a expansão ou contração do universo depende de seu conteúdo e história passada. Com matéria suficiente, a expansão abrandará ou mesmo se tornará uma contração. Por outro lado, a energia escura impulsiona o universo em direção a taxas crescentes de expansão. A taxa atual de expansão é geralmente expressa como a constante de Hubble (em unidades de quilômetros por segundo por Megaparsec, ou apenas por segundo).

Hubble descobriu que o universo não era estático, mas estava se expandindo!

visão histórica

na década de 1920, Edwin Hubble, usando o recém-construído telescópio de 100″ no Observatório MountWilson, detectou estrelas variáveis em várias nebulosas. Nebulosas são objetos difusos cuja natureza era um tema de debate acalorado na comunidade astronômica: eram nuvens interestelares em nossa própria galáxia Via Láctea, ou galáxias inteiras fora da nossa galáxia?Esta foi uma pergunta difícil de responder porque é notoriamente difícil medir a resistência à maioria dos corpos astronômicos, uma vez que não há ponto de referência para comparação.A descoberta de Hubble foi revolucionária porque estas estrelas variáveis tinham uma característica que se assemelhava a uma classe de estrelas chamada variáveis cefeidas. Anteriormente, Henrietta Levitt, parte de um grupo de astrônomos do sexo feminino trabalhando no Harvard College Observatory, mostrou que havia uma estreita correlação entre o período de uma estrela variável cefeida e a sua luminosidade (brilho intrínseco). Ao conhecer a luminosidade de uma fonte, é possível medir a distância a essa fonte, medindo o quão brilhante ela nos parece: o escurecimento aparece quanto mais distante está. Assim, medindo o período dessas estrelas (e daí sua luminosidade) e seu brilho aparente, Hubble foi capaz de mostrar que essas nebulosas não eram nuvens dentro de nossa própria galáxia, mas eram galáxias externas muito além da borda da nossa própria galáxia.

A segunda descoberta revolucionária de Hubble foi baseada na comparação de suas medições das determinações de distância de galáxias baseadas em Cepheid com medições das velocidades relativas dessas galáxias. Ele mostrou que galáxias mais distantes estavam se afastando de nós morerapidamente:

v = Hod

Onde v é a velocidade a que uma galáxia se afasta de nós, e d é a sua distância. O conceito de proporcionalidade Ho é agora chamado de constante de Hubble. O commonunit de velocidade usado para medir a velocidade de uma galáxia é km/s, enquanto a maioria commonunit de para medir distância de galáxias próximas é chamado o Megaparsec (Mpc) whichis igual a 3,26 milhões de anos-luz ou 30,800,000,000,000,000,000 km! Assim, as unidades da constante de Hubble são (km/s) / Mpc.esta descoberta marcou o início da era moderna da cosmologia. Hoje, as variáveis Cepheid permanecem um dos melhores metodos para medir distâncias para galáxias e são vitais para determinar a expansionrato (a constante de Hubble) e a idade do universo.

quais são as variáveis cefeidas?

a estrutura de todas as estrelas, incluindo o sol e as estrelas variáveis cefeidas, é determinada pela opacidade da matéria na estrela. Se a matéria é muito opaca, então demora muito tempo para que os fótons se difundirem do núcleo quente da estrela, e gradientes de temperatura e pressão fortes podem se desenvolver na estrela. Se a matéria é quase transparente, então os fotões se movem facilmente através da estrela e apagam qualquer gradiente de temperatura. Quando a estrela está em seu estado compacto,o hélio em uma camada de sua atmosfera é ionizado. Os fótons dispersam o elétron ligado em átomos de hélio ionizados, assim, a camada é muito opaca e grandes gradientes de temperatura e pressão se acumulam ao longo da camada. Estas grandes pressões fazem com que a camada (e toda a estrela) se expanda. Quando a estrela está em seu estado expandido, o hélio no layeris duplamente ionizado, de modo que a camada é mais transparente à radiação e há um gradiente de pressão muito maior através da camada. Sem o gradiente de pressão para suportar a estrela contra a gravidade, a camada (e toda a estrela) contrai-se e a estrela retorna ao seu estado comprimido.estrelas variáveis cefeidas têm massas entre cinco e vinte massas solares. As estrelas mais massivas são mais luminosas e têm envelopes mais estendidos. Como seus envelopes são mais estendidos e a densidade em seus envelopes é menor, seu período de variabilidade,que é proporcional à raiz quadrada inversa da densidade na camada, é maior.

