expansiunea sau contracția universului depinde de conținutul său și de istoria trecută. Cu suficientă materie, expansiunea va încetini sau chiar va deveni o contracție. Pe de altă parte, energia întunecată conduce universul spre creșterea ratelor de expansiune. Rata actuală de expansiune este de obicei exprimată ca Constanta Hubble (în unități de kilometri pe secundă pe Megaparsec sau doar pe secundă).

Hubble a descoperit că universul nu era static, ci mai degrabă se extindea!

prezentare istorică

în anii 1920, Edwin Hubble, folosind telescopul nou construit de 100″ de la Observatorul MountWilson, a detectat stele variabile în mai multe nebuloase. Nebuloasele sunt obiecte difuze a căror natură a fost un subiect de dezbatere aprinsă în comunitatea astronomică: au fost nori interstelari în propria noastră galaxie Calea Lactee sau galaxii întregi în afara galaxiei noastre?Aceasta a fost o întrebare dificil de răspuns, deoarece este notoriu dificil să se măsoare distanța față de majoritatea corpurilor astronomice, deoarece nu există un punct de referință pentru comparație.Descoperirea lui Hubble a fost revoluționară, deoarece aceste stele variabile aveau un model caracteristic asemănător unei clase de stele numite variabile Cefeide. Anterior, Henrietta Levitt, parte a unui grup de astronomi de sex feminin care lucrează la Harvard College Observatory, arătase că există o corelație strânsă între perioada unei stele variabile Cefeide și luminozitatea sa (luminozitatea intrinsecă). Cunoscând luminozitatea unei surse, este posibil să măsurăm distanța față de acea sursă măsurând cât de strălucitoare ne apare: dimmerul apare cu cât este mai departe. Astfel, prin măsurarea perioadei acestor stele (și, prin urmare, a luminozității lor) și a luminozității lor aparente, Hubble a reușit să arate că aceste nebuloase nu erau nori în propria noastră galaxie, ci erau galaxii externe cu mult dincolo de marginea propriei noastre galaxii.cea de-a doua descoperire revoluționară a lui Hubble s-a bazat pe compararea măsurătorilor măsurătorilor distanței galaxiei bazate pe cepheide cu măsurători ale vitezelor relative ale acestor galaxii. El a arătat că galaxiile mai îndepărtate se îndepărtau mai mult de noi:

v = Hod

unde v este viteza cu care o galaxie se îndepărtează de noi, iar d este distanța ei. Constanta proporționalității Ho este acum numită Constanta Hubble. Unitatea comună de viteză utilizată pentru a măsura viteza unei galaxii este km / sec, în timp ce cea mai comună unitate de măsurare a distanței până la galaxiile din apropiere se numește Megaparsec (Mpc), care este egală cu 3,26 milioane de ani lumină sau 30.800.000.000.000.000.000 km! Astfel, unitățile Constantei Hubble sunt (km/sec) / Mpc.

această descoperire a marcatînceputul epocii moderne a cosmologiei. Astăzi, variabilele Cefeide rămân una dintre cele mai bunemetode de măsurare a distanțelor față de galaxii și sunt vitale pentru determinarea expansiunii (Constanta Hubble) și a vârstei universului.

ce sunt variabilele Cefeide?

structura tuturor stelelor, inclusiv a soarelui și a stelelor variabile Cefeide, este determinatăprin opacitatea materiei din stea. Dacă materia este foarte opacă, atunci este nevoie de mult timp pentru ca fotonii să se difuzeze din miezul fierbinte al stelei, iar gradienții puternici de temperatură și presiune se pot dezvolta în stea. Dacă materia este aproape transparentă, atuncifotoanele se mișcă ușor prin stea și șterg orice gradient de temperatură. Stelele cefeidesoscilate între două stări: când steaua este în stare compactă, heliul dintr-un strat al atmosferei sale este ionizat individual. Fotonii se împrăștie de pe electronul legat în atomii de heliu ionizați, astfel, stratul este foarte opac și gradienții mari de temperatură și presiune se acumulează peste strat. Aceste presiuni mari determină stratul (șiîntreaga stea) să se extindă. Când steaua se află în starea sa extinsă, heliul din strateste dublu ionizat, astfel încât stratul este mai transparent la radiații și există un gradient de presiune mult mai slab pe strat. Fără gradientul de presiune care să susțină Steaua împotriva gravitației, stratul (și întreaga stea) se contractă și steaua revine la starea sa comprimată.

stelele variabile Cefeide au mase între cinci și douăzeci de mase solare. Stelele mai masive sunt mai luminoase și au plicuri mai extinse. Deoarece învelișurile lorsunt mai extinse și densitatea în plicurile lor este mai mică, perioada lor de variabilitate,care este proporțională cu rădăcina pătrată inversă a densității din strat, estemai lungă.

