Astronomía

¿La expansión acelerada del Universo contradice la ley de Hubble?

¿La expansión acelerada del Universo contradice la ley de Hubble?



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La ley de Hubble da una relación lineal entre la distancia a una galaxia y su velocidad de recesión.

Las observaciones de supernovas distantes de tipo 1a mostraron que su desplazamiento hacia el rojo (y por lo tanto sus velocidades de recesión) eran más bajas de lo esperado, lo que implica que la tasa de expansión del Universo fue más baja en el pasado.

Sin embargo, ¿no significa esto que la ley de Hubble solo se aplica a distancias cortas, ya que a grandes distancias un gráfico de velocidades de recesión contra la distancia no sería lineal (como he tratado de mostrar crudamente en el gráfico a continuación)?


La ley de Hubble es un poco más sutil de lo que supone y una expansión, ya sea que se acelere o desacelere, no la invalida.

La distancia y la velocidad que se deben utilizar son sus valores. ahora. Estos se conocen como la distancia y la velocidad adecuadas, respectivamente. En esa forma, la ley de Hubble funciona perfectamente, siempre que se cumpla el principio cosmológico de que el universo es homogéneo e isotrópico en todas partes. El problema con eso es que ni la velocidad de recesión ni la distancia que medimos son los valores que tiene una galaxia. ahora.

Entonces, de hecho, una gráfica de una velocidad de recesión versus la distancia estimada no será una línea recta a medida que nos alejemos lo suficiente como para que la luz tarde una fracción apreciable de la vida útil del universo en viajar hacia nosotros. La curvatura de la línea se puede usar para estimar parámetros cosmológicos y esto es esencialmente lo que se ha hecho con los datos de supernovas de Tipo Ia a los que se refiere.


La ley de Hubble da la velocidad de una galaxia distante ahora mismo. Una galaxia a una distancia $ d $ retrocede a una velocidad $ v = H_0 , d $ ahora mismo $ ^ dagger $.

Sin embargo, la relación entre $ d $ y el corrimiento al rojo - cual es la cantidad que observar - es una función no trivial de la historia de expansión del Universo, obtenida integrando el factor de escala (inverso) a lo largo del tiempo, que a su vez depende de las densidades de materia, radiación y energía oscura.

Analogía

Pinta puntos en una banda de goma, sostén un extremo y deja que tu amigo se vaya con el otro extremo. No importa si su amigo cambia de ritmo, tal vez incluso se detenga y camine hacia usted por un tiempo, luego comience a correr alejándose de usted. En un momento dado, la velocidad de un punto dado con respecto a usted es simplemente proporcional a su distancia de usted.


$ ^ daga $Estrictamente hablando, esto solo es cierto si nuestra suposición es cierta de que la tasa de expansión del Universo es la misma en todos los lugares, lo cual es un corolario del Principio Cosmológico (es decir, que el Universo es homogéneo e isotrópico).


¿La expansión acelerada del Universo contradice la ley de Hubble? - Astronomía

Una sorpresa cosmológica: el universo se acelera

Bruno Leibundgut y Jesper Sollerman
Observatorio Europeo Austral, Karl-Schwarzschild-Strasse 2
D-85748 Garching, Alemania

CLa osmología está en crisis. El modelo estándar de hace unos años ha sido recientemente abandonado y reemplazado por nuevas ideas. Las razones de este cambio dramático son nuevas medidas de la geometría y el contenido de materia del universo. El nuevo modelo implica una edad dinámica del universo que se adapta a los objetos estelares más antiguos conocidos, pero plantea la necesidad de un componente de energía oscura, que no se explica fácilmente dentro de las teorías actuales de la física de partículas.

La mayoría de los modelos cosmológicos actuales se basan en la teoría del Big Bang, en la que el universo comenzó en un estado caliente y denso. Desde entonces, la expansión cósmica ha provocado un enfriamiento adiabático, y las posteriores condensaciones de la materia han formado estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias.

La teoría del Big Bang predice no solo la expansión universal, sino también el contenido de materia bariónica y una radiación reliquia de la fase caliente original. Se han cumplido todas estas predicciones. La detección de la radiación de microondas cósmica y las pequeñas fluctuaciones de temperatura en ella se citan a menudo como el éxito más espectacular de esta teoría (por ejemplo, Peebles 2001). Una extensión de la teoría del Big Bang es la fase inflacionaria propuesta en los momentos más tempranos de la expansión. La inflación estaría impulsada por la energía, que surge de la desintegración de un campo de partículas y produce un universo muchas veces más grande que una simple expansión lineal. La inflación predice las semillas para el crecimiento de la estructura a gran escala en el universo. Dado que el universo estaría inflado en varios órdenes de magnitudes, esencialmente tendría una geometría de espacio plano (Guth 1997). Entre las preguntas abiertas en esta imagen están el contenido de materia / energía de este universo y su futuro.

La densidad de energía media determina el destino de un universo homogéneo e isótropo gobernado por fuerzas gravitacionales. Se pensaba que el contenido de materia gobierna la expansión del universo en la actualidad, mientras que en las primeras fases dominaba la radiación. En esta simple imagen, la geometría del universo está directamente acoplada a la densidad de la materia. Un universo plano implica una densidad de materia equivalente de aproximadamente 8,10-27 kg m -3, la densidad crítica. Para una densidad promedio por debajo de este valor, el universo estaría abierto y se expandiría para siempre, mientras que a una densidad más alta se cerraría y eventualmente volvería a colapsar.

Hace apenas unos años se desconocía el contenido total de energía del universo. Todos los indicios fueron que la materia bariónica constituye sólo alrededor del 5% de la densidad crítica (Bahcall et al. 1999). Para explicar la cinemática de las galaxias y los cúmulos de galaxias, un componente de masa adicional al que a menudo se hace referencia como? ¿Falta? o? oscuro? tenía que introducirse la misa. La búsqueda de evidencia directa de la materia oscura, a pesar de los esfuerzos sustanciales, ha sido inútil hasta ahora. Sin embargo, a partir de las observaciones de la evolución y las determinaciones de masa de los cúmulos de galaxias, parece que la materia oscura y bariónica podría explicar alrededor del 30% de la densidad crítica. Si el universo fuera plano, como se requiere si la inflación es correcta, entonces algún otro componente energético debe contribuir a la densidad promedio.

