de expansie of samentrekking van het universum hangt af van de inhoud en de geschiedenis van het universum. Met genoeg materie zal de expansie vertragen of zelfs een samentrekking worden. Aan de andere kant drijft donkere energie het universum naar toenemende expansiesnelheden. De huidige expansiesnelheid wordt meestal uitgedrukt als de Hubbleconstante (in eenheden van kilometer per seconde per Megaparsec, of gewoon per seconde).

Hubble ontdekte dat het universum niet statisch was, maar uitdijde!

historisch overzicht

in de jaren 1920 ontdekte Edwin Hubble met de nieuw gebouwde 100″ telescoop van het MountWilson Observatory variabele sterren in verschillende nevels. Nevels zijn diffuse objecten waarvan de natuur een onderwerp was van verhit debat in de astronomische gemeenschap: waren het interstellaire wolken in ons eigen melkwegstelsel, of hele sterrenstelsels buiten ons melkwegstelsel?Dit was een moeilijke vraag om te beantwoorden omdat het notoir moeilijk is om de afstand tot de meeste astronomische lichamen te meten omdat er geen referentiepunt voor vergelijking is.Hubble ‘ s ontdekking was revolutionair omdat deze veranderlijke sterren een karakteristiek patroon hadden dat leek op een klasse sterren die Cepheïde variabelen werden genoemd. Eerder had Henrietta Levitt,die deel uitmaakte van een groep vrouwelijke astronomen die aan het Harvard College Observatory werkten, aangetoond dat er een nauwe correlatie was tussen de periode van een Cepheïde variabele ster en zijn helderheid (intrinsieke helderheid). Door de helderheid van een bron te kennen is het mogelijk om de afstand tot die bron te meten door te meten hoe helder het voor ons lijkt: hoe dimmer het lijkt hoe verder weg het is. Dus door de periode van deze sterren (en dus hun helderheid) en hun schijnbare helderheid te meten, was Hubble in staat om aan te tonen dat deze nevel geen wolken waren in ons eigen Melkwegstelsel, maar externe melkwegstelsels waren ver buiten de rand van ons eigen Melkwegstelsel.Hubble ‘ s tweede revolutionaire ontdekking was gebaseerd op het vergelijken van zijn metingen van de pheid-gebaseerde afstandmetingen van sterrenstelsels met metingen van de relatieve snelheden van deze sterrenstelsels. Hij toonde aan dat verder verwijderde sterrenstelsels zich sneller van ons af bewogen:

v = Hod

waarbij v De snelheid is waarmee een melkwegstelsel van ons weg beweegt, en d de afstand is. De constant van proportionaliteit Ho wordt nu de Hubble-constante genoemd. De gemeenschappelijke eenheid van snelheid die wordt gebruikt om de snelheid van een sterrenstelsel te meten is km/sec, terwijl de meest gemeenschappelijke eenheid van voor het meten van de afstand tot nabijgelegen sterrenstelsels de Megaparsec (Mpc) wordt genoemd die gelijk is aan 3,26 miljoen lichtjaar of 30.800.000.000.000.000.000 km! Zo zijn de eenheden van de hubbleconstante (km / sec) / Mpc.

Deze ontdekking markeerde het begin van het moderne tijdperk van de kosmologie. Vandaag de dag blijven Cepheïde variabelen een van de beste methoden voor het meten van afstanden tot sterrenstelsels en zijn ze van vitaal belang voor het bepalen van de expansiesnelheid (de Hubble-constante) en de leeftijd van het heelal.

Wat zijn Cepheid-variabelen?

de structuur van alle sterren, met inbegrip van de zon en Cepheïde veranderlijke sterren, wordt bepaald door de ondoorzichtigheid van de materie in de ster. Als de materie zeer ondoorzichtig is, dan duurt het lang voordat fotonen uit de hete kern van de ster diffunderen, en sterke temperatuur-en drukgradiënten kunnen zich in de ster ontwikkelen. Als de zaak bijna transparant is, dan bewegen foto ‘ s gemakkelijk door de ster en wissen elke temperatuurgradiënt. Cepheïde sterren vallen tussen twee toestanden: wanneer de ster in zijn compacte staat is, wordt het helium in een laag van zijn atmosfeer afzonderlijk geïoniseerd. Fotonen verspreiden zich van het gebonden elektron in de sterk geïoniseerde heliumatomen, dus de laag is zeer ondoorzichtig en grote temperatuur-en drukgradiënten bouwen zich op over de laag. Deze grote druk zorgt ervoor dat de laag (ende hele ster) uitzet. Wanneer de ster in zijn geëxpandeerde staat is, wordt het helium in de laag dubbel geïoniseerd, zodat de laag transparanter is voor straling en er een veelzwakkere drukgradiënt over de laag is. Zonder de drukgradiënt om de ster tegen de zwaartekracht te ondersteunen, krimpt de laag (en de hele ster) en keert de ster terug naar zijn gecomprimeerde staat.

