2,2 metros, el VLT y el Observatorio Keck, los datos apuntan a una Ho de 73 km / (s * Mpc) con un error del 2,24%. Wow, eso es muy cerca de los resultados de SHOES, que al ser un resultado reciente con datos más nuevos apunta a un resultado convincente, siempre que no haya superposición de los específico datos utilizados (Marsch).

Algunas de las Constantes de Hubble y los equipos detrás de ellas.

Mientras tanto, el Carnegie Supernova Project, dirigido por Christopher Burns, encontró un hallazgo similar de Ho siendo 73,2 km / (s * Mpc) con un error del 2,3% o 72,7 km / (s * Mpc) con un error del 2,1%, dependiendo del filtro de longitud de onda utilizado. Utilizaron los mismos datos que SHOES pero utilizaron un enfoque de cálculo diferente para analizar los datos, por lo que los resultados son cercanos pero ligeramente diferentes. Sin embargo, si SHOES cometiera un error, esto también cuestionaría estos resultados. Es por eso que un estudio de seguimiento con la nave espacial Gaia (que midió el paralaje de más de mil millones de estrellas) da confianza en el resultado de SHOES. Encontraron un valor de 73,2 km / (s * Mpc) pero con solo un error de hasta el 1,8%, basado en el paralaje de 75 cefeidas utilizadas (Naeye 23, Wolchover & quotAstronomers & quot).

Y para complicar las cosas, se ha encontrado una medida que está justo en el medio de los dos extremos que parecemos enfrentar. Wendy Freedman dirigió un nuevo estudio utilizando lo que se conoce como & quottip of the red giant branch & quot o estrellas TRGB. Esa rama se refiere al diagrama HR, un elemento visual útil que traza patrones de estrellas según el tamaño, el color y la luminosidad. Las estrellas TRGB suelen tener una baja variabilidad de datos porque representan un período corto de la vida de una estrella y una estrella, lo que significa que dan valores más concluyentes. A menudo, las cefeidas se encuentran en regiones densas del espacio y, por lo tanto, tienen mucho polvo para oscurecer y potencialmente oscurecer los datos. Sin embargo, las críticas dicen que los datos utilizados eran antiguos y que las técnicas de calibración utilizadas para encontrar los resultados no son claras, por lo que rehizo ambos con datos nuevos y abordó las técnicas. El valor al que llegó el equipo es de 69,6 km / (s * Mpc) con un error de aproximadamente un 2,5%. Este valor está más en línea con los valores del universo temprano, pero también se diferencia claramente de él (Wolchover & quotNuevo & quot).

Con tanto desacuerdo sobre la constante de Hubble, ¿se puede colocar un límite inferior en la edad del universo? De hecho, puede, ya que los datos de paralaje de Hipparcos y las simulaciones realizadas por Chaboyer y el equipo apuntan a una edad absolutamente más joven posible para los cúmulos globulares de 11.5 & # xB1 1.3 mil millones de años. Muchos otros conjuntos de datos se incluyeron en la simulación, incluido el ajuste de secuencia de enanas blancas, que compara los espectros de las enanas blancas con las que conocemos a su distancia del paralaje. Al observar cómo difiere la luz, podemos medir qué tan lejos está la enana blanca usando la comparación de magnitud y los datos de desplazamiento al rojo. Hipparcos entró en este tipo de imagen con sus datos subenanos, usando las mismas ideas que la secuencia de la enana blanca, pero ahora con mejores datos sobre esta clase de estrellas (y pudiendo eliminar binarias, estrellas no completamente evolucionadas o sospechas de señales falsas ayudó enormemente a la materia) para encontrar la distancia a NGC 6752, M5 y M13 (Chaboyer 2-6, Reid 8-12).


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Constante de Hubble: 70,8 km / s por megaparsec.

Matemáticas / Ciencias

La constante de Hubble es la unidad de medida utilizada para describir la expansión del universo. El valor de la constante de Hubble es importante tanto para las observaciones de los objetos en el universo, ya que nos permite convertir sus velocidades de recesión en distancias verdaderas, y para estimando la edad del Universo. La constante de Hubble tiene unidades de km / seg por megaparsec (km / s / Mpc).

