Die Expansion oder Kontraktion des Universums hängt von seinem Inhalt und seiner Vergangenheit ab. Bei genügend Materie verlangsamt sich die Expansion oder wird sogar zu einer Kontraktion. Auf der anderen Seite treibt die dunkle Energie das Universum in Richtung zunehmender Expansionsraten. Die aktuelle Expansionsrate wird normalerweise als Hubble-Konstante ausgedrückt (in Einheiten von Kilometern pro Sekunde pro Megaparsec oder nur pro Sekunde).Hubble fand heraus, dass das Universum nicht statisch war, sondern sich ausdehnte!

Historischer Überblick

In den 1920er Jahren entdeckte Edwin Hubble mit dem neu konstruierten 100 „-Teleskop am MountWilson Observatory variable Sterne in mehreren Nebeln. Nebel sind diffuse Objekte, deren Natur in der astronomischen Gemeinschaft hitzig diskutiert wurde: Waren sieinterstellare Wolken in unserer eigenen Milchstraße oder ganze Galaxien außerhalb unserer Galaxie?Dies war eine schwierige Frage zu beantworten, da es notorisch schwierig ist, die Entfernung zu den meisten astronomischen Körpern zu messen, da es keinen Bezugspunkt für einen Vergleich gibt.Hubbles Entdeckung war revolutionär, weil diese variablen Sterne ein charakteristisches Muster hatten, das einer Klasse von Sternen ähnelt, die Cepheidenvariablen genannt werden. Zuvor hatte Henrietta Levitt, Teil einer Gruppe weiblicher Astronomen, die am Harvard College Observatory arbeiten, gezeigt, dass es eine enge Korrelation zwischen der Periode eines variablen Cepheidensterns und seiner Leuchtkraft (Eigenhelligkeit) gibt. Wenn man die Leuchtkraft einer Quelle kennt, ist es möglichmessen Sie die Entfernung zu dieser Quelle, indem Sie messen, wie hell sie uns erscheint: Je dunkler sie erscheint, desto weiter entfernt ist sie. Durch die Messung der Periode dieser Sterne (und damit ihrer Leuchtkraft) und ihrer scheinbaren Helligkeit konnte Hubble zeigen, dass diese Nebel keine Wolken in unserer eigenen Galaxie waren, sondern externe Galaxien weit über den Rand unserer eigenen Galaxie hinaus waren.

Hubbles zweite revolutionäre Entdeckung basierte auf dem Vergleich seiner Messungen der auf Kepheiden basierenden Galaxienabstandsbestimmungen mit Messungen der Relativgeschwindigkeiten dieser Galaxien. Er zeigte, dass sich weiter entfernte Galaxien schneller von uns entfernen:

v = Hod

wobei v die Geschwindigkeit ist, mit der sich eine Galaxie von uns entfernt, und d ihre Entfernung ist. Die Proportionalitätskonstante Ho wird jetzt Hubble-Konstante genannt. Die gebräuchlichste Einheit zur Messung der Entfernung zu nahegelegenen Galaxien heißt Megaparsec (Mpc), was 3,26 Millionen Lichtjahren oder 30.800.000.000.000.000.000 km entspricht! Die Einheiten der Hubble-Konstante sind also (km/s)/Mpc.

Diese Entdeckung markierte dasbeginn der Moderne der Kosmologie. Heute sind Cepheid-Variablen eine der bestenmethoden zur Messung von Entfernungen zu Galaxien und sind entscheidend für die Bestimmung der Expansionsrate (der Hubble-Konstante) und des Alters des Universums.

Was sind Cepheid-Variablen?