Para un cosmólogo, solo se necesitan unos pocos parámetros para describir el universo. Todos los modelos se basan en la teoría de la relatividad general de Einstein. Los modelos mundiales se caracterizan por dos parámetros: el ritmo actual y la desaceleración de la expansión. El primer parámetro se llama constante de Hubble en honor a Edwin Hubble, quien descubrió la expansión cósmica en 1929. El otro parámetro describe el cambio de la expansión y depende de la densidad de energía y la curvatura del universo. Las contribuciones a la densidad se expresan como fracciones de la densidad crítica y se indican con la letra griega W, p. Ej. WMETRO , para la densidad de la materia. La expansión en sí se mide típicamente por el corrimiento al rojo. Esta es la relación del factor de escala en dos momentos diferentes de la expansión y se observa como un cambio de características espectrales a longitudes de onda más largas. La ley de Hubble establece que para distancias pequeñas el corrimiento al rojo es proporcional a la distancia.


Fig. 1 Una serie de observaciones de una supernova de Tipo Ia distante. El objeto está ubicado en una galaxia con un corrimiento al rojo de z = 0.51 correspondiente a un tiempo de retrospectiva de aproximadamente el 40% de la edad del universo. Las observaciones se obtuvieron con el Telescopio de Nueva Tecnología del Observatorio Europeo Austral de 3,5 m de diámetro en el Observatorio La Silla en Chile. El cambio en la nitidez de la imagen es causado por las diferentes condiciones atmosféricas en las noches individuales. La supernova en su fase más brillante es aproximadamente 15 millones de veces más débil de lo que se puede ver a simple vista.
La curva de luz de este objeto se ha derivado de las imágenes. Este diagrama muestra el aumento y la disminución del brillo de la supernova en función del tiempo. La línea roja indica la evolución de una típica supernova de tipo Ia cercana. Las magnitudes son una escala logarítmica del flujo de energía observado.

A grandes distancias y tiempos retrospectivos, la linealidad de la ley de Hubble se rompe y las distancias dependen de la densidad de energía del universo. Los diversos componentes, típicamente se consideran materia y radiación, contribuyen de diferentes formas a la densidad de energía. La radiación dejó de ser gravitacionalmente importante con un corrimiento al rojo de aproximadamente z = 1000, un tiempo a partir del cual solo podemos medir la radiación cósmica de fondo de microondas. Otro componente es la famosa constante cosmológica introducida por Albert Einstein para conciliar las soluciones de sus ecuaciones con un universo estático. Más tarde abandonó este término, cuando Edwin Hubble descubrió la expansión general del universo. Durante muchas décadas, la constante cosmológica no se consideró en los modelos mundiales, ya que no había una razón obvia para incluirla y no era posible conectarla a ninguna teoría de partículas. En términos modernos, representa la contribución de la energía del vacío (Carroll et al. 1992).

Los últimos tres años han sido testigos de un progreso realmente emocionante en la cosmología observacional. La geometría plana del universo ha sido confirmada por experimentos con globos que midieron las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas. La escala física de estas fluctuaciones se puede determinar a partir de los primeros principios y la medición de su extensión angular en el cielo da una indicación directa de la geometría del universo. Todos los experimentos coinciden en que lo más probable es que el universo sea plano (de Bernardis et al. 2000, Balbi et al. 2000).

Un enfoque complementario para determinar la geometría es a través de la medición de distancias. Este enfoque en realidad mide la desaceleración debida a la atracción gravitacional, que ralentiza la expansión cósmica. Por tanto, la cantidad de desaceleración determina directamente la densidad media.

Sin embargo, las distancias cosmológicas son notoriamente difíciles de alcanzar. La larga y ardua historia de la determinación de la constante de Hubble refleja dolorosamente esta dificultad. Incluso hoy, parece que el valor de la constante de Hubble es incierto hasta alrededor del 10%. La forma más sencilla de medir distancias es mediante velas estándar, es decir, objetos con idéntica luminosidad absoluta. Se han propuesto muchos candidatos para velas estándar. Solo unos pocos objetos astronómicos han resultado adecuados.


Fig 2 Diagrama que muestra la distancia frente al corrimiento al rojo para las supernovas de tipo Ia. Estos diagramas se conocen generalmente como diagramas de Hubble, ya que son similares, pero no idénticos, al diagrama original que muestra la expansión del universo. El panel superior muestra la forma convencional de este diagrama. Los puntos son las mediciones de supernovas reunidas por dos grupos independientes, el Equipo de búsqueda de supernovas High-z (Riess et al. 1998) y el Proyecto de cosmología de supernovas (Perlmutter et al. 1999). Las supernovas cercanas se han medido durante aproximadamente una década, mientras que los objetos distantes se han observado en campañas cortas de unos pocos meses de duración. Las líneas representan las expectativas de una vela estándar, en los modelos mundiales específicos. Representan un modelo de Einstein- de Sitter en el que el universo está completamente dominado por la materia (W METRO= 1.0, WL = 0.0), un universo vacío (W METRO= 0,0, WL = 0.0) sin nada en él, y un universo dominado por la constante cosmológica (W METRO= 0,0, WL = 1,0). La línea de puntos es un modelo que es consistente con todos los datos actuales y tiene W METRO= 0,3 y WL = 0,7. La ubicación de las líneas del modelo está determinada por los datos de las supernovas cercanas.
Los paneles inferiores muestran el mismo diagrama normalizado al modelo de un universo vacío. Es obvio que las supernovas distantes se encuentran por encima de la línea de un universo vacío en aproximadamente un 20% de distancia y requieren alguna contribución de la constante cosmológica o quintaesencia. El modelo favorecido predice un comportamiento no monótono de velas estándar en este diagrama.

Un candidato principal para una vela tan estándar es cierto tipo de explosiones estelares. Conocidas por los astrónomos como supernovas de tipo Ia, estas explosiones ocurren en las etapas finales de la evolución estelar, cuando las estrellas de baja masa agotan su combustible y comienzan a contraerse y enfriarse. Las enanas blancas resultantes son tan compactas y densas que están soportadas por la presión de los electrones. Se puede demostrar que existe un límite superior para la masa soportada por la presión de los electrones degenerados. Este límite de Chandrasekhar, que lleva el nombre de Subrahmanyan Chandrasekhar, es cerca de 1,4 veces la masa del Sol. Una sola enana blanca aislada no cambiará su masa, pero una enana blanca en un sistema estelar doble puede adquirir masa de su compañera. Si este proceso es lo suficientemente eficiente, la enana blanca se convertirá en una bomba termonuclear que quemará carbono y oxígeno de manera explosiva hasta alcanzar el equilibrio estadístico nuclear. Para la densidad y presión en estas explosiones, este es principalmente un isótopo de níquel radiactivo (56 Ni), que se desintegra a través de la descomposición g a 56 Co y luego a 56 Fe estable. La energía se deposita en la estrella y la destruye. Una explosión de este tipo puede eclipsar la luz de toda una galaxia formada por unas 10 10 estrellas (Figura 1). La masa de Chandrasekhar es un límite natural y hace concebible que todas las supernovas de Tipo Ia sean similares. Una constelación tan uniforme asegura que solo haya pequeñas diferencias entre explosiones individuales, una condición principal para una vela estándar.

