universums expansion eller sammandragning beror på dess innehåll och tidigare historia. Med tillräckligt med materia kommer expansionen att sakta eller till och med bli en sammandragning. Å andra sidan driver mörk energi universum mot ökande expansionshastigheter. Den nuvarande expansionshastigheten uttrycks vanligtvis som Hubble-konstanten (i enheter av kilometer per sekund per Megaparsec, eller bara per sekund).

Hubble fann att universum inte var statiskt utan snarare expanderade!

historisk översikt

På 1920-talet upptäckte Edwin Hubble, med hjälp av det nybyggda 100″ teleskopet vid MountWilson Observatory, variabla stjärnor i flera nebulosor. Nebulae är diffusaobjekt vars natur var ett ämne för uppvärmd debatt i det astronomiska samhället: var deinterstellära moln i vår egen Vintergatan galax eller hela galaxer utanför vår galax?Detta var en svår fråga att svara på eftersom det är notoriskt svårt att mäta avståndet till de flesta astronomiska kroppar eftersom det inte finns någon referenspunkt för jämförelse.Hubbles upptäckt var revolutionerande eftersom dessa variabla stjärnor hade en karaktäristiskmönster som liknar en klass av stjärnor som kallas cepheidvariabler. Tidigare hade Henrietta Levitt,en del av en grupp kvinnliga astronomer som arbetade vid Harvard College Observatory, visatdet fanns en tät korrelation mellan perioden med en Cepheidvariabel stjärna och dessluminositet (inneboende ljusstyrka). Genom att känna till en källas ljusstyrka är det möjligt attmäta avståndet till den källan genom att mäta hur ljust det verkar för oss: dimmerit visas ju längre bort det är. Genom att mäta perioden för dessa stjärnor (och hencederas ljusstyrka) och deras uppenbara ljusstyrka kunde Hubble således visa att dessa nebulavar inte moln i vår egen galax, utan var yttre galaxer långt bortom kanten av vår egen galax.

Hubbles andra revolutionära upptäckt baserades på att jämföra hans mätningar av cecepheid-baserade galaxavståndsbestämningar med mätningar av de relativa hastigheternaav dessa galaxer. Han visade att mer avlägsna galaxer rörde sig bort från oss mersnabbt:

v = Hod

där v är den hastighet med vilken en galax rör sig bort från oss, och d är dess avstånd. Proportionalitetskonstanten Ho kallas nu Hubble-konstanten. Den gemensamma enheten för hastighet som används för att mäta hastigheten på en galax är km/sek, medan den vanligaste enheten för att mäta avståndet till närliggande galaxer kallas Megaparsec (Mpc) som är lika med 3,26 miljoner ljusår eller 30 800 000 000 000 000 000 000 km! Således är enheterna i Hubble-konstanten (km / sek) / Mpc.

denna upptäckt märktebörjan av kosmologins moderna tid. Idag är cepheidvariabler en av de bästametoder för mätning av avstånd till galaxer och är avgörande för att bestämma universums expansionshastighet (Hubble-konstanten) och ålder.

Vad är Cepheid variabler?

strukturen för alla stjärnor, inklusive solen och Cepheidvariabla stjärnor, bestäms av materiens opacitet i stjärnan. Om frågan är mycket ogenomskinlig, tar det lång tid för fotoner att diffundera ut från stjärnans heta kärna, och stark temperatur ochtryckgradienter kan utvecklas i stjärnan. Om saken är nästan transparent, dåfotoner rör sig lätt genom stjärnan och raderar eventuell temperaturgradient. Cepheid starsoscillate mellan två stater: när stjärnan är i sitt kompakta tillstånd, helium i ett lagerav dess atmosfär ensam joniseras. Fotoner sprids av den bundna elektronen i desingly joniserade heliumatomer, sålunda är skiktet mycket ogenomskinligt och stora temperatur-och tryckgradienter byggs upp över skiktet. Dessa stora tryck orsakar skiktet (ochhela stjärnan) att expandera. När stjärnan är i sitt expanderade tillstånd, helium i skiktetär dubbelt joniserad, så att skiktet är mer transparent för strålning och det finns mycketsvagare tryckgradient över skiktet. Utan tryckgradienten för att stödastjärnan mot tyngdkraften dras skiktet (och hela stjärnan) samman och stjärnan återgår till sinkomprimerat tillstånd.