Die Struktur aller Sterne, einschließlich der Sonne und der variablen Cepheidensterne, wird durch die Opazität der Materie im Stern bestimmt. Wenn die Materie sehr undurchsichtig ist, dauert es lange, bis Photonen aus dem heißen Kern des Sterns diffundieren, und es können sich starke Temperatur- und Druckgradienten im Stern entwickeln. Wenn die Materie fast transparent ist, dannphotonen bewegen sich leicht durch den Stern und löschen jeden Temperaturgradienten. Cepheid-Sterne oszillieren zwischen zwei Zuständen: Wenn sich der Stern in seinem kompakten Zustand befindet, wird das Helium in einer Schicht seiner Atmosphäre einzeln ionisiert. Photonen streuen aus dem gebundenen Elektron in thesingly ionisierten Heliumatomen, so dass die Schicht sehr undurchsichtig ist und große Temperatur- und Druckgradienten über die Schicht aufbauen. Diese großen Drücke verursachen die Schicht (undder ganze Stern) dehnt sich aus. Wenn sich der Stern in seinem expandierten Zustand befindet, wird das Helium in der Schicht doppelt ionisiert, so dass die Schicht für Strahlung transparenter ist und ein viel schwächerer Druckgradient über die Schicht herrscht. Ohne den Druckgradienten, um den Stern gegen die Schwerkraft zu stützen, zieht sich die Schicht (und der ganze Stern) zusammen und der Stern kehrt in seinen komprimierten Zustand zurück.Cepheid variable Sterne haben Massen zwischen fünf und zwanzig Sonnenmassen. Die massereicheren Sterne sind leuchtender und haben ausgedehntere Hüllkurven. Da ihre Hüllkurven ausgedehnter sind und die Dichte in ihren Hüllkurven geringer ist, ist ihre Variabilitätsperiode, die proportional zur inversen Quadratwurzel der Dichte in der Schicht istlänger.

Textlink zur HST-Pressemitteilung, die dieses Bild beschreibt.

Schwierigkeiten bei der Verwendung von Cepheiden

Es gab eine Reihe von Schwierigkeiten bei der Verwendung von Cepheiden als Entfernungsindikatoren. Für einen Großteil des letzten Jahrhunderts verwendeten Astronomen Fotoplatten, um die Flüsse von Sternen zu messen. Die Platten waren sehr nichtlinear und erzeugten oft fehlerhafte Flussmessungen.Da massereiche Sterne kurzlebig sind, befinden sie sich immer in der Nähe ihrer staubigen Geburtsorte.Staub absorbiert Licht, insbesondere bei blauen Wellenlängen, bei denen die meisten fotografischen Bilder aufgenommen wurden, und wenn diese Staubabsorption nicht richtig korrigiert wird, kann dies zu fehlerhaften Beleuchtungsbestimmungen führen. Schließlich war es sehr schwierig, Cepheiden in nicht entfernter Entfernung vom Boden zu entdecken: Die schwankende Atmosphäre der Erde macht es unmöglich, diese Sterne vom diffusen Licht ihrer Wirtsgalaxien zu trennen.

Eine weitere historische Schwierigkeit bei der Verwendung von Cepheiden als Entfernungsindikatoren war das Problem, die Entfernung zu einer Stichprobe nahegelegener Cepheiden zu bestimmen. In den letzten Jahren haben Astronomen mehrere sehr zuverlässige und unabhängige Methoden zur Bestimmung der Entfernungen zur Großen Magellanschen Wolke (LMC) und zur Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) entwickelt, zwei der nahegelegenen Satellitengalaxien unserer eigenen Milchstraße. Da die LMC und SMC enthaltengroße Anzahl von Cepheiden, können sie verwendet werden, um die Entfernungsskala zu kalibrieren.