Observando supernovas
Las supernovas son extremadamente raras. Una galaxia como nuestra Vía Láctea puede producir una supernova de tipo Ia solo cada 400 años. Por lo tanto, es necesario observar una gran cantidad de galaxias durante bastante tiempo para detectar una supernova. La muestra de supernovas cercanas (con un corrimiento al rojo de aproximadamente z = 0,1) es todavía bastante limitada. De hecho, las curvas de luz bien muestreadas (por ejemplo, la Figura 1) son una excepción y se ha necesitado más de una década de esfuerzo dedicado para recolectar una muestra significativa de objetos. En el proceso, se ha aprendido mucho sobre las supernovas de tipo Ia y su física (para una revisión, ver Leibundgut 2000).


Fig. 3 El Very Large Telescope (VLT) de ESO en Cerro Paranal en Chile. Este nuevo conjunto de cuatro telescopios de 8 m es un ejemplo de lo que se requiere para observar en detalle las supernovas distantes. Solo los telescopios grandes, como el VLT, los telescopios Keck de 10 m en Mauna Kea en Hawai y los telescopios Gemini de 8 m en Hawai y Chile son capaces de reunir suficiente luz para un análisis detallado.

No todas las supernovas de tipo Ia son idénticas. Sin embargo, existe una forma de normalizar su luminosidad máxima de acuerdo con sus curvas de luz. Las supernovas más luminosas muestran una evolución temporal más lenta. De esta forma, es posible normalizar todos los objetos al mismo pico de luminosidad y convertirlos en exquisitas velas estándar.

Una forma de probar empíricamente la calidad de una vela estándar es observar el diagrama de distancia frente a desplazamiento al rojo (Figura 2). Para un corrimiento al rojo por debajo de z = 0.1, la dispersión alrededor de la línea de expansión lineal es extremadamente pequeña y demuestra que, al menos en el universo cercano, las supernovas pueden usarse como indicadores de distancia. Recientemente se ha obtenido la determinación directa de la luminosidad absoluta de las supernovas de tipo Ia para las 10 supernovas más cercanas que explotaron en los últimos 60 años. La luminosidad máxima de estos objetos es de hecho muy uniforme.


Fig 4 Distribución de probabilidad de WL contra W METRO a partir de los datos de supernova. La escala de grises da la distribución de probabilidad derivada de las supernovas que se muestran en la Figura 2. Los contornos se dibujan a un nivel de confianza del 68,7%, 95,4% y 99,7%. La preferencia por una? Energía oscura? componente es obvio. WL = 0 se excluye al nivel> 95%. La línea de un universo plano favorecida por el fondo cósmico de microondas se muestra en rojo. Las líneas azules inclinadas indican la edad del universo para estos modelos asumiendo una constante de Hubble de H0 = 65 km s -1 Mpc -1. Las estrellas más antiguas tienen una edad de aproximadamente 13,10 9 años, lo que es consistente con los nuevos datos de supernova pero no con el modelo de Einstein-de Sitter (W METRO= 1, WL =0).

Las supernovas distantes, como el ejemplo de la Figura 1, son más difíciles de observar. Dado que las supernovas son eventos tan raros, es necesario estudiar un gran volumen para descubrir un número suficiente para las observaciones de seguimiento coordinadas. Pronto se reconoció que tal proyecto superaría las posibilidades de un solo observatorio o grupo de astrónomos. De hecho, este experimento utiliza todos los telescopios más grandes disponibles. Una campaña típica involucra al Observatorio Europeo Austral VLT (Figura 3), los telescopios Keck, el telescopio Canadá-Francia-Hawai, el Observatorio Interamericano Cerro Tololo y el Telescopio Espacial Hubble. Las supernovas se observan durante unos dos meses con todos los telescopios disponibles. Las curvas de luz resultantes, como la que se muestra en la Figura 1, se analizan para derivar el brillo máximo y trazarlas en diagramas como la Figura 2.

Con las líneas del modelo calibradas por las supernovas cercanas, las explosiones distantes nos dicen cuánto se ha expandido el universo entre entonces y ahora. De la Figura 2 es obvio que las distancias son mayores de lo que se esperaría en un universo que se desliza libremente, es decir, vacío. Peor aún sería adecuado para un modelo de Einstein-de Sitter plano y lleno de materia. Las supernovas distantes son simplemente demasiado débiles, es decir, demasiado distantes para ser compatibles con el viejo paradigma de un universo lleno solo de materia y radiación. Tiene que haber un componente de la densidad de energía que haya acelerado la expansión durante el último

6,10 9 años (Riess et al. 1998, Perlmutter et al. 1999, Hogan et al. 1999, Riess 2000).

Un candidato obvio es la constante cosmológica. Con el resultado de la supernova, parece que debería volver a introducirse para explicar los datos. Otra posibilidad es que la constante cosmológica sea de hecho cero, pero que exista un campo de partículas que a través de su desintegración actúa como una constante cosmológica. Ahora se le conoce como? Quintaesencia? (Ostriker y Steinhardt 2001). Independientemente de qué explicación sea correcta, podemos designar la densidad de energía de esta "energía oscura". como WL . La Figura 4 muestra la distribución de probabilidad entre la densidad de materia W METRO y WL como las definen las distancias de las supernovas. Es obvio que los modelos con WL = 0 se excluyen al nivel> 95% para todos los modelos con un contenido de materia positivo. Esto se debe al hecho de que se requiere un componente acelerador de presión negativa, que no se puede lograr con materia o radiación.

Una buena característica de los modelos mundiales con estos parámetros sería que la edad dinámica del universo ya no está en conflicto con las edades de las estrellas más antiguas de nuestra Vía Láctea. Hemos marcado las isócronas de la era dinámica para la combinación de WMETRO y WL en la Figura 4.


Fig. 5 Comparación de espectros de supernovas cercanas y distantes. Los espectros de siete supernovas de Tipo Ia distantes observadas con el VLT (azul) se comparan con objetos cercanos (rojo) en la misma fase. Los objetos distantes se parecen notablemente a los cercanos. Esta es una verificación importante ya que los espectros son? Huellas dactilares? para la composición química de la eyecta de supernova. La contaminación de la luz de las galaxias o el enrojecimiento de los objetos debido al polvo pueden provocar cambios en las pendientes de la emisión continua.