Notas

1920 & aposs, Edwin Hubble, trabajando con observaciones del Observatorio Mount Wilson, descubrió que el Universo se está expandiendo. Comparó las velocidades de recesión de las galaxias medidas a partir de sus espectros con su brillo aparente estimado a partir de placas fotográficas. Esta expansión hace que los objetos a distancias cada vez mayores se alejen de nosotros a velocidades cada vez más altas, a una velocidad dada por una expresión ahora conocida como Ley de Hubble y aposs: V = H x R. Aquí V representa la velocidad de recesión de la galaxia y aposs, R es su distancia de la Tierra, y la constante de proporcionalidad, H, se llama Constante de Hubble y tiene unidades de km / seg por megaparsec (km / s / Mpc). El valor de la constante de Hubble es importante tanto para las observaciones de los objetos en el Universo, ya que nos permite convertir sus velocidades de recesión en distancias reales, como para estimar la edad del Universo.


El único camino a seguir

Ya sea un error de calibración, un gran error en nuestra comprensión actual de la física o algo completamente diferente, solo hay una forma de avanzar si vamos a corregir la constante de Hubble: hacer más ciencia.

En primer lugar, los cosmólogos pueden trabajar con los datos actuales que ya tenemos sobre velas y reglas estándar, refinándolos aún más y reduciendo aún más las barras de error. Para complementar esto, también podemos obtener nuevos datos.

Colless, por ejemplo, está trabajando en un proyecto en Australia utilizando el instrumento TAIPAN de vanguardia recién instalado en Siding Spring Observatory. Ese equipo inspeccionará millones de galaxias en el Universo local para medir la oscilación acústica bariónica lo más cerca posible de nosotros, para tener en cuenta cualquier problema de medición producido por la distancia.

"Vamos a medir 2 millones de galaxias muy cercanas, en todo el hemisferio sur y un poco del hemisferio norte, tan cerca como sea posible, buscaremos esta señal de oscilación acústica bariónica y mediremos esa escala con un 1 por ciento. precisión con un corrimiento al rojo muy bajo ".

Este es el mismo volumen de espacio que cubren las escaleras de distancia. Entonces, si TAIPAN da como resultado ese mismo volumen, devuelva una H0 de 67 kilómetros por segundo por megaparsec, el problema podría estar en nuestras velas estándar.

Por otro lado, si los resultados están más cerca de los 74 kilómetros por segundo por megaparsec, esto sugeriría que las velas estándar son más robustas.

Los campos de investigación emergentes también son una opción, no velas estándar o reglas estándar, sino sirenas estándar, basadas en la astronomía de ondas gravitacionales: las ondas en el espacio-tiempo propagadas por colisiones masivas entre agujeros negros y estrellas de neutrones.

Animación de la colisión de dos estrellas de neutrones. (Caltech / YouTube)

"Son similares a las supernovas en el sentido de que sabemos lo brillantes que son intrínsecamente", dijo Davis.

"Básicamente, es como una vela estándar. A veces se la llama sirena estándar, porque la frecuencia de las ondas gravitacionales te dice qué tan brillante es. Porque sabemos, por la relatividad general, la relación entre la frecuencia y el brillo, no No tengo que hacer ninguna calibración. Solo tenemos un número, lo que lo hace mucho, mucho más limpio que algunos de estos otros métodos ".

Todavía es difícil medir la constante de Hubble con ondas gravitacionales. Pero los cálculos iniciales son prometedores. En 2017, la colisión de estrellas de neutrones permitió a los astrónomos reducirla a alrededor de 70 (km / s) / Mpc, con barras de error lo suficientemente grandes a ambos lados para cubrir 67 y 74, y algo más.

Pero para una sola observación, dijo Davis, una medición tan precisa fue asombrosa.

"Hemos medido miles de supernovas ahora", dijo. "Hemos medido millones de galaxias para medir la oscilación acústica bariónica, hemos estudiado todo el cielo para medir el fondo cósmico de microondas.

"Y este único objeto, esta medida de una onda gravitacional, obtuvo una barra de error de alrededor del 10 por ciento, lo que llevó décadas de trabajo en las otras sondas".

