Astronomia

Evolução do parâmetro Hubble

Evolução do parâmetro Hubble

No modelo lambda-CDM que descreve um Universo em aceleração, o parâmetro Hubble está diminuindo atualmente com o tempo. Continuará a diminuir para sempre?


A solução para a equação de Friedmann em um universo plano é $$ H ^ 2 = frac {8 pi G} {3} rho + frac { Lambda} {3}, $$ onde $ rho $ é o densidade de matéria (incluindo matéria escura) e $ Lambda $ é a constante cosmológica.

À medida que o universo se expande, $ rho $ decresce, mas $ Lambda $ permanece constante.

Assim, a "constante" de Hubble realmente diminui de seu valor atual $ H_0 $ e assintoticamente tende para $ H = sqrt { Lambda / 3} $ conforme o tempo tende para o infinito.

Como $ Lambda = 3H_0 ^ {2} Omega_ Lambda $, e as medições sugerem que $ Omega _ { Lambda} simeq 2/3 $, então $ Lambda simeq 2H_0 ^ 2 $, e o parâmetro Hubble irá portanto, diminua para aproximadamente $ sqrt {2/3} $ de seu valor presente E se a constante cosmológica permanece constante.

Obviamente, se $ Lambda = Lambda (t) $, (ou seja, não o modelo $ Lambda $ -CDM básico), o comportamento será diferente.

EDIT: Outra forma útil da solução (para o caso de uma densidade de energia de vácuo constante) é

$$ H ^ 2 = H_0 ^ 2 left ( frac { Omega_r} {a ^ 4} + frac { Omega_M} {a ^ 3} + frac { Omega_k} {a ^ 2} + Omega_ { Lambda} right), $$ onde $ H_0 $ é o parâmetro Hubble agora, $ a (t) $ é o fator de escala do universo, $ Omega_r $ é a proporção atual (ou seja, $ a = 1 $) da densidade de radiação para a densidade crítica e $ Omega_M $, $ Omega_k $ e $ Omega _ { Lambda} $ são as densidades equivalentes para a matéria (bariônica e escura), curvatura e densidades de energia do vácuo (constantes).

À medida que $ a $ aumenta, você pode ver que todos os três termos principais ficam menores e o parâmetro Hubble diminui o tempo todo. Quando $ a $ é muito grande, $ H $ se aproxima de $ sqrt { Omega _ { Lambda}} H_0 $ como antes.


Evolução do parâmetro Hubble - Astronomia

Dois anos depois, em 1929, Hubble confirmou que o Universo está se expandindo. Hubble também foi capaz de inferir as velocidades de recessão de vários objetos a partir dos desvios para o vermelho espectrais que observou.

A Lei de Hubble afirma que a velocidade de recuo de um objeto é proporcional à distância do observador. Na forma de equação, a Lei de Hubble é descrita por:

v & ampequals H o d

  • v é a velocidade do objeto, em km / s
  • d é a distância ao objeto, em megaparsecs, Mpc, onde 1 Mpc & ampequals 1 milhão de parsecs e
  • H o , a constante de Hubble ou parâmetro de Hubble, uma proporcionalidade entre d e v também conhecida como taxa de expansão, em (km / s) / Mpc ou simplesmente km / s / Mpc.

Diferentes telescópios espaciais foram usados ​​para determinar a Constante de Hubble, H o . Cada um desses telescópios espaciais - Hubble, Spitzer - WMAP e Planck - olha para o universo em diferentes partes do espectro eletromagnético. Mesmo que o H o os alcances de cada telescópio espacial variam, os dados estão mais de acordo do que há 10 anos. Hubble & # 8217s Constant Values ​​recentes da Primefac são licenciados sob CC BY-SA 3.0

O que significa a unidade km / s / Mpc? O km / s é uma velocidade, quilômetros por segundo. A maioria de nós está acostumada a velocidades em milhas por hora, ou mi / h. A velocidade de um km / s é muito mais rápida do que estamos acostumados a 1 km / s é de aproximadamente 2.237 mi / h. Um megaparsec, Mpc, é uma distância específica, cerca de 3,26 milhões de anos-luz, 30,86 × 10 18 quilômetros ou 1,92 × 10 19 milhas. O km / s / Mpc é uma unidade de velocidade por distância, velocidade por megaparsec ou cerca de 3,26 milhões de anos-luz.