Text Link to the HST press release describing this image.

dificuldades na utilização de Cefeidas

tem havido uma série de dificuldades associadas à utilização de Cefeidas como disseminadores. Durante grande parte do século passado, os astrônomos usaram placas fotográficas para medir os fluxes das estrelas. As placas eram altamente não-lineares e muitas vezes produziam medições de fluxo defeituosas.Uma vez que as estrelas maciças são de curta duração, elas estão sempre localizadas perto de seus locais de nascimento poeirentos.A poeira absorve luz, particularmente em comprimentos de onda azuis, onde a maioria das imagens fotográficas foram tomadas, e se não corretamente corrigidas, esta absorção de poeira pode levar a erros de determinação de luminosidade. Finalmente, tem sido muito difícil detectar galáxias resistentes a Cefeidas do solo: a atmosfera flutuante da terra torna impossível separar essas estrelas da luz difusa de suas galáxias hospedeiras.

outra dificuldade histórica com a utilização de Cefalídeos como indicadores de distância tem sido o problema de determinar a distância a uma amostra de Cefalídeos próximos. Nos últimos anos,os astrônomos desenvolveram vários métodos muito confiáveis e independentes para determinar as distâncias para a Grande Nuvem de Magalhães (LMC) e Pequena Nuvem de Magalhães (SMC), duas das galáxias satélites próximas da nossa própria galáxia Via Láctea. Uma vez que o LMC e o SMC contêm um grande número de Cefalídeos, eles podem ser usados para calibrar a escala de distância.

progresso recente

avanços tecnológicos permitiram aos astrónomos ultrapassar uma série de outras dificuldades passadas. Detectores chamados CCDs (dispositivos acoplados de carga – como os usados em câmeras digitais) possibilitaram medições de fluxo de radiação. Estes Detectores também são sensíveis nos infravermelhos. A poeira é muito mais transparente nestes comprimentos de onda. Ao medir comprimentos de onda atmultiplanos de fluxos, os astrônomos foram capazes de corrigir os efeitos da poeira e fazer determinações de distância muito mais precisas.

estes avanços permitiram um estudo mais preciso das galáxias próximas que compõem o”Grupo Local” de galáxias. Astrônomos observaram Cefeidas na região de metal richinner da galáxia de Andrômeda e na região de metal pobre exterior. (Para um astrônomo, um”metal” é qualquer elemento mais pesado que o hélio – o segundo elemento mais leve na tabela periódica. Tais elementos são produzidos em estrelas e são finalmente liberados no meio interestelar à medida que as estrelas evoluem.) Este trabalho mostrou que as propriedades de Cepheids não dependem de forma sensível da abundância química. Apesar destes avanços, os astrônomos, limitados pela atmosfera da terra, só podiam medir as distâncias para as nearestgalaxies. Além do movimento devido à expansão do Universo, as galáxias têm”movimentos relativos” devido à atração gravitacional de seus vizinhos. Devido a estes “movimentos peculiares”, os astrônomos precisam medir as distâncias para distantgalaxias para que eles possam determinar a constante de Hubble.tentando aprofundar o universo, os astrônomos desenvolveram uma série de novas técnicas para determinar distâncias relativas às galáxias.: estas escalas independentes de resistência relativaacordam agora com valores superiores a 10%. Por exemplo,há uma relação muito estreita, chamada de relação Tully-Fisher, entre a velocidade de rotação de uma galáxia espiral e sua luminosidade. Astrônomos também descobriram que a supernova tipo Ia, que se acredita ser devido à queima explosiva de uma estrela anã branca, todos tinham quase o mesmo pico de luminosidade.No entanto, sem medições precisas da distância a um grande número de galáxias protótipos,os astrônomos não poderiam calibrar essas medições de distância relativa. Assim, eles eram impossíveis de fazer determinações precisas da constante de Hubble.

nas últimas décadas, astrônomos líderes, usando dados diferentes, relataram valores para a constante de Hubble que variaram entre 50 (km/s)/Mpc e 100 (km/s) / Mpc.Resolver este fator de duas discrepâncias foi um dos problemas pendentes mais importantes na cosmologia observacional.