La astronomía de ondas gravitacionales aún está en su infancia; es solo cuestión de tiempo antes de que detectemos suficientes colisiones de estrellas de neutrones para refinar suficientemente esos resultados. Con suerte, eso ayudará a descubrir la causa de la tensión del Hubble.

De cualquier manera, hará historia. La nueva física sería, por supuesto, asombrosa, pero un error en la escala de distancias sacudiría la astronomía. Podría significar que hay algo que no entendemos sobre las supernovas de Tipo Ia o cómo evolucionan las estrellas.

De cualquier manera que se produzca, resolver la tensión del Hubble tendrá efectos que se propagarán a través de la ciencia astronómica.

"Es por eso que los cosmólogos están tan entusiasmados con esto. Debido a que la teoría cosmológica funciona tan bien, estamos tan emocionados cuando encontramos algo que no pudo predecir. Porque cuando las cosas se rompen, es cuando aprendes", dijo Colless.

"La ciencia se trata de prueba y error, y es en el error que aprendes algo nuevo".


¿Qué explica el cálculo de la constante de Hubble? - Astronomía

Es bien sabido que se puede utilizar un análisis combinado del efecto Sunyaev-Zel'dovich (SZ) y las observaciones de emisión de rayos X para determinar la distancia del diámetro angular a los cúmulos de galaxias, de los cuales se deriva la constante de Hubble. Los valores actuales de la constante de Hubble derivados a través de la ruta SZ / rayos X tienen una amplia distribución que va de 30 a 70 km s (-1) Mpc (-1). Mostramos que esta amplia distribución se debe principalmente al efecto de proyección de los conglomerados asféricos que se han modelado utilizando geometrías esféricas. También se espera que el efecto de proyección amplíe la fracción de masa de gas medida en los cúmulos de galaxias. Sin embargo, el efecto de proyección subestima o sobreestima la constante de Hubble y la fracción de masa de gas de manera opuesta, produciendo una anticorrelación. Utilizando los datos publicados para los grupos de rayos X / SZ, mostramos que la distribución constante actual de Hubble está correlacionada negativamente con la fracción de masa de gas medida para los mismos grupos, lo que sugiere que los efectos de proyección están presentes en los resultados actuales. Si la fracción de masa de gas de los cúmulos de galaxias, cuando se mide a un radio hidrostático exterior es constante, puede ser posible explicar la geometría de la línea de visión de los cúmulos de galaxias. Sin embargo, para realizar un análisis de este tipo, se necesita una medición independiente de la masa total de los cúmulos de galaxias, como la de lentes débiles. Usando lentes débiles, dispersión de velocidad óptica, SZ y datos de rayos X, describimos un método alternativo para calcular la constante de Hubble, que está menos sujeto al efecto de proyección que el método actual basado solo en los datos de SZ y rayos X. Para A2163, la constante de Hubble basada en observaciones publicadas de SZ, rayos X y lentes débiles es 49 +/- 29 km s (-1) Mpc (-1).


¿Qué explica el cálculo de la constante de Hubble? - Astronomía

Cortometraje de ciencia espacial

Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio
Sede de la NASA
Washington DC
Octubre de 1994

La constante de Hubble

La constante de Hubble (Ho) es uno de los números más importantes en cosmología porque es necesario para estimar el tamaño y la edad del universo. Este número tan buscado indica la velocidad a la que se expande el universo, desde el "Big Bang" primordial.

La constante de Hubble se puede utilizar para determinar el brillo intrínseco y las masas de estrellas en galaxias cercanas, examinar esas mismas propiedades en galaxias y cúmulos de galaxias más distantes, deducir la cantidad de materia oscura presente en el universo, obtener el tamaño de escala de cúmulos de galaxias lejanas. y sirven como prueba para modelos cosmológicos teóricos.

En 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble anunció su descubrimiento de que las galaxias, de todas las direcciones, parecían alejarse de nosotros. Este fenómeno se observó como un desplazamiento de líneas espectrales conocidas hacia el extremo rojo del espectro de una galaxia (en comparación con las mismas líneas espectrales de una fuente en la Tierra). Este corrimiento al rojo pareció tener un desplazamiento mayor para galaxias débiles, presumiblemente más lejanas. Por lo tanto, cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se aleja de la Tierra.