Cepheid variabla stjärnor har massor mellan fem och tjugo solmassor. De mermassiva stjärnorna är mer lysande och har mer utökade kuvert. Eftersom deras höljenär mer utsträckta och densiteten i deras kuvert är lägre, är deras variabilitetsperiod,som är proportionell mot den inversa kvadratroten av densiteten i skiktet, längre.

textlänk till HST pressmeddelande som beskriver denna bild.

svårigheter att använda cepheider

det har förekommit ett antal svårigheter i samband med att använda cepheider som distansindikatorer. Under mycket av förra seklet använde astronomer fotografiska plattor för att mäta fluxernafrån stjärnor. Plattorna var mycket icke-linjära och producerade ofta felaktiga flödesmätningar.Eftersom massiva stjärnor är kortlivade ligger de alltid nära sina dammiga födelseplatser.Damm absorberar ljus, särskilt vid blå våglängder där de flesta fotografiska bilder togs, och om de inte korrigeras korrekt för, kan denna dammabsorption leda till felaktiga bestämningar av luminositet. Slutligen har det varit mycket svårt att upptäcka Cepheids indistanta galaxer från marken: jordens fluktuerande atmosfär gör det omöjligt attseparera dessa stjärnor från det diffusa ljuset från deras värdgalaxer.

en annan historisk svårighet med att använda Cepheids som avståndsindikatorer har varit problemet med att bestämma avståndet till ett prov av närliggande Cepheids. Under de senaste åren har astronomer utvecklat flera mycket tillförlitliga och oberoende metoder för att bestämmaavstånden till Large Magellanic Cloud (LMC) och Small Magellanic Cloud (SMC), två av de närliggande satellitgalaxerna i vår egen Vintergatan galax. Eftersom LMC och SMC innehållerstort antal cepheider, de kan användas för att kalibrera avståndsskalan.

de senaste framstegen

tekniska framsteg har gjort det möjligt för astronomer att övervinna ett antal av de andra tidigare svårigheterna. Detektorer som kallas CCD (laddningskopplade enheter-som de som används i digitalkameror) möjliggjorde noggranna strålningsflödesmätningar. Dessa detektorer är också känsliga i infrarödvåglängder. Damm är mycket mer transparent vid dessa våglängder. Genom att mäta flöden påflera våglängder kunde astronomer korrigera effekterna av damm och göra mycket mer exakta avståndsbestämningar.

dessa framsteg möjliggjorde mer exakt studie av de närliggande galaxerna som utgör den”lokala gruppen” av galaxer. Astronomer observerade cepheider i både metal richinner-regionen i Andromeda-galaxen och dess metallfattiga yttre region. (För en astronom är en” metall ” något element tyngre än helium – det näst lättaste elementet iperiodiskt bord. Sådana element produceras i stjärnor och släpps slutligen in iinterstellärt medium när stjärnorna utvecklas.) Detta arbete visade att egenskaperna hos Cepheidsberorde inte känsligt på kemiska överflöd. Trots dessa framsteg kunde astronomer, begränsade av jordens atmosfär, bara mäta avstånden till närmastegalaxier. Förutom rörelsen på grund av universums expansion har galaxer”relativa rörelser” på grund av gravitationskraften hos sina grannar. På grund avdessa ”märkliga rörelser” måste astronomer mäta avstånden till avlägsnagalaxier så att de kan bestämma Hubble-konstanten.

försök att trycka djupare in i universum har astronomer utvecklat ett antal nyatekniker för att bestämma relativa avstånd till galaxer: dessa oberoende relativedistance skalor nu överens om att bättre än 10%. Till exempel finns det ett mycket tätt förhållande,kallat Tully-Fisher-förhållandet, mellan rotationshastigheten hos en spiralgalax ochdess ljusstyrka. Astronomer fann också att typ Ia supernova, som tros bero på den explosiva bränningen av en vit dvärgstjärna, alla hade nästan samma toppljus.Men utan exakta mätningar av avstånd till ett stort antal prototypgalaxer kunde astronomer inte kalibrera dessa relativa avståndsmätningar. Således var deunable att göra exakta bestämningar av Hubble-konstanten.

under de senaste decennierna rapporterade ledande astronomer, med olika data, värdeför Hubble-konstanten som varierade mellan 50 (km/sek)/Mpc och 100 (km/sek)/Mpc.Att lösa denna faktor med två avvikelser var ett av de viktigaste utestående problemen i observationskosmologi.