Hubble Key Project

the Key Project program outlined the major goals of the Hubble Space Telescope (HST). Um dos principais objetivos da HST era completar o programa de EdwinHubble para medir distâncias para galáxias próximas. Enquanto o Telescópio Espacial Hubble é comparável em diâmetro ao telescópio Hubble no Monte Wilson, ele teve a vantagem de estar acima da atmosfera da terra, em vez de estar localizado nas saias de Los Angeles. A reparação do Telescópio Espacial Hubble da NASA restaurou a sua visão e activou o Programa-Chave do projecto. As fotos abaixo mostram imagens antes e depois de M100, uma das galáxias próximas observadas pelo programa key project. Com o HST aperfeiçoado, foi muito mais fácil detectar estrelas brilhantes individuais em M100, um necessitarystep no estudo de variáveis cefeidas. O projeto também verificou para ver se as propriedades das variáveis dos receptores são sensíveis à composição estelar.

HST image of M100 before and after repair

Text Link to the HST press release describing this image.

no geral, o projeto chave tentou obter distâncias para 20 galáxias próximas. Com este exemplo grande, o projecto calibrou e cruzou vários dos indicadores secundários de distanciamento. Porque M100 está perto o suficiente para nós que a sua peculiar de movimento é um significantfraction de sua Hubble velocidade de expansão, a chave da equipe de projeto usado em relação distanceindicators extrapolar a partir do aglomerado de Virgem, próximos de um aglomerado de galáxias containingM100, para o mais distante Coma cluster e para obter uma medição de Hubble constantof 70 (km/s)/Mpc, com uma incerteza de 10%.

a determinação chave do projeto da constante de Hubble é consistente com uma série de esforços independentes para estimar a constante de Hubble: um byG de síntese estatística.F. R. Ellis e seus colaboradores da literatura publicada renderam um valor entre 66 e 82 (km / s) / Mpc. No entanto, ainda não havia um consenso completo sobre o valor da constante de Hubble.

WMAP and the Hubble Constant

By characterizing the detailed structuations of the cosmic microwave backgroundfluctuations, WMAP has accurately determined the basiccosmological parameters, including the Hubble constant. A melhor medição direta atual da constante de Hubble é de 73,8 km/s/Mpc (mais ou menos 2,4 km/s / MPC, incluindo erros aleatórios e sistemáticos), o que corresponde a uma incerteza de 3%. Usando apenas os dados do WMAP, estima-se que a constante de Hubble seja de 70,0 km/s/Mpc (mais ou menos 2,2 km/s/Mpc), também uma medição de 3%. Isto assume que o universo é espacialmente plano, o que é consistente com todos os dados disponíveis. Esta medição é completamente independente das medições tradicionais usando variáveis cefeidas e outras técnicas. No entanto, se não fizermos uma suposição de flatness, podemos combinar dados WMAP com outros dados cosmológicos para obter 69,3 km/s/Mpc (dar ou tomar 0,8 km/s/Mpc), uma solução de 1% que combina diferentes tipos de medições. Depois de notar que as observações independentes dão resultados consistentes, é razoável combinar informações para obter a melhor estimativa de parâmetros.partes desta página foram adaptadas do artigo “The age of the universe”, D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) e W. Freedman (observatórios Carnegie). Procedimento. Natl.Acad. Ciência. USA, Vol. 94, pp. 6579-6584, junho de 1997.

Leitura Adicional:

• More on the Hubble Constant from Space Telescope Science Institute including 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 e o ExpandingUniverse”, Scientific American, julho de 1993.