Cepheïde veranderlijke sterren hebben een massa tussen de vijf en twintig zonsmassa ‘ s. De moremassieve sterren zijn helderder en hebben meer verlengde enveloppen. Omdat hun omhullingenzijn meer uitgebreid en de dichtheid in hun enveloppen is lager, hun variabiliteitsperiode, die evenredig is met de inverse vierkantswortel van de dichtheid in de laag, is langer.

tekst Link naar het persbericht van HST waarin deze afbeelding wordt beschreven.

moeilijkheden bij het gebruik van Cepheïden

Er zijn een aantal problemen geweest bij het gebruik van Cepheïden als distance-indicatoren. Een groot deel van de vorige eeuw gebruikten astronomen fotografische platen om de fluxes van sterren te meten. De platen waren zeer niet-lineair en produceerden vaak foutieve flux metingen.Omdat massieve sterren van korte duur zijn, bevinden ze zich altijd in de buurt van hun stoffige geboorteplaatsen.Stof absorbeert licht, in het bijzonder bij blauwe golflengten waar de meeste fotografische beelden werden gemaakt, en indien deze stofabsorptie niet correct wordt gecorrigeerd, kan dit leiden tot foutieve helderheidsbepalingen. Tot slot is het erg moeilijk geweest om Cepheïden te detecteren zonder sterrenstelsels van de grond te scheiden: de fluctuerende atmosfeer van de aarde maakt het onmogelijk om deze sterren te scheiden van het diffuse licht van hun gaststelsels.

een ander historisch probleem bij het gebruik van Cepheïden als afstands-indicatoren was het probleem om de afstand tot een monster van nabijgelegen Cepheïden te bepalen. In de afgelopen jaren hebben astronomen verschillende zeer betrouwbare en onafhankelijke methoden ontwikkeld om de afstanden te bepalen tot de Grote Magelhaense Wolk (LMC) en de Kleine Magelhaense Wolk (SMC), twee van de nabijgelegen satellietstelsels van onze eigen Melkweg. Aangezien de LMC en SMC een groot aantal Cepheïden bevatten, kunnen zij worden gebruikt om de afstandschaal te kalibreren.de recente vooruitgang heeft astronomen in staat gesteld een aantal van de andere problemen uit het verleden te overwinnen. Detectoren genaamd CCD ’s (charge coupled devices – zoals die gebruikt worden in digitale camera’ s) maakten mogelijk accurate stralingsfluxmetingen. Deze detectoren zijn ook gevoelig in de infraredwavelengtes. Stof is veel transparanter bij deze golflengten. Door fluxen op meerdere golflengten te meten, waren astronomen in staat om de effecten van stof te corrigeren en veel nauwkeurigere afstandsmetingen te maken.

Deze ontwikkelingen maakten een nauwkeuriger studie mogelijk van de nabije sterrenstelsels die de”lokale groep” van sterrenstelsels vormen. Astronomen observeerden Cepheïden in zowel de metalen richinner regio van de Andromeda galaxy als de metalen arme buitenste regio. (Voor een astronoom is een “metaal” elk element zwaarder dan helium – het op één na lichtste element in de periodic tabel. Dergelijke elementen worden geproduceerd in sterren en worden uiteindelijk vrijgegeven in het interstellaire medium als de sterren evolueren.) Dit werk toonde aan dat de eigenschappen van Cepheïden niet gevoelig afhankelijk waren van chemische abundanties. Ondanks deze vooruitgang konden astronomen, beperkt door de atmosfeer van de Aarde,alleen de afstanden tot de dichtstbijzijnde galaxieën meten. Naast de beweging als gevolg van de expansie van het heelal, sterrenstelsels hebben”relatieve bewegingen” als gevolg van de zwaartekracht van hun buren. Vanwege deze “eigenaardige bewegingen” moeten astronomen de afstanden tot distantgalaxies meten, zodat ze de hubbleconstante kunnen bepalen.in een poging dieper het heelal in te duwen, hebben astronomen een aantal nieuwe technieken ontwikkeld om de relatieve afstanden tot sterrenstelsels te bepalen. : deze onafhankelijke relatieve afstandschalen komen nu overeen met meer dan 10%. Er is bijvoorbeeld een zeer nauwe relatie,de Tully-Fisher-relatie genoemd, tussen de rotatiesnelheid van een spiraalstelsel en zijn helderheid. Astronomen ontdekten ook dat Type Ia supernova, waarvan men denkt dat ze het gevolg zijn van de explosieve verbranding van een witte dwergster, allemaal bijna dezelfde pieklichtkracht hadden.Zonder nauwkeurige metingen van de afstand tot grote aantallen prototype-sterrenstelsels konden astronomen deze relatieve afstandsmetingen echter niet kalibreren. Zo waren ze niet in staat om nauwkeurige bepalingen van de Hubble constant te maken.

in de afgelopen decennia rapporteerden toonaangevende astronomen met behulp van verschillende gegevens waarden voor de hubbleconstante die varieerden tussen 50 (km/sec)/Mpc en 100 (km/sec) / Mpc.Het oplossen van deze factor van twee discrepanties was een van de belangrijkste openstaande problemen in de observationele kosmologie.