El resultado de las supernovas distantes de que la expansión del universo no se está desacelerando sino que de hecho se acelera es ciertamente sorprendente. Deberíamos responder a la pregunta obvia de cuán seguro es este resultado. Hay algunas otras posibles explicaciones para la debilidad de las supernovas distantes. Son una evolución intrínseca del brillo máximo de las supernovas, polvo no reconocido o lentes gravitacionales. La evolución ha supuesto la caída de todos los indicadores de distancia propuestos anteriormente. Tomemos, por ejemplo, las galaxias regulares. Mirar hacia atrás durante varios 10 9 años significa que una galaxia está compuesta de estrellas, que en promedio son más jóvenes que las que se encuentran actualmente en nuestra Vía Láctea. Dado que una galaxia con estrellas jóvenes tiene una fracción mayor de estrellas masivas de vida corta, que son más brillantes y azules, cambiará su luminosidad con el tiempo. ¿Podrían las supernovas de tipo Ia sufrir también efectos evolutivos? A primera vista, tal evolución es menos probable. Según los modelos actuales son explosiones de estrellas, que siempre terminan en la misma configuración, una enana blanca en el límite de Chandrasekhar. Sin embargo, aunque la bomba siempre tiene la misma masa, su composición puede variar ligeramente. La combustión explosiva de carbono en una enana blanca depende de la mezcla de carbono y oxígeno. Uno podría imaginar que las supernovas distantes han tenido una composición química diferente en la explosión que sus contrapartes cercanas. Además, la evolución estelar predice que las enanas blancas más jóvenes son descendientes de estrellas predominantemente más masivas. Por lo tanto, la población madre de las supernovas distantes podría ser diferente de la observada en las cercanías. A diferencia de las supernovas cercanas, no podemos usar la ley de expansión lineal para verificar la consistencia. Lo que se ha intentado en los últimos años es asegurarse de que los objetos distantes tengan el mismo aspecto que los cercanos. Este programa aún está en marcha, pero los primeros resultados ya están disponibles. Los espectros observados de las dos poblaciones son hasta ahora indistinguibles (Figura 5). Además, hay una forma de curva de luz muy característica con un segundo máximo de supernovas de tipo Ia en el infrarrojo cercano, que hasta ahora también se ha observado para las supernovas distantes. Por otro lado, parece haber una tendencia a colores más azules para las supernovas distantes, lo que, si se confirma, puede insinuar una evolución.

El polvo interestelar también atenúa los objetos astronómicos. El polvo galáctico distribuido en el plano de la Vía Láctea es la razón por la que no podemos observar el Centro Galáctico con luz óptica. Pero el polvo galáctico no solo atenúa los objetos, también dispersa preferiblemente la luz azul y hace que los objetos parezcan más rojos. Si se conoce el color intrínseco de un objeto, la luz observada se puede corregir de acuerdo con la ley de absorción galáctica. La evolución del color de las supernovas de tipo Ia es de hecho muy uniforme y, al obtener siempre información de color para las supernovas distantes, podemos verificar si hay polvo y corregir el brillo, si es necesario. Pero no hay nada que diga que el polvo galáctico sea representativo en todo el universo. Por ejemplo, las partículas de polvo más grandes se dispersan de manera diferente, por lo que las supernovas seguirían atenuándose pero no tan enrojecidas. El año pasado se llevaron a cabo programas de observación para comprobar esta posibilidad y actualmente se están analizando.

A lo largo del camino de la luz de cualquier objeto distante se encuentran otros objetos masivos. Las galaxias de fondo están distorsionadas por los pozos potenciales a través de los cuales debe viajar la luz y las galaxias se estiran en grandes arcos, que se observan regularmente en cúmulos masivos de galaxias. Otro efecto de la lente gravitacional es la amplificación o desamplificación de la luz. Resulta que los objetos distantes están en promedio desamplificados, es decir, estadísticamente parecen más débiles. Esta sería una explicación obvia de la penumbra de las supernovas distantes. Sin embargo, el efecto no es lo suficientemente grande, incluso si toda la masa se concentra en objetos compactos, y no puede explicar las supernovas distantes. Este resultado se basa en cálculos de modelos, ya que este es el único efecto que no se puede observar con la luz de la supernova en sí.

Hay una firma, que probaría casi sin ambigüedades que el universo se ha acelerado más de la mitad de su edad. Esta es la desaceleración durante las primeras fases de la expansión. La constante cosmológica no cambia con el tiempo, pero dado que la densidad disminuye, la acción gravitacional debería haber sido mucho mayor durante los primeros 10 9 años. En la Figura 2 esto se muestra como una evolución no monótona. El rango de corrimiento al rojo crítico es de alrededor de z = 1.2, un rango que hasta ahora no ha sido explorado por las observaciones. Esto está ampliando las capacidades actuales de cualquier telescopio existente. Las supernovas se vuelven extremadamente débiles y debido al corrimiento al rojo deben observarse en longitudes de onda del infrarrojo cercano, donde el cielo nocturno es mucho más brillante que en el óptico. Sin embargo, las próximas campañas de observación apuntarán exactamente a este rango de corrimiento al rojo para probar si la aceleración de la expansión universal es de hecho la interpretación correcta de la oscuridad de las supernovas distantes.

Existe un gran problema con la constante cosmológica. En las teorías modernas de partículas se asocia con la energía del vacío, pero estas teorías también predicen un valor para la energía del vacío que se desvía en más de 50 órdenes de magnitudes de las observaciones cosmológicas. Aunque esto ha sido un problema desde el principio, las mediciones de las supernovas han agravado este problema, al requerir una constante cosmológica distinta de cero pero pequeña (& lt1). Por estas razones, muchos teóricos están a favor de los modelos de quintaesencia. Pero esto requiere la introducción de un nuevo campo de partículas y los potenciales correspondientes, que deben ajustarse para tener una acción como la observada.

Pero hay más en el horizonte. Para distinguir entre una constante cosmológica y la quintaesencia, debe comprobarse la variabilidad temporal de la aceleración. Rastrear las distancias de las supernovas en detalle puede hacer esto. Se necesita una gran muestra de supernovas con un corrimiento al rojo de aproximadamente z = 1,5. Ya se han hecho propuestas para obtener tales muestras.

Las supernovas de tipo Ia, junto con los resultados recientes sobre el fondo cósmico de microondas y las masas de cúmulos de galaxias, son consistentes con un universo plano, en el que alrededor del 30% es materia gravitante y el 70% es aportado por? Energía oscura? (constante cosmológica o quintaesencia). Solo alrededor del 5% de la energía total proviene de la materia bariónica. Otro 5% puede ser aportado por neutrinos masivos.

Las opiniones de los cosmólogos actualmente van desde visiones de? Cosmología de precisión? a las preocupaciones sobre el hecho de que tenemos que agregar nuevos componentes al universo para los que actualmente no tenemos ninguna explicación. Esto no es necesariamente una contradicción. A los observadores se les han proporcionado herramientas durante la última década, que les permiten sondear muchas de las cuestiones cosmológicas con mucho más detalle y con mucha mayor precisión. Por otro lado, estos nuevos resultados han demostrado que nuestra imagen del universo estaba incompleta y necesitará un mayor escrutinio.