A equação da Lei de Hubble pode ser reorganizada para resolver a distância de um objeto:

v & ampequals H o d

d & ampequals v / H o

Com a Lei de Hubble disposta nesta forma, pode-se determinar a distância a um objeto como uma galáxia ou quasar distante, determinando a velocidade recessional do objeto a partir do desvio para o vermelho espectral do objeto e conhecendo o parâmetro de Hubble.

Um espectro de linha de absorção com deslocamento para o vermelho, indicando que o objeto está se afastando do observador (nós aqui na Terra) Redshift horizontal de Georg Wiora é licenciado sob CC BY 2.5 / A derivado do trabalho original

Com uma compreensão da relação entre o desvio para o vermelho de um objeto, sua velocidade de recuo e distância, o trabalho voltou-se para determinar o valor do parâmetro de Hubble, H o . Um parâmetro de Hubble correto, ou pelo menos próximo, levaria astrônomos e cosmologistas não apenas a determinar as distâncias a essas galáxias, mas também a idade do próprio Universo observável. A Lei de Hubble se aplica a galáxias e objetos que estão extremamente distantes especificamente, a mais de 10 megaparsecs do observador.


55 O parâmetro Hubble

Então, como astrônomos e cosmologistas determinaram o parâmetro de Hubble? Edwin Hubble primeiro atribuiu um valor em 1929 de 500 km / s / Mpc, com base em suas observações de objetos extremamente distantes no Monte. Observatório Wilson no sul da Califórnia. Os astrônomos continuaram a coletar dados para revisar o parâmetro do Hubble. Allan Sandage alcançou uma boa estimativa de 75 km / s / Mpc em 1958. Esta foi uma mudança significativa em relação à estimativa inicial do Hubble. O debate tornou-se bastante acirrado, com Sandage revisando sua estimativa para cerca de 50 km / s / Mpc e Gerard de Vaucouleurs propondo um valor em torno de 90 km / s / Mpc. Este parâmetro de Hubble ampla gama e debates continuaram até meados da década de 1990, quando dados de espaçonaves como o Telescópio Espacial Hubble ajudaram em melhores valores para o parâmetro de Hubble.

Várias naves espaciais forneceram valores diferentes para o parâmetro Hubble. E cada um desses valores depende do tipo de objeto que está sendo observado ou da metodologia empregada. Astrônomos e cosmologistas coletaram dados de supernovas Tipo 1a, estrelas variáveis ​​Cefeidas, lentes gravitacionais, radiação cósmica de fundo e, mais recentemente, ondas gravitacionais.

Vejamos como o parâmetro Hubble muda as coisas, especificamente a idade do Universo. Lembre-se da Lei de Hubble:

v & ampequals H o d

Dividindo ambos os lados por d, resolve H o :

v / d & ampequals H o

Uma vez que v & ampequals d / t (velocidade é igual à distância dividida pelo tempo, por exemplo, 65 milhas / hora) substituindo v:

d / t / d & ampequals H o

1 / t e ampequals H o

t & ampequals 1 / H o

Esta equação - t & ampequals 1 / H o- dá uma relação direta entre a idade do Universo e o parâmetro de Hubble. Então, vamos ver como funciona para determinar a idade do Universo.

Vamos usar um valor para o parâmetro Hubble, H o , de 70 km / s / Mpc. Isso nos dá:

t & ampequals 1 / H o & ampequals1 / 70 km / s / Mpc

No entanto, essas unidades não parecem com o tempo, exceto para os segundos. E nós precisamos - quer - a idade do Universo em anos. Portanto, primeiro cancele as unidades de distância dividindo 3,09 × 10 19 km / Mpc pelo parâmetro de Hubble selecionado:

(3,09 × 10 19 km / Mpc) / (70 km / s / Mpc) e ampequals 4,41 × 10 17 s (segundos)

Existem 3,16 × 10 7 segundos em um ano. Para converter segundos em anos, divida o número de segundos acima por 3,16 × 10 7 s / ano:

(4,41 × 10 17 s) / (3,16 × 10 7 s / ano) & ampequals 1,396 × 10 10 anos ou 13,96 bilhões de anos