Link Text către comunicatul de presă HST care descrie această imagine.

dificultăți în utilizarea Cefeidelor

au existat o serie de dificultăți asociate cu utilizarea Cefeidelor ca indicatori de distanță. Pentru o mare parte a secolului trecut, astronomii au folosit plăci fotografice pentru a măsura fluxurile de la stele. Plăcile au fost foarte neliniare și au produs adesea măsurători defecte ale fluxului.Deoarece stelele masive sunt de scurtă durată, ele sunt întotdeauna situate în apropierea locurilor lor de naștere prăfuite.Praful absoarbe lumina, în special la lungimi de undă albastre unde au fost luate cele mai multe imagini fotografice și, dacă nu sunt corectate corespunzător, această absorbție a prafului poate duce la determinări eronate ale luminozității. În cele din urmă, a fost foarte dificil să se detecteze cefeidele galaxii îndepărtate de la sol: atmosfera fluctuantă a Pământului face imposibilă separarea acestor stele de lumina difuză a galaxiilor lor gazdă.

o altă dificultate istorică cu utilizarea Cefeidelor ca indicatori de distanță a fost problema determinării distanței până la un eșantion de Cefeide din apropiere. În ultimii ani,astronomii au dezvoltat mai multe metode foarte fiabile și independente de determinaredistanțele față de Marele Nor Magellanic (LMC) și micul Nor Magellanic (SMC), două dintre galaxiile satelit din apropiere ale propriei noastre galaxii Calea Lactee. Deoarece LMC și SMC conținun număr mare de Cefeide, ele pot fi utilizate pentru calibrarea scării distanței.

progresele recente

progresele tehnologice au permis astronomilor să depășească o serie de alte dificultăți din trecut. Detectoarele numite CCD – uri (dispozitive cuplate la Încărcare-cum ar fi cele utilizate în camerele digitale) au făcut posibilă măsurarea exactă a fluxului de radiații. Acești detectori sunt, de asemenea, sensibili în infraroșulungimi de undă. Praful este mult mai transparent la aceste lungimi de undă. Prin măsurarea fluxurilor la lungimi de undă multiple, astronomii au reușit să corecteze efectele prafului și să facă determinări ale distanței mult mai precise.

aceste progrese au permis studiul mai precis al galaxiilor din apropiere care cuprind”Grupul Local” de galaxii. Astronomii au observat Cefeide atât în regiunea metal richinner a Galaxiei Andromeda, cât și în regiunea sa exterioară săracă în metale. (Pentru un astronom, un” metal ” este orice element mai greu decât heliul – al doilea cel mai ușor element din tabelul periodic. Astfel de elemente sunt produse în stele și sunt în cele din urmă eliberate îninterstelar mediu pe măsură ce stelele evoluează.) Această lucrare a arătat că proprietățile Cefeidelornu depindea sensibil de abundențele chimice. În ciuda acestor progrese, astronomii, limitați de atmosfera Pământului, nu puteau măsura decât distanțele până la cele mai apropiategalaxii. În plus față de mișcarea datorată expansiunii universului, galaxiile au”mișcări relative” datorită atracției gravitaționale a vecinilor lor. Din cauza acestor „mișcări ciudate”, astronomii trebuie să măsoare distanțele până la galaxiile îndepărtate, astfel încât să poată determina Constanta Hubble.

încercând să împingă mai adânc în univers, astronomii au dezvoltat o serie de tehnologii noi pentru determinarea distanțelor relative față de galaxii: aceste scale independente relativedistance sunt acum de acord cu mai bine de 10%. De exemplu,există o relație foarte strânsă, numită relația Tully-Fisher, între viteza de rotație a unei galaxii spirale șiluminozitatea sa. Astronomii au descoperit, de asemenea, că supernova de tip Ia, despre care se crede că se datorează arderii explozive a unei stele pitice albe, avea aproape aceeași luminozitate maximă.Cu toate acestea,fără măsurători exacte ale distanței față de un număr mare de galaxii prototip, astronomii nu au putut calibra aceste măsurători relative ale distanței. Astfel, au fostimposibil să facă determinări exacte ale constantei Hubble.