Bahcall, N., Ostriker, J., Perlmutter, S. y Steinhardt, P. 1999, Science, 284, 1481

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Ostriker, J. y Steinhardt, P .. 2001, Scientific American, 284, 36

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Las ondas gravitacionales podrían resolver el dilema de la constante de Hubble

Analizando ondas en el tejido del espacio y el tiempo creado por pares de estrellas muertas pronto puede resolver un misterio cósmico que rodea la rapidez con que se expande el universo, si los científicos tienen suerte.

Ese es el veredicto de un nuevo estudio, que también puede arrojar luz sobre el destino final del universo, dijeron los investigadores que trabajaron en él.

El cosmos ha seguido expandiéndose desde su nacimiento hace unos 13.800 millones de años. Midiendo la tasa actual de expansión del universo, conocida como la Constante de Hubble, los científicos pueden deducir la edad del cosmos y detalles de su estado actual. Incluso pueden usar el número para intentar aprender el destino del universo, como si se expandirá para siempre, colapsará sobre sí misma o se desgarrará por completo.

Los científicos utilizan dos métodos principales para medir la constante de Hubble. Uno implica monitorear objetos cercanos cuyas propiedades los científicos comprenden bien, como las explosiones estelares conocidas como supernovas y estrellas pulsantes conocidas como Variables cefeidas, para estimar sus distancias y luego deducir la tasa de expansión del universo. El otro se centra en el fondo cósmico de microondas, la radiación sobrante del Big Bang, y examina cómo ha cambiado con el tiempo para calcular qué tan rápido se ha expandido el cosmos.

Sin embargo, este par de técnicas ha dado como resultado dos resultados diferentes para el valor de la constante de Hubble. Los datos del fondo cósmico de microondas sugieren que el universo se está expandiendo actualmente a una velocidad de aproximadamente 41,6 millas (67 kilómetros) por segundo cada 3,26 millones de años luz, mientras que los datos de supernovas y cefeidas en el universo cercano sugieren una velocidad de aproximadamente 45,3 millas ( 73 km) por segundo cada 3,26 millones de años luz.

Esta discrepancia sugiere que el modelo cosmológico estándar —la comprensión de los científicos de la estructura y la historia del universo— podría estar equivocado. Resolviendo este debate, conocido como el Conflicto constante del Hubble, podría arrojar luz sobre la evolución y el destino final del cosmos.

En el nuevo estudio, los físicos sugieren que los datos futuros de las ondas en la estructura del espacio y el tiempo conocidas como ondas gravitacionales podrían ayudar a romper este punto muerto. "El conflicto constante del Hubble, el mayor indicio que tenemos de que nuestro modelo del universo está incompleto, se puede resolver en cinco a 10 años", dijo a Space.com el autor principal del estudio, Stephen Feeney, astrofísico del Instituto Flatiron en Nueva York.

Según Einstein teoría de la relatividad general, la gravedad resulta de cómo la masa distorsiona el espacio-tiempo. Cuando cualquier objeto con masa se mueve, debería producir ondas gravitacionales que se disparan a la velocidad de la luz, estirando y comprimiendo el espacio-tiempo a lo largo del camino.

Las ondas gravitacionales son extraordinariamente débiles, y solo en 2016 los científicos detectaron la primera evidencia directa de ellas. En 2017, los científicos también detectaron ondas gravitacionales de estrellas de neutrones en colisión, remanentes de estrellas que perecieron en explosiones catastróficas conocidas como supernovas. Si los restos de una estrella no son lo suficientemente masivos como para colapsar y convertirse en agujeros negros, en su lugar terminarán como una estrella de neutrones, llamada así porque su atracción gravitacional es lo suficientemente fuerte como para aplastar protones junto con electrones para formar neutrones.

A diferencia de los agujeros negros, las estrellas de neutrones emiten luz visible, al igual que sus colisiones. Las ondas gravitacionales de estas fusiones, denominadas "sirenas estándar", ayudarán a los científicos a determinar su distancia a la Tierra, mientras que la luz de estas colisiones ayudará a determinar la velocidad a la que se movían en relación con la Tierra. Luego, los investigadores pueden usar estos dos conjuntos de datos para calcular la constante de Hubble. Según Feeney y sus colegas, analizar los choques entre aproximadamente 50 pares de estrellas de neutrones en los próximos cinco a 10 años puede producir suficientes datos para determinar la mejor medición hasta ahora de la constante de Hubble.

Sin embargo, esa estimación depende de la frecuencia con la que ocurren las colisiones de estrellas de neutrones. "Existe una incertidumbre considerable en la tasa de fusiones de estrellas de neutrones — we have, after all, only seen one to date," Feeney said. "If we were very lucky to see that one, and mergers are actually much rarer than we think, then observing the number of mergers needed to explain the Hubble constant conflict could take longer than we stated in our work."

Gravitational waves may end up supporting one value for the Hubble constant over the other, but they may also determine a new third value for the Hubble constant, Feeney said. If this happens, it might lead to new insights regarding the behavior of supernovas, Cepheids or neutron stars, he added.

The scientists detailed their findings online Feb. 14 in the journal Physical Review Letters.


The Institute for Creation Research

Big Bang scientists are wrestling with &ldquoserious&rdquo contradictory estimates for the size of the Hubble constant&mdashone of the most important numbers in cosmology. 1,2 The Hubble constant, indicated by the symbol H0, is important because it&rsquos thought to give the current expansion rate of the universe. It indicates the speed at which galaxies are apparently receding from one another. This apparent speed increases with increasing distance and is expressed in units of speed per distance (kilometers per second, per megaparsec, or km/sec per Mpc).

At a recent meeting of the American Astronomical Society, astrophysicist and Nobel laureate Adam Reiss discussed how estimates of the Hubble constant, derived from brightness measurements of a special class of supernova, contradicted estimates obtained from a Big Bang interpretation of the cosmic microwave background radiation (CMBR).

Estimates of H0 obtained from supernova data tend to be around 73 km/sec per Mpc, but estimates obtained by analyzing patterns in the CMBR yield estimates of around 67 km/sec per Mpc. 1 This discrepancy is not new ICR reported on it almost two years ago. 3 Big Bang scientists had hoped that improved measurements would remove this discrepancy, but that has not been the case. Now the discrepancy seems even más likely to be real.

Of the two methods used to estimate H0, the one employing the CMBR is most problematic secular scientists assume that the CMBR is an &ldquoafterglow&rdquo from a time about 400,000 years after the Big Bang, and then they find the values for a series of parameters that give the overall best fit to this interpretation of the data. Obviously, if the Big Bang is wrong, then the parameters were forced to fit an erroneous model, and the estimate for H0 is meaningless.