Hubble Key Project

Nyckelprojektprogrammet skisserade de viktigaste målen för Hubble Space Telescope (HST). En av de viktigaste målen för HST var att slutföra Edwinhubbles program för att mäta avstånd till närliggande galaxer. Medan Hubble-rymdteleskopet är jämförbart i diameter med Hubbles teleskop på Mount Wilson, hade detFördelen med att vara över jordens atmosfär, snarare än att vara belägen på utkanten av Los Angeles. NASA: s reparation av Rymdteleskopet Hubble återställde sin visionoch aktiverade Nyckelprojektprogrammet. Bilderna nedan visar före och efter bilder avm100, en av de närliggande galaxerna som observerats av nyckelprojektprogrammet. Med HST var det mycket lättare att upptäcka enskilda ljusa stjärnor i M100, ett nödvändigt steg för att studera cepheidvariabler. Projektet kontrollerade också om egenskaperna hoscepheidvariabler är känsliga för stjärnkomposition.

HST-bild av M100 före och efter reparation

textlänk till HST: s pressmeddelande som beskriver bilden.

sammantaget försökte nyckelprojektet få Avstånd till 20 närliggande galaxer. Med detta storaprov kalibrerade projektet och korskontrollerade ett antal sekundära distansindikatorer. Eftersom M100 är tillräckligt nära för oss att dess speciella rörelse är en signifikantfraktion av dess Hubble-expansionshastighet, använde nyckelprojektgruppen relativa distansindikatorer för att extrapolera från Virgo-klustret, ett närliggande kluster av galaxer som innehållerm100, till det mer avlägsna Komaklustret och för att få en mätning av Hubble-konstantenav 70 (km/sek)/Mpc, med en osäkerhet på 10%.

nyckelprojektbestämningen av Hubble-konstanten överensstämmer med ett antaloberoende ansträngningar för att uppskatta Hubble-konstanten: en statistisk syntes byG.F. R. Ellis och hans medarbetare i den publicerade litteraturen gav ett värde mellan 66 och 82 (km/sek) / Mpc. Det fanns emellertid fortfarande inte fullständigt samförstånd om värdet av theHubble konstant.

WMAP och Hubble-konstanten

genom att karakterisera den detaljerade strukturen för den kosmiska mikrovågsbakgrundenfluktuationer har WMAP exakt bestämt de grundläggandekosmologiska parametrarna, inklusive Hubble-konstanten. Den nuvarande bästa direkta mätningen av Hubble-konstanten är 73,8 km / sek / Mpc (ge eller ta 2,4 km/sek/Mpc inklusive, både slumpmässiga och systematiska fel), vilket motsvarar en osäkerhet på 3%. Med endast WMAP-data beräknas Hubble-konstanten vara 70,0 km / sek/Mpc (ge eller ta 2,2 km/sek / Mpc), också en mätning på 3%. Detta förutsätter att universum är rumsligt platt, vilket överensstämmer med all tillgänglig data. Denna mätning är helt oberoende av traditionella mätningar med cepheidvariabler och andra tekniker. Men om vi inte antar planhet kan vi kombinera WMAP-data med andra kosmologiska data för att få 69, 3 km/sek/Mpc (ge eller ta 0, 8 km/sek/Mpc), en 1% lösning som kombinerar olika typer av mätningar. Efter att ha noterat att oberoende observationer ger konsekventa resultat är det rimligt att kombinera information för att få bästa möjliga uppskattning av parametrar.

delar av denna sida anpassades från artikeln” universums ålder”, D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) och W. Freedman (Carnegie observatorier). Proc. Natl.Acad. Sci. USA, Vol. 94, s. 6579-6584, juni 1997.

Vidare läsning:

• mer om Hubble-konstanten från Space Telescope Science Instituteinklusive filmer.
• Freedman, Wendy L., ”expansionstakten och vetenskapen om universum”, Scientific American, November. 1992.
• Osterbrock, de, Gwinn, Ja & Brashear, rs,” Hubble and the ExpandingUniverse”, vetenskaplig Amerikan, juli 1993.