Hubble Key Project

Het Key Project programma schetste de belangrijkste doelstellingen van de Hubble Space Telescope (HST). Een van de belangrijkste doelen van HST was het voltooien van EdwinHubble ‘ s programma van het meten van afstanden tot nabijgelegen sterrenstelsels. Hoewel de Hubble-Ruimtetelescoop qua diameter vergelijkbaar is met de Hubble-telescoop op Mount Wilson, had hij het voordeel dat hij boven de atmosfeer van de aarde lag, in plaats van dat hij zich op de buitenkanten van Los Angeles bevond. NASA ‘ s reparatie van de Hubble Ruimtetelescoop herstelde zijn visie en maakte het Key Project programma mogelijk. De foto ‘ s hieronder tonen voor en na beelden vanm100, een van de nabijgelegen sterrenstelsels waargenomen door het key project programma. Met de vernieuwde HST was het veel gemakkelijker om individuele heldere sterren te detecteren in M100, een noodzakelijke stap in het bestuderen van Cepheïde variabelen. Het project controleerde ook of de eigenschappen van Cepheid variabelen gevoelig zijn voor stellaire samenstelling.

HST-beeld van M100 voor en na reparatie

tekstlink naar het persbericht van HST waarin deze afbeelding wordt beschreven.

in het algemeen probeerde het key project afstanden te krijgen tot 20 nabije sterrenstelsels. Met deze grote steekproef kalibreerde en controleerde het project een aantal secundaire distantie-indicatoren. Omdat M100 dicht genoeg bij ons is dat zijn eigenaardige beweging een significante afwijking is van zijn Hubble-expansiesnelheid, gebruikte het key project team relatieve afstandindicatoren om te extrapoleren van de Virgocluster, een nabijgelegen cluster van melkwegstelsels die M100 bevatten, naar de verder verwijderde Coma-cluster en om een meting te verkrijgen van de Hubble constant van 70 (km/sec)/Mpc, met een onzekerheid van 10%.

de belangrijkste projectbepaling van de hubbleconstante is consistent met een aantal onafhankelijke pogingen om de hubbleconstante te schatten: een statistische synthese byG.F. R. Ellis en zijn medewerkers van de gepubliceerde literatuur leverden een waarde tussen 66 en 82 (km/sec)/Mpc. Er was echter nog steeds geen volledige consensus over de waarde van de bubbleconstante.

WMAP en de Hubbleconstante

door de gedetailleerde structuur van de kosmische microgolfachtergrondfluctuaties te karakteriseren, heeft WMAP de basiccosmologische parameters nauwkeurig bepaald, waaronder de hubbleconstante. De huidige beste directe meting van de Hubble-constante is 73,8 km/sec/Mpc (ongeveer 2,4 km/sec/Mpc inclusief, zowel willekeurige als systematische fouten), wat overeenkomt met een onzekerheid van 3%. Met alleen WMAP-gegevens wordt de Hubble-constante geschat op 70,0 km/sec/Mpc (ongeveer 2,2 km/sec / Mpc), ook een meting van 3%. Dit veronderstelt dat het heelal ruimtelijk vlak is, wat overeenkomt met alle beschikbare gegevens. Deze meting is volledig onafhankelijk van traditionele metingen met Cepheïde variabelen en andere technieken. Als we echter geen aanname van vlakheid maken, kunnen we WMAP-gegevens combineren met andere kosmologische gegevens om 69,3 km/sec/Mpc (ongeveer 0,8 km/sec/Mpc) te krijgen, een 1% – oplossing die verschillende soorten metingen combineert. Na te hebben opgemerkt dat onafhankelijke waarnemingen consistente resultaten opleveren, is het redelijk om informatie te combineren om de beste schatting van parameters te krijgen.

Delen van deze pagina zijn ontleend aan het artikel “The age of the universe”, D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) en W. Freedman (Carnegie Observatories). Proc. Natl.Acad. Sci. USA, Vol. 94, blz. 6579-6584, juni 1997.

verdere informatie:

• meer over de Hubble-constante van Space Telescope Science Instituteincluding movies.Freedman, Wendy L., “The Expansion Rate and Science of the Universe”, Scientific American, Nov. 1992.Osterbrock, D. E., Gwinn, J. A. & Brashear, R. S., “Hubble and the ExpandingUniverse”, Scientific American, juli 1993.