The supernova method is more direct, but even it includes subtle assumptions which may or may not be correct. 4 For instance, respected cosmologist George Ellis pointed out that the apparent acceleration of the universe&rsquos expansion rate could actually be the result of non-uniform distributions of matter and energy. 5 It is of interest to note that Adam Reiss received his Nobel Prize for &ldquodiscovering&rdquo an accelerating universe, which, according to Ellis, could be the result of a misinterpretation of the data!

This is just the latest of many serious problems with the Big Bang model. 6-9 Yet Big Bang proponents never seem to be fazed by them. Instead, they optimistically propose ad hoc laws of physics to explain the discrepancies&mdasheven though there is no observational evidence for these laws. Physics students can only imagine how much easier their assigned problems would be if they were free to invoke, as do secular cosmologists, new laws of physics whenever it suits them!

The fact that the scientific case for the Big Bang is in tatters should not be surprising. The Big Bang model cannot be correct, because it contradicts at multiple points the eyewitness account of the universe&rsquos creation given to us by the Creator Himself, who never lies, and who never makes mistakes.


Does the accelerating expansion of the Universe contradict Hubble's law? - Astronomía

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So what is dark energy? Well, the simple answer is that we don't know. It seems to contradict many of our understandings about the way the universe works.

We all know that light waves, also called radiation, carry energy. You feel that energy the moment you step outside on a hot summer day.

Einstein's famous equation, E = mc 2 , teaches us that matter and energy are interchangeable, merely different forms of the same thing. We have a giant example of that in our sky: the Sun. The Sun is powered by the conversion of mass to energy.

Something from Nothing

But energy is supposed to have a source &mdash either matter or radiation. The notion here is that space, even when devoid of all matter and radiation, has a residual energy. That "energy of space," when considered on a cosmic scale, leads to a force that increases the expansion of the universe.

Perhaps dark energy results from weird behavior on scales smaller than atoms. The physics of the very small, called quantum mechanics, allows energy and matter to appear out of nothingness, although only for the tiniest instant. The constant brief appearance and disappearance of matter could be giving energy to otherwise empty space.

It could be that dark energy creates a new, fundamental force in the universe, something that only starts to show an effect when the universe reaches a certain size. Scientific theories allow for the possibility of such forces. The force might even be temporary, causing the universe to accelerate for some billions of years before it weakens and essentially disappears.

Or perhaps the answer lies within another long-standing unsolved problem, how to reconcile the physics of the large with the physics of the very small. Einstein's theory of gravity, called general relativity, can explain everything from the movements of planets to the physics of black holes, but it simply doesn't seem to apply on the scale of the particles that make up atoms. To predict how particles will behave, we need the theory of quantum mechanics. Quantum mechanics explains the way particles function, but it simply doesn't apply on any scale larger than an atom. The elusive solution for combining the two theories might yield a natural explanation for dark energy.

Stranger and Stranger

We do know this: Since space is everywhere, this dark energy force is everywhere, and its effects increase as space expands. In contrast, gravity's force is stronger when things are close together and weaker when they are far apart. Because gravity is weakening with the expansion of space, dark energy now makes up over 2/3 of all the energy in the universe.

It sounds rather strange that we have no firm idea about what makes up 74% of the universe. It's as though we had explored all the land on the planet Earth and never in all our travels encountered an ocean. But now that we've caught sight of the waves, we want to know what this huge, strange, powerful entity really is.

The strangeness of dark energy is thrilling.

It shows scientists that there is a gap in our knowledge that needs to be filled, beckoning the way toward an unexplored realm of physics. We have before us the evidence that the cosmos may be configured vastly differently than we imagine. Dark energy both signals that we still have a great deal to learn, and shows us that we stand poised for another great leap in our understanding of the universe.


Planet Facts

It was the Astronomer Edwin Hubble that was able to describe in numerical terms at which the rate of the universe is expanding, this is known as the Hubble’s Law. In 1929, he was able to observe that almost all galaxies seemed to be moving away from the Earth. This is illustrated in mathematical terms as:

Where H is the Hubble’s constant, v refers to galaxy’s radial outward velocity or speed and d is the distance from the Earth. Based on this relationship, the farther the galaxy, the faster it is moving away from Earth. It is not easy to determine the exact value of Hubble constant. This is because the two quantities required are difficult to measure especially the exact distance of a galaxy from the Earth. The current value of this constant as calculated by Edwin Hubble as 500 km/s/Mpc or 500 kilometer per second per megaparsec.

Hubble’s Law is very important in astronomy and cosmology. It was the first concrete support for Einstein’s theory of Relativity being applied to the universe. The determined value of Hubble’s constant can be used to estimate an age of the universe. It also helps validate theories of Dark matter and Dark energy. A recent discovery in 1998 revealed that the expansion of the universe is accelerating.


Analyzing the Universe - Course Wiki:Hubble's Law and the Constant That Bears His Name

To begin with, we notice that if we take r/v where r is a distance, and v is a velocity, we end up with a time. For instance, if Boston is 520 kilometers away, and we travel at 130 km/hr, we would take 4 hours to get there. (Assuming we don't get stopped for a speeding ticket!) So, using Hubble's Law, we see the time it would take for all the expanding components of the Universe to come back to the "origin", if they were moving at a constant speed (which they are no). In this scenario, $frac = t_0 = frac<1>$. We immediately notice that the units for the Hubble constant are like no other physical constant we have come across thus far. The units are strange in the sense that you have dimensions of $frac$, where length 1 is in km and length 2 is in Mpc (Mega-parsecs). However, if we convert the units of either length 1 or 2 into the units of the other length, we are left with units of inverse time for the Hubble constant. Taking the reciprocal of this gives us the "Hubble Time", which is indeed a good order of magnitude indicator of the universe's "age". (Or at least, the time that has elapsed since the Big Bang).

Let's find the Hubble time!

Again we are solving for the Hubble time under the condition that our Hubble constant is defined as follows:

To transform the Hubble constant into strictly an inverse age in terms of $years^<-1>$, we treat the units of $H_0$ as a velocity (km/sec) divided by a length (Mpc). We can convert the velocity term of 71 km/sec into units of Mpc/year thus:

Substituting into Eq. 1, we see that the Mpc cancels in the numerator and denominator, leaving us with $years^<-1>$. Lastly, we take the reciprocal of this value from Eq.(2) to determine the Hubble time.

(Note: in the US, a billion is $10^9$).

Final Thoughts: You might find it interesting to think about how the Hubble time compares to the actual expansion age in a universe that is accelerating, instead of having the constant velocity we assume here. This will not be on the quiz, but it is an non-trivial line of thought that might foster an interesting forum discussion!

2014 Rutgers, The State University of New Jersey
Department of Physics & Astronomy, 136 Frelinghuysen Rd, Piscataway, NJ 08854
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AST - Astronomy

This is a first-year astronomy laboratory course designed to introduce and explore the field of astronomy. We will discuss current hot topics throughout astronomy, and explore data from observatories including Wayne State’s robotic Zowada Observatory, as well as NASA missions. It is intended for astronomy majors and minors or those considering an astronomy major or minor. Offered Yearly.