Vejamos mais um exemplo, com base na estimativa original de Edwin Hubble do parâmetro de Hubble, Ho, sendo 500 km / s / Mpc:

t & ampequals 1 / H o & ampequals1 / 500 km / s / Mpc

(3,09 × 10 19 km / Mpc) / (500 km / s / Mpc) e ampequals 6,18 × 10 16 s (segundos)

(6,18 × 10 16 s) / (3,16 × 10 7 s / ano) & ampequals 1,92 × 10 9 anos ou 1,92 bilhões de anos

Então, ao comparar os dois valores para o parâmetro de Hubble, H o :

Parâmetro de Hubble, H o Era do Universo
70 km / s / Mpc 13,96 bilhões de anos
500 km / s / Mpc 500 km / s / Mpc

Para um parâmetro de Hubble de 70 km / s / Mpc, próximo ao intervalo que astrônomos e cosmologistas usam hoje, esse é um Universo cerca de 7,27 vezes mais antigo do que a estimativa de Hubble de 1929.


Implicações para a cosmologia

A dinâmica da evolução do universo é descrita na teoria geral da relatividade de Einstein pelo que é conhecido como a equação de Friedmann. A equação de Friedmann relaciona o parâmetro de Hubble (H, Onde H0 é o valor deste parâmetro na época atual), a densidade média da matéria, a curvatura do universo e a quantidade de energia associada ao vácuo do espaço (ou energia escura). A equação original de Einstein continha um termo que ele chamou de constante cosmológica, um termo que forçou o universo a ser estático. Quando Edwin Hubble descobriu a expansão do universo, Einstein mais tarde se referiu à constante cosmológica como seu maior erro. No entanto, a descoberta de um componente da energia escura no universo, com base em observações de supernovas muito distantes, sugere que Einstein pode estar correto, afinal.

Um dos testes clássicos de cosmologia é a comparação das escalas de tempo dadas pela idade das estrelas mais antigas e a quantidade de tempo que o universo está se expandindo. As melhores estimativas das estrelas mais antigas do universo são obtidas a partir de sistemas de estrelas em nossa galáxia, conhecidos como aglomerados globulares. As estrelas passam a maior parte de sua vida sofrendo a queima nuclear de hidrogênio em hélio em seus núcleos centrais. Modelos computadorizados detalhados da evolução comparados às observações de estrelas do aglomerado globular produzem idades de cerca de 12 ou 13 bilhões de anos. A integração da equação de Friedmann produz a idade de expansão do universo. Uma determinação precisa da idade de expansão requer o conhecimento da constante de Hubble, bem como a densidade média da matéria e a contribuição da energia escura. O cálculo da idade de expansão do universo para uma constante de Hubble de 70, para um universo plano sem energia escura, resulta em uma idade de expansão de apenas 9 bilhões de anos, mais jovem do que as estrelas mais antigas observadas na galáxia. Isso levou a um paradoxo anterior com um universo que parecia ser mais jovem do que suas estrelas mais antigas.

Muito progresso foi feito para medir esses parâmetros cosmológicos individuais, produzindo um Modelo Padrão com uma constante de Hubble de 70, com a matéria contribuindo com um terço e a energia escura com aproximadamente dois terços da densidade total de massa-energia. A idade resultante para o universo é então calculada em 13 bilhões de anos, em muito bom acordo com as idades das estrelas mais antigas. Tomados em conjunto, os resultados das idades dos aglomerados globulares e um valor para uma constante de Hubble de 70 favorecem um modelo para o universo dominado pela energia escura, consistente com os resultados de supernovas distantes.


Lei de Hubble e # x02019 e o universo em expansão

Em um dos artigos clássicos mais famosos nos anais da ciência, Edwin Hubble & # x02019s 1929 PNAS artigo sobre a relação observada entre distância e velocidade de recessão das galáxias & # x02014a Lei de Hubble & # x02014 desvendou o universo em expansão e mudou para sempre nossa compreensão do cosmos. Ele inaugurou o campo da cosmologia observacional que revelou um universo incrivelmente vasto que se expande e evolui há 14 bilhões de anos e contém matéria escura, energia escura e bilhões de galáxias.