Jüngste Fortschritte

Technologische Fortschritte haben es Astronomen ermöglicht, eine Reihe von Schwierigkeiten der Vergangenheit zu überwinden. Detektoren namens CCDs (Charge Coupled Devices – wie sie in Digitalkameras verwendet werden) ermöglichten genaue Strahlungsflussmessungen. Diese Detektoren sind auch im Infrarot empfindlichwellenlängen. Staub ist bei diesen Wellenlängen viel transparenter. Durch die Messung von Flüssen bei mehreren Wellenlängen konnten Astronomen die Auswirkungen von Staub korrigieren und viel genauere Entfernungsbestimmungen vornehmen.Diese Fortschritte ermöglichten eine genauere Untersuchung der nahen Galaxien, die die“Lokale Gruppe“ von Galaxien bilden. Astronomen beobachteten Cepheiden sowohl in der metallreichen inneren Region der Andromeda-Galaxie als auch in ihrer metallarmen äußeren Region. (Für einen Astronomen ist ein“Metall“ jedes Element, das schwerer als Helium ist – das zweitleichteste Element in der Periodentabelle. Solche Elemente werden in Sternen produziert und schließlich in das interstellare Medium freigesetzt, wenn sich die Sterne entwickeln.) Diese Arbeit zeigte, dass die Eigenschaften von Steinpilzen nicht empfindlich von chemischen Häufigkeiten abhingen. Trotz dieser Fortschritte konnten Astronomen,begrenzt durch die Erdatmosphäre, nur die Entfernungen zu den nächstgelegenen Galaxien messen. Zusätzlich zu der Bewegung aufgrund der Expansion des Universums haben Galaxien aufgrund der Anziehungskraft ihrer Nachbarn“Relativbewegungen“. Wegen dieser „eigenartigen Bewegungen“ müssen Astronomen die Entfernungen zu entfernten Galaxien messen, damit sie die Hubble-Konstante bestimmen können.

Beim Versuch, tiefer in das Universum vorzudringen, haben Astronomen eine Reihe neuer Entwickelttechniken zur Bestimmung der relativen Entfernung zu Galaxien: diese unabhängigen relativen Entfernungsskalen stimmen jetzt besser als 10% zu. Zum Beispiel gibt es eine sehr enge Beziehung,die Tully-Fisher-Beziehung genannt wird, zwischen der Rotationsgeschwindigkeit einer Spiralgalaxie und ihrer Leuchtkraft. Astronomen fanden auch heraus, dass Typ-Ia-Supernova, von der angenommen wird, dass sie auf das explosive Verbrennen eines weißen Zwergsterns zurückzuführen ist, alle fast die gleiche maximale Leuchtkraft hatte.Ohne genaue Messungen der Entfernung zu einer großen Anzahl von Prototyp-Galaxien könnten Astronomen diese relativen Entfernungsmessungen jedoch nicht kalibrieren. So konnten sie die Hubble-Konstante genau bestimmen.

In den letzten Jahrzehnten haben führende Astronomen unter Verwendung verschiedener Daten Werte für die Hubble-Konstante gemeldet, die zwischen 50 (km / s) / Mpc und 100 (km / s) / Mpc schwankten.Die Lösung dieser Zwei-Faktor-Diskrepanz war eines der wichtigsten offenen Probleme in der Beobachtungskosmologie.

Hubble-Schlüsselprojekt

Das Schlüsselprojektprogramm skizzierte die Hauptziele des Hubble-Weltraumteleskops (HST). Eines der Hauptziele von HST war es, das Programm von EdwinHubble zur Messung von Entfernungen zu nahen Galaxien zu vervollständigen. Während das Hubble-Weltraumteleskop im Durchmesser mit dem Hubble-Teleskop auf dem Mount Wilson vergleichbar ist, hatte es den Vorteil, dass es sich über der Erdatmosphäre befand und sich dann am Stadtrand von Los Angeles befand. Die Reparatur des Hubble-Weltraumteleskops durch die NASA stellte seine Vision wieder herund ermöglichte das Schlüsselprojektprogramm. Die folgenden Fotos zeigen Vorher-Nachher-Bilder von M100, einer der nahe gelegenen Galaxien, die vom Key Project-Programm beobachtet wurden. Mit dem gefischten HST war es viel einfacher, einzelne helle Sterne in M100 zu erkennen, ein notwendiger Schritt bei der Untersuchung von Cepheidenvariablen. Das Projekt überprüfte auch, ob die Eigenschaften von XHEID-Variablen für die Sternzusammensetzung empfindlich sind.