AST 2010 Descriptive Astronomy Cr. 4

Satisfies General Education Requirement: Natural Scientific Inquiry, Physical Sciences

Lecture course that introduces the concepts and methods of modern astronomy, the solar system, stars, galaxies, and cosmology recent discoveries about planets, moons, the sun, pulsars, quasars, and black holes. Meets General Education Laboratory requirement only when taken with Coreq: AST 2011. Offered Every Term.

AST 2011 Descriptive Astronomy Laboratory Cr. 1

Laboratory exercises and observations includes two late evening viewing sessions. Satisfies General Education Laboratory requirement when taken concurrently with AST 2010. Offered Every Term.

Prerequisite: (AST 2010 (may be taken concurrently) with a minimum grade of C or AST 5010 (may be taken concurrently) with a minimum grade of C) or PHY 5010 (may be taken concurrently) with a minimum grade of C

Course Material Fees: $25

AST 4100 Astronomical Techniques Cr. 3

Techniques of modern astrophysics. Detectors used in astronomy for optical and infrared photons, radio and microwaves, X- and gamma rays, and neutrinos. Techniques in imaging, photometry, spectroscopy, astrometry, polarimetry, and for analyzing public data available on the web. Offered Fall.

Prerequisites: PHY 2180 with a minimum grade of C- and PHY 2181 with a minimum grade of C-

Restriction(s): Enrollment is limited to Undergraduate level students.

AST 4200 Astronomical Laboratory Cr. 2

Satisfies General Education Requirement: Writing Intensive Competency

Introduction to laboratory techniques of modern astrophysics. Optical astronomy, including measurement of the quantum efficiency of a CCD-based astronomical digital camera measurement of the throughput as a function of wavelength of a set of standard astronomical filters measurement of the HR diagram of a star cluster using the calibrated camera and filters. Offered Fall.

Prerequisites: AST 4100 with a minimum grade of D-

Course Material Fees: $25

AST 4300 Planetary Astronomy and Space Science Cr. 3

Formation and evolution of the solar system: planetary surfaces, interiors, atmospheres, and magnetospheres asteroids, comets, planetary satellites, and ring systems. Emphasis on using basic physics to understand observed properties of the solar system. Offered Winter.

Prerequisites: PHY 2180 with a minimum grade of C- and PHY 2181 with a minimum grade of C-

AST 5010 Astrophysics and Stellar Astronomy Cr. 3

Electromagnetic radiation and matter solar characteristics stellar distances magnitudes spectral classification celestial mechanics binary stars stellar motions, structure and evolution compact and variable stars Milky Way Galaxy and interstellar medium galaxies and clusters of galaxies quasars Hubble's Law cosmology. Offered Every Other Winter.

Prerequisites: (PHY 2140 with a minimum grade of C- or PHY 2180 with a minimum grade of C-) and MAT 2010-6XXX with a minimum grade of C-

AST 5100 Galaxies and the Universe Cr. 3

Exploration of the world of galaxies, starting with the Milky Way and moving outward to larger scales. Basic properties of galaxies: galaxy classification, structure, evolution, observations of Active Galactic Nuclei (AGN), Quasar, and Seyfert galaxies. Discovery of dark matter and black holes. Cosmology: origins of the universe in a hot big bang its expansion history including recent evidence that the cosmic expansion is accelerating the cosmic microwave background, and the ultimate fate of the universe. Capstone course for astronomy majors. Offered Winter.

Prerequisites: PHY 3300 with a minimum grade of C-

AST 6080 Survey of Astrophysics Cr. 3

This course provides an introduction to high-energy astrophysics with a focus on X-ray astronomy. We will cover the physics of X-ray emission and absorption in an astrophysical context, as well as discussing observational techniques used to detect X-rays. Bright X-ray emitting objects are some of the most extreme in the universe, and we will discuss objects including neutron stars, black holes, cataclysmic variables, supernovae and supernovae remnants, and galaxy clusters. Offered Every Other Year.


Universe Not Accelerating? New Battle Over Supernova Results

In 1998, the two leading independent collaborations working to measure distant supernovae in the Universe reported the same bizarre findings: they seemed to indicate that the Universe was accelerating. The only way to explain how distant these lights appeared was if the fabric of space was expanding at a rate that wasn't decreasing like we'd expect, and if the most distant galaxies were receding faster and faster, despite the pull of gravity. Over the next 13 years, the evidence grew stronger and stronger for this picture, and in 2011 three pioneers in the field were awarded the Nobel Prize. And then, just last week, a new study came out alleging that the supernova evidence for this picture was marginal at best. The study concludes that perhaps the Universe hasn't been accelerating, after all.

But is that fair and correct? Certainly the news reports are claiming it is, but what does the science say? Let's start with what the supernova data is, and what it's told us so far.

When you observe another galaxy, what you're seeing is a whole lot of light spread out over a certain area: an extended object. This is because, even at the greatest of cosmic distances, all the stars spread out across the thousands upon thousands of light years don't appear as a single point of light to our telescopes, but rather as a structure of a particular, resolvable size. But when a supernova goes off in a galaxy, that does appear as a single point, and it can shine nearly as bright as the rest of the galaxy for the few weeks it's at its brightest.

One class of supernova is a Type Ia, which originates from a pre-existing white dwarf star. This species of supernova has a few universal properties, meaning that when we observe one, we can use what we measure to figure out how far away it has to be. If we can also measure its redshift -- or how fast it appears to be receding from us -- those two pieces of information together allow us to constrain how the Universe is expanding.

There's a unique set of combinations for how distances and redshifts behave over time that's determined by what's in your Universe. And if you know what's in your Universe and how it's expanded over time, you can predict how it's going to expand for the rest of eternity, far into the future.

As with any set of measurements, there are going to be some uncertainties. It's true that the more supernovae you have, the smaller those uncertainties get. But it's also true that there are other uncertainties that don't get smaller with better statistics: how truly universal those light-curves are and how well you fit them the "stretch" of the data the color-correction of the data how extinction (or light-blocking) from dust plays a role and so on. At the end of it all, you should be able to plot where your data points are and which models of the expanding Universe they are (and aren't) consistent with.

This has been done for years, of course. But most of the time that it's done, the people doing the analysis are doing two things:

Oftentimes, it takes fresh eyes to approach a problem differently from how everyone else is approaching it. In their Informes científicos paper out just a few days ago, scientists Nielsen, Guffanti and Sarkar -- all of whom don't specialize in supernova studies -- did exactly that. Here's what their results indicate.