É difícil imaginar que, apenas 90 anos atrás, não sabíamos da existência da maior parte do universo ao nosso redor. Da perspectiva de hoje & # x02019s, a realidade de um universo muito grande, antigo e em expansão, cheio de bilhões de galáxias que estão se afastando umas das outras conforme o espaço cósmico se expande de um & # x0201cBig Bang inicial & # x0201d bilhões de anos atrás, parece tão óbvio que esperamos que seja conhecido há séculos. Não tão. Foi o trabalho seminal do PNAS de 1929 de Edwin Hubble & # x02019s, & # x0201cA relação entre distância e velocidade radial entre nebulosas extra-galácticas & # x0201d (1), que levou a um ponto de viragem em nossa compreensão do universo. Em seu breve artigo, Hubble apresentou a evidência observacional para uma das maiores descobertas da ciência & # x02014, o universo em expansão. Hubble mostrou que as galáxias estão se afastando de nós com uma velocidade que é proporcional à sua distância de nós: galáxias mais distantes recuam mais rápido do que galáxias próximas. O gráfico clássico de Hubble & # x02019 da velocidade observada vs. distância para galáxias próximas é apresentado na Fig. 1 este gráfico tornou-se um marco científico que é regularmente reproduzido em livros de astronomia. O gráfico revela uma relação linear entre a velocidade da galáxia (v) e sua distância (d)

Velocidade & # x02013 relação de distância entre nebulosas extragalácticas (1). & # x0201cVelocidade radial, corrigida para movimento solar, é plotada contra distâncias estimadas de estrelas envolvidas e luminosidades médias de nebulosas em um aglomerado. Os discos pretos e a linha completa representam a solução para o movimento solar usando as nebulosas individualmente os círculos e a linha tracejada representam a solução combinando as nebulosas em grupos a cruz representa a velocidade média correspondente à distância média de 22 nebulosas cujas distâncias não puderam ser estimadas individualmente & # x0201d (1). (Observação: as unidades de velocidade devem estar em quilômetros por segundo.)

Esta relação é a conhecida Lei de Hubble (e sua representação gráfica é o Diagrama de Hubble). Indica uma expansão constante do cosmos onde, como em um bolo de passas em expansão que aumenta de tamanho, as galáxias, como as passas, se afastam umas das outras a uma velocidade constante por unidade de distância, portanto, objetos mais distantes se movem mais rápido do que os próximos. A inclinação da relação, Ho, é a Constante de Hubble que representa a taxa constante de expansão cósmica causada pelo alongamento do próprio espaço-tempo. Embora a taxa de expansão seja constante em todas as direções a qualquer momento, essa taxa muda com o tempo ao longo da vida do universo. Quando expresso em função do tempo cósmico, H(t), é conhecido como Parâmetro de Hubble. A taxa de expansão no momento atual, Ho, é cerca de 70 km / s / Mpc (onde 1 Mpc = 10 6 parsec = 3,26 & # x000d7 10 6 luz-y). O inverso da Constante de Hubble é o Tempo de Hubble, tH = d/v = 1 / Ho reflete o tempo desde que uma expansão cósmica linear começou (extrapolando uma Lei de Hubble linear de volta ao tempo t = 0) está, portanto, relacionado com a idade do Universo desde o Big-Bang até hoje. Para o valor acima de Ho, tH = 1 / Ho & # x0223c14 bilhões de anos.