HST-Bild von M100 vor und nach der Reparatur

Textlink zur HST-Pressemitteilung, die dieses Bild beschreibt.

Insgesamt versuchte das Key-Projekt, Entfernungen zu 20 nahe gelegenen Galaxien zu ermitteln. Mit dieser großen Stichprobe kalibrierte und überprüfte das Projekt eine Reihe der sekundären Entfernungsindikatoren. Da M100 uns nahe genug ist, dass seine eigenartige Bewegung eine signifikante Brechung seiner Hubble-Expansionsgeschwindigkeit darstellt, verwendete das Key-Projektteam relative Entfernungsindikatoren, um vom Virgo-Cluster, einem nahen Galaxienhaufen mit m100, auf den weiter entfernten Coma-Cluster zu extrapolieren und eine Messung der Hubble-Konstante von 70 (km / s) / Mpc mit einer Unsicherheit von 10% zu erhalten.

Die Schlüsselprojektbestimmung der Hubble-Konstante steht im Einklang mit einer Reihe vonunabhängigen Bemühungen zur Schätzung der Hubble-Konstante: eine statistische Synthese vong.F.R. Ellis und seine Mitarbeiter der veröffentlichten Literatur ergaben einen Wert zwischen 66 und 82 (km / sec) / Mpc. Es bestand jedoch immer noch kein vollständiger Konsens über den Wert der Hubble-Konstante.

WMAP und die Hubble-Konstante

Durch die Charakterisierung der detaillierten Struktur der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundfluktuationen hat WMAP die grundlegenden kosmologischen Parameter, einschließlich der Hubble-Konstante, genau bestimmt. Die derzeit beste direkte Messung der Hubble-Konstante beträgt 73,8 km / s / Mpc (geben oder nehmen 2,4 km / s / Mpc einschließlich zufälliger und systematischer Fehler), was einer Unsicherheit von 3% entspricht. Unter Verwendung von nur WMAP-Daten wird die Hubble-Konstante auf 70,0 km / s / Mpc (geben oder nehmen 2,2 km / s / Mpc) geschätzt, ebenfalls eine 3% -Messung. Dies setzt voraus, dass das Universum räumlich flach ist, was mit allen verfügbaren Daten übereinstimmt. Diese Messung ist völlig unabhängig von herkömmlichen Messungen mit Cepheidenvariablen und anderen Techniken. Wenn wir jedoch keine Ebenheit annehmen, können wir WMAP-Daten mit anderen kosmologischen Daten kombinieren, um 69,3 km / s / Mpc (geben oder nehmen 0,8 km / s / Mpc) zu erhalten, eine 1% ige Lösung, die verschiedene Arten von Messungen kombiniert. Nachdem festgestellt wurde, dass unabhängige Beobachtungen konsistente Ergebnisse liefern, ist es sinnvoll, Informationen zu kombinieren, um die beste Schätzung der Parameter zu erhalten.

Teile dieser Seite wurden aus dem Artikel „The age of the universe“, D.N.Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) und W. Freedman (Carnegie Observatories) adaptiert. Prok. Natl.Acad. Sci. In: USA, Vol. 94, S. 6579-6584, Juni 1997.

Weiterführende Literatur:

• Mehr zur Hubble-Konstante vom Space Telescope Science Instituteinschließlich Filmen.Freedman, Wendy L., „Die Expansionsrate und die Wissenschaft des Universums“,Scientific American, Nov. 1992.
• Osterbrock, D.E., Gwinn, J.A. & Brashear, R.S., „Hubble und das expandierende Universum“, Scientific American, Juli 1993.