La constante de Hubble puede expresarse como una simple expresión matemática, Ho = v/d, where v is the galaxy's radial outward velocity (in other words, motion along our line-of-sight), d is the galaxy's distance from earth, and Ho is the current value of the Hubble Constant.

However, obtaining a true value for Ho is very complicated. Astronomers need two measurements. First, spectroscopic observations reveal the galaxy's redshift, indicating its radial velocity. The second measurement, the most difficult value to determine, is the galaxy's precise distance from earth. Reliable "distance indicators," such as variable stars and supernovae, must be found in galaxies. The value of Ho itself must be cautiously derived from a sample of galaxies that are far enough away that motions due to local gravitational influences are negligibly small.

The units of the Hubble Constant are "kilometers per second per megaparsec." In other words, for each megaparsec of distance, the velocity of a distant object appears to increase by some value. (A megaparsec is 3.26 million light-years.) For example, if the Hubble Constant was determined to be 50 km/s/Mpc, a galaxy at 10 Mpc, would have a redshift corresponding to a radial velocity of 500 km/s.

The value of the Hubble Constant initially obtained by Edwin Hubble was around 500 km/s/Mpc, and has since been radically revised because initial assumptions about stars yielded underestimated distances.

For the past three decades, there have been two major lines of investigation into the Hubble Constant. One team, associated with Allan Sandage of the Carnegie Institutions, has derived a value for Ho around 50 km/s/Mpc. The other team, associated with Gerard DeVaucouleurs of the University of Texas, has obtained values that indicate Ho to be around 100 km/s/Mpc. A long-term, key program for HST is to refine the value of the Hubble Constant.


What accounts into calculating the Hubble constant? - Astronomía

76.8 kilometers per second per megaparsec.

A megaparsec is about 30 million trillion kilometers, or perhaps better stated as 30 exameters. Given the significant figures, and the massive denominator, that makes this constant extremely precise. But is it accurate? Other measures using different methods come up with 74.03, 71.9, 69.8, and even 67.4.

We are talking about the Hubble constant, the rate of expansion of the universe. Edwin Hubble first proposed that the entire universe is expanding in 1929. This was based initially on observations by Harlow Shapley that other galaxies appear to be moving away from us. Their color is red-shifted from the doppler effect on the light coming to us from those galaxies. (As an aside, this applies to galaxies outside our local galaxy cluster, which are not uniformly moving away from us because we are gravitationally bound.) Hubble then made an extensive measure of the red shift of galaxies, and found that the farther away galaxies were, the more red shifted they were. This could be explained if the entire universe were expanding.

In 2011 three astrophysicists were awarded the Nobel prize for their discovery that, no only is the universe expanding, this expansion is accelerating. This means there must be an unknown force overcoming gravitational attraction and pushing everything apart – a force now called dark energy. But dark energy is not the mystery I am referring to in the title.

The mystery of the Hubble Constant is why different astronomers and different methods come up with different numbers? There are a few generic possibilities here – whenever different measurements disagree. It’s possible that the measurements themselves are simply inaccurate. This is always the first assumption and needs to be explored and ruled out before other explanations are seriously considered.

What generally happens is as more and more careful and thorough measurements are made, or the techniques or instrumentation are refined, the measurements start to converge on the real answer. Problem solved. However, that is not what is happening with the Hubble Constant. It is perhaps too early to tell for sure, but so far measurements have not been steadily converging. This, in fact, is essentially the mystery.

Another possibility is that the measurements are generally accurate, but different measurements are measuring different things. In the case of the Hubble constant, the question is – is every part of the universe expanding at the same rate? So, if we calculate the Hubble constant in one part of the universe, is it actually the same in another part? Perhaps the expansion is not uniform. We already know this is true due to the accelerated expansion – older parts of the universe (remember, farther away also means back in time) are not expanding as fast as younger parts. But what about independent of distance, just in different directions?

The third possibility is that expansion is uniform (except for the acceleration) but that the different methods used make different assumptions about the laws of physics, and one or more of those assumptions are not accurate. This is the most exciting possibility for physicists, because it points the way toward new discoveries about the laws of physics.