The y-axis indicates the percentage of Universe that's made of dark energy the x-axis the percentage that's matter, normal and dark combined. The authors emphasize that while the best fit for the data does support the accepted model -- a Universe that's roughly 2/3 dark energy and 1/3 matter -- the red contours, representing 1 σ , 2 σ , and 3 σ confidence levels, aren't overwhelmingly compelling. As Subir Sarkar says,

We analysed the latest catalogue of 740 Type Ia supernovae - over 10 times bigger than the original samples on which the discovery claim was based - and found that the evidence for accelerated expansion is, at most, what physicists call '3 sigma'. This is far short of the '5 sigma' standard required to claim a discovery of fundamental significance.

Subir Sarkar is right. but he's also wrong in a colossal way. If the solo thing you knew about the Universe was that we had this supernova data, we wouldn't be able to get this far. But we also assume that General Relativity is correct, that Hubble's Law is valid and that these supernovae are good distance indicators for how the Universe expands. Nielsen, Guffanti and Sarkar have no problems with those assumptions. So why not use the other basic pieces of information that we know, like the fact that the Universe contains matter. Yes, the 0-value on the x-axis is ruled out because the Universe contains matter. In fact, we've measured how much matter the Universe has, and it's around 30%. Even in 1998, that value was known to a certain precision: it couldn't be less than about 14% or more than about 50%. So right away, we can place stronger constraints.

In addition, as soon as the first WMAP data came back, of the Cosmic Microwave Background, we recognized that the Universe was almost perfectly spatially flat. That means that the two numbers -- the one on the y-axis and the one on the x-axis -- have to add up to 1. This information from WMAP first came to our attention in 2003, even though other experiments like COBE, BOOMERanG and MAXIMA had hinted at it. If we add that extra flatness in, the "wiggle room" goes way, way down.

In fact, this crudely hand-drawn map I've made matches almost exactly the modern joint analysis of the three major sources of data, which includes supernovae.

There actually es a nice result from this paper: it perhaps will cause a rethink of the standard likelihood analysis used by teams analyzing supernova data. It also shows just how incredible our data is: even with using none of our knowledge about the matter in the Universe or the flatness of space, we can still arrive at a better-than-3 σ result supporting an accelerating Universe. But it also underscores something else that's far more important. Even if all of the supernova data were thrown out and ignored, we have more than enough evidence at present to be extremely confident that the Universe is accelerating, and made of about 2/3 dark energy.

Quite excited about this paper's findings, Sarkar said, " Naturally, a lot of work will be necessary to convince the physics community of this, but our work serves to demonstrate that a key pillar of the standard cosmological model is rather shaky." On it's own, absolutely. But in tandem with the full suite of data available, or even just two key pieces that he was happy to ignore? Not a chance. Dark energy and the accelerating Universe is here to stay, and it's going to take a lot more than an improved likelihood analysis to change that.

Update (12:00 PM): Supernova researcher Dan Scolnic (along with Adam Riess) weighs in on the Nielsen, Guffanti and Sarkar paper over at Scientific American, and point out that one of the new "additions" they make in their likelihood analysis is to treat every supernova the same. According to Scolnic, this ignores the known fact that " supernovae we see evolve in their light curve properties and their selection effects are different at higher redshifts." If you include that information, their analysis would give better than a 4-sigma result (>99.99% confidence), rather than a 3-sigma (99.7% confidence) result.


Hubble Confirms Cosmic Acceleration with Weak Lensing

Need more evidence that the expansion of the Universe is accelerating? Just look to the Hubble Space Telescope. An international team of astronomers has indeed confirmed that the expansion of the universe is accelerating. The team, led by Tim Schrabback of the Leiden Observatory, conducted an intensive study of over 446,000 galaxies within the COSMOS (Cosmological Evolution Survey) field, the result of the largest survey ever conducted with Hubble. In making the COSMOS survey, Hubble photographed 575 slightly overlapping views of the same part of the Universe using the Advanced Camera for Surveys (ACS) onboard the orbiting telescope. It took nearly 1,000 hours of observations.

In addition to the Hubble data, researchers used redshift data from ground-based telescopes to assign distances to 194,000 of the galaxies surveyed (out to a redshift of 5). “The sheer number of galaxies included in this type of analysis is unprecedented, but more important is the wealth of information we could obtain about the invisible structures in the Universe from this exceptional dataset,” said co-author Patrick Simon from Edinburgh University.

In particular, the astronomers could “weigh” the large-scale matter distribution in space over large distances. To do this, they made use of the fact that this information is encoded in the distorted shapes of distant galaxies, a phenomenon referred to as weak gravitational lensing. Using complex algorithms, the team led by Schrabback has improved the standard method and obtained galaxy shape measurements to an unprecedented precision. The results of the study will be published in an upcoming issue of Astronomy and Astrophysics.

The meticulousness and scale of this study enables an independent confirmation that the expansion of the Universe is accelerated by an additional, mysterious component named dark energy. A handful of other such independent confirmations exist. Scientists need to know how the formation of clumps of matter evolved in the history of the Universe to determine how the gravitational force, which holds matter together, and dark energy, which pulls it apart by accelerating the expansion of the Universe, have affected them. “Dark energy affects our measurements for two reasons. First, when it is present, galaxy clusters grow more slowly, and secondly, it changes the way the Universe expands, leading to more distant — and more efficiently lensed — galaxies. Our analysis is sensitive to both effects,” says co-author Benjamin Joachimi from the University of Bonn. “Our study also provides an additional confirmation for Einstein’s theory of general relativity, which predicts how the lensing signal depends on redshift,” adds co-investigator Martin Kilbinger from the Institut d’Astrophysique de Paris and the Excellence Cluster Universe.

The large number of galaxies included in this study, along with information on their redshifts is leading to a clearer map of how, exactly, part of the Universe is laid out it helps us see its galactic inhabitants and how they are distributed. “With more accurate information about the distances to the galaxies, we can measure the distribution of the matter between them and us more accurately,” notes co-investigator Jan Hartlap from the University of Bonn. “Before, most of the studies were done in 2D, like taking a chest X-ray. Our study is more like a 3D reconstruction of the skeleton from a CT scan. On top of that, we are able to watch the skeleton of dark matter mature from the Universe’s youth to the present,” comments William High from Harvard University, another co-author.

The astronomers specifically chose the COSMOS survey because it is thought to be a representative sample of the Universe. With thorough studies such as the one led by Schrabback, astronomers will one day be able to apply their technique to wider areas of the sky, forming a clearer picture of what is truly out there.

Paper: Schrabback et al., ‘Evidence for the accelerated expansion of the Universe from weak lensing tomography with COSMOS’, Astronomy and Astrophysics, March 2010,


Ver el vídeo: Los tipos de Galaxias y sus evoluciones en el Universo - El Cosmos (Septiembre 2022).