în ultimele decenii, astronomii de frunte, folosind date diferite, au raportat valori pentru Constanta Hubble care a variat între 50 (km/sec)/Mpc și 100 (km/sec) / Mpc.Rezolvarea acestui factor de două discrepanțe a fost una dintre cele mai importante probleme remarcabile în cosmologia observațională.

Hubble Key Project

Programul cheie al proiectului a subliniat obiectivele majore ale telescopului spațial Hubble (HST). Unul dintre obiectivele majore ale HST a fost finalizarea programului EdwinHubble de măsurare a distanțelor față de galaxiile din apropiere. În timp ce Telescopul Spațial Hubble este comparabil în diametru cu telescopul lui Hubble de pe Muntele Wilson, a avut avantajul de a fi deasupra atmosferei Pământului, mai degrabă decât de a fi situat pe marginea Los Angeles-ului. Repararea de către NASA a Telescopului Spațial Hubble și-a restabilit viziuneași a permis Programul cheie al proiectului. Fotografiile de mai jos arată înainte și după imagini dem100, una dintre galaxiile din apropiere observate de programul key project. Prin urmare, HST a fost mult mai ușor de detectat stele luminoase individuale în M100, un pas necesar în studierea variabilelor Cefeide. Proiectul a verificat, de asemenea, dacă proprietățile variabilelor Cepheid sunt sensibile la compoziția stelară.

Imaginea HST a M100 înainte și după reparație

Link Text la comunicatul de presă HST care descrie această imagine.în general, proiectul cheie a încercat să obțină distanțe până la 20 de galaxii din apropiere. Cu acest eșantion Mare, proiectul a calibrat și a verificat încrucișat un număr de indicatori secundari de distanță. Deoarece M100 este suficient de aproape de noi încât mișcarea sa specifică este o reacție semnificativă a vitezei sale de expansiune Hubble, echipa cheie a proiectului a folosit indicatori de distanță relativă pentru a extrapola de la clusterul Virgo, un grup de galaxii din apropiere care conține M100, la clusterul Coma mai îndepărtat și pentru a obține o măsurare a Constantei Hubble de 70 (km/sec)/Mpc, cu o incertitudine de 10%.

determinarea proiectului cheie a Constantei Hubble este în concordanță cu un număr de eforturi independente de estimare a Constantei Hubble: o sinteză statistică byG.F. R. Ellis și colaboratorii săi ai literaturii publicate au obținut o valoare între 66 și 82 (km/sec)/Mpc. Cu toate acestea, nu a existat încă un consens complet cu privire la valoareahubble constant.

WMAP și Constanta Hubble

prin caracterizarea structurii detaliate a fundalului microundelor cosmice, WMAP a determinat cu exactitate parametrii cosmologici de bază, inclusiv Constanta Hubble. Cea mai bună măsurare directă actuală a Constantei Hubble este de 73,8 km/sec/Mpc (da sau ia 2,4 km/sec/Mpc inclusiv, atât erori aleatorii, cât și sistematice), corespunzând unei incertitudini de 3%. Folosind doar date WMAP, Constanta Hubble este estimată la 70,0 km/sec/Mpc (da sau ia 2,2 km/sec / Mpc), de asemenea o măsurare de 3%. Aceasta presupune că universul este spațial plat, ceea ce este în concordanță cu toate datele disponibile. Această măsurare este complet independentă de măsurătorile tradiționale folosind variabile Cefeide și alte tehnici. Cu toate acestea, dacă nu facem o presupunere de planeitate, putem combina datele WMAP cu alte date cosmologice pentru a obține 69,3 km/sec/Mpc (da sau ia 0,8 km/sec/Mpc), o soluție de 1% care combină diferite tipuri de măsurători. După ce ați observat că observațiile independente dau rezultate consistente, este rezonabil să combinați informațiile pentru a obține cea mai bună estimare a parametrilor.

părți ale acestei pagini au fost adaptate din articolul „Epoca universului”, D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) și W. Freedman (observatoarele Carnegie). Proc. Natl.Acad. Sci. Statele Unite ale Americii, Vol. 94, PP. 6579-6584, iunie 1997.

lecturi suplimentare:

• Mai multe despre Constanta Hubble de la Space Telescope Science Instituteinclusiv filme.
• Freedman, Wendy L., „rata de expansiune și știința Universului”, Scientific American, Nov. 1992.
• Osterbrock, D. E., Gwinn, J. A.& Brashear, R. S., „Hubble și universul expansiv”, Scientific American, iulie 1993.