Let me give you an historical analogy. Early observations of the orbit of Mercury deviated from Newton’s laws of motion and Kepler’s laws of planetary motion. There were anomalies. So again the question was – are the measurements off, is there something present that we are not accounting for, or are the laws of physics different than we currently understand? As measurements became more precise, the anomalies persisted, eliminating that possibility. So some astronomers hypothesized that there was an unseen planet orbiting the sun, perhaps too close to the sun to directly observed, but its gravitational influence was distorting the orbit of Mercury. They named this hypothetical planet Vulcan, but Vulcan does not exist (except in Star Trek).

The answer turned out to be that the laws of physics were actually different. Newton’s mechanics were not wrong, they were just an approximation of the real laws of gravity later fleshed out by Einstein. When general relativity is taken into account, it precisely explains the orbit of Mercury. This, in fact, was one of the key confirmations of general relativity.

So astronomers today are hoping that the Hubble constant mystery will have a similar resolution.

Some of the methods used to measure the Hubble constant include measurements of Cepheid variables. These are stars that regularly fluctuate in brightness, and the period is determined by their absolute brightness. This means we can know exactly how bright a Cepheid variable is by its period, and then measure its apparent brightness and calculate exactly how far away they are. This is called a standard candle, and was the first method used for measuring distant stars in the universe.

The same principle is used with spiral galaxies, called the Tully-Fisher principle. The faster spiral galaxies are rotating, the intrinsically brighter they are. If you know the intrinsic brightness, and you can measure the apparent brightness, then again you can calculate the distance. Yet another standard candle is certain types of supernova – type Ia. They explode when they get to the same critical size, and so the explosions are all the same brightness, and voila – we can measure their distance.

Yet another method is using subtle variations in the cosmic microwave background radiation, which is the diffuse afterglow of the Big Bang. the CMB is not uniform, and we can tell a lot about the megastructure of the universe by looking for subtle variations in the CMB in different directions and distances.

These are the various methods used to measure Hubble’s constant. So now the trick is for astrophysicists to figure out where in their models of how all these things work are the assumptions that are not quite right. They are hoping this is not just imprecision in the measurements themselves. This is not all about the instruments. They want the problem to be in the laws of physics as we currently understand them, because then we would have a giant clue to help improve our understanding of those laws of physics.


Charting the Expansion History of the Universe with Supernovae

Schematical representation of the expansion of the Universe over the course of its history.(Credit:NAOJ) Original size (2.4MB)

An international research team analyzed a database of more than 1000 supernova explosions and found that models for the expansion of the Universe best match the data when a new time dependent variation is introduced. If proven correct with future, higher-quality data from the Subaru Telescope and other observatories, these results could indicate still unknown physics working on the cosmic scale.

Edwin Hubble’s observations over 90 years ago showing the expansion of the Universe remain a cornerstone of modern astrophysics. But when you get into the details of calculating how fast the Universe was expanding at different times in its history, scientists have difficulty getting theoretical models to match observations.

To solve this problem, a team led by Maria Dainotti (Assistant Professor at the National Astronomical Observatory of Japan and the Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI in Japan and an affiliated scientist at the Space Science Institute in the U.S.A.) analyzed a catalog of 1048 supernovae which exploded at different times in the history of the Universe. The team found that the theoretical models can be made to match the observations if one of the constants used in the equations, appropriately called the Hubble constant, is allowed to vary with time.

There are several possible explanations for this apparent change in the Hubble constant. A likely but boring possibility is that observational biases exist in the data sample. To help correct for potential biases, astronomers are using Hyper Suprime-Cam on the Subaru Telescope to observe fainter supernovae over a wide area. Data from this instrument will increase the sample of observed supernovae in the early Universe and reduce the uncertainty in the data.

But if the current results hold-up under further investigation, if the Hubble constant is in fact changing, that opens the question of what is driving the change. Answering that question could require a new, or at least modified, version of astrophysics.


Ver el vídeo: Ley de Hubble y expansión del Universo. Qué significa la constante de Hubble? (Diciembre 2022).