A notável relação observacional de Hubble & # x02019 foi obtida usando 24 galáxias próximas para as quais velocidades e distâncias medidas estavam disponíveis. A maioria das velocidades veio das observações espectroscópicas pioneiras do deslocamento Doppler pelo famoso astrônomo Vesto Melvin Slipher (embora nenhuma referência seja dada no artigo de Hubble & # x02019s). As distâncias a essas galáxias (uma determinação imprecisa naqueles dias) foram medidas pelo Hubble & # x02014 com uma precisão muito maior do que anteriormente possível & # x02014 a partir do brilho aparente de suas estrelas e, para as quatro galáxias mais distantes na amostra, cada uma localizada no Aglomerado de Virgem (com velocidade de recessão de & # x0223c1.000 km / s), de seu brilho galáctico. Este método usa as estrelas (ou galáxias) como & # x0201celas padrão & # x0201d compara sua luminosidade intrínseca conhecida (conhecida por objetos próximos bem calibrados semelhantes) com seu brilho aparente observado para fornecer a distância para cada objeto. Quanto mais longe o objeto, mais escuro ele parece. As determinações da distância do Hubble foram suficientemente boas para separar as galáxias mais próximas das mais distantes o suficiente para ser capaz de detectar esta relação linear surpreendente. Além de representar graficamente todas as 24 galáxias individuais no gráfico, Hubble também as agrupou em nove grupos (círculos abertos na Fig. 1) com base em sua proximidade em direção e distância, esta foi uma boa maneira de minimizar a grande dispersão. O Hubble usou 22 galáxias adicionais para as quais as velocidades estavam disponíveis (a partir de medições Slipher), mas nenhuma distância estimada individualmente. Para estes, Hubble usou a velocidade média das 22 galáxias e estimou a distância média de seu brilho médio observado. Este valor médio, mostrado pela cruz na Fig. 1, é bem consistente com o resto dos dados. Embora houvesse indícios de uma possível relação entre velocidade e distância em trabalho anterior [Lemaitre (2) e Robertson (3), que expôs a fundamentação teórica, consulte as refs. 4 & # x020136 e referências nele], o artigo de Hubble & # x02019 foi o trabalho definitivo que convenceu a comunidade científica da existência desta relação observada e, portanto, de um universo em expansão. O trabalho de Hubble & # x02019 baseava-se no corpo acumulado de dados científicos da época, desde as velocidades criticamente importantes determinadas por Slipher a inúmeras tentativas de medições de distância usando uma variedade de velas padrão e a calibração muito melhorada oferecida pela relação período-luminosidade observada de Estrelas cefeidas [descobertas por Henrietta Swan Leavitt em 1912 (7) que o Hubble usou para calibrar suas distâncias]. O Hubble teve a sorte de usar o telescópio mais poderoso do mundo naquela época, o de 100 polegadas. Telescópio Hooker no Monte Wilson, que lhe permitiu identificar estrelas individuais em galáxias e, assim, revelar suas distâncias. Ele foi capaz de selecionar e medir um conjunto consistente das distâncias mais bem determinadas para uma amostra selecionada de galáxias e, apesar de um grande erro de calibração sistemático, conseguiu revelar de forma convincente essa relação notável. Avaliando seus dados, Hubble conclui: & # x0201cPara um material tão escasso, tão mal distribuído, os resultados são bastante definitivos. & # X0201d

O diagrama de Hubble & # x02019s de velocidade vs. distância (Fig. 1) parece claro e simples. Mostra uma tendência clara de aumento da velocidade com a distância, apesar de uma grande dispersão. O que torna este gráfico de aparência simples surpreendente são as implicações de longo alcance da tendência observada: que vivemos em um grande universo em evolução dinâmica que está se expandindo em todas as direções. Não é o universo estático que Einstein e outros assumiram em 1917. Na verdade, Einstein introduziu uma constante cosmológica em suas equações para manter o universo estático, como então se acreditava que fosse. Os resultados do Hubble sugeriram o contrário, eles sugeriram que o universo vem se expandindo há bilhões de anos, desde um início precoce até o presente (e futuro). De fato, em 1922, Alexander Friedmann (8), o famoso cosmologista russo, derivou as primeiras soluções para as equações de Einstein & # x02019 para um universo em expansão (Equações de Friedmann). Em 1927, Georges Lemaitre (2) derivou uma solução não estática para as equações de Einstein & # x02019s e a acoplou às observações então disponíveis para sugerir uma relação possível, mas inconclusiva entre velocidade e distância, que seria esperada para o universo não estático (ver também refs. 5 e 6). O diagrama de Hubble & # x02019s de 1929 provou que eles estavam certos. Infelizmente, Friedmann morreu jovem em 1925 e não viveu para testemunhar os resultados de Hubble & # x02019s. O próprio Hubble, entretanto, não conectou seus resultados a essas soluções de universo em expansão. Os artigos de Friedmann (1922) e Lemaitre (1927) ainda não eram bem conhecidos ou amplamente discutidos em 1929. Em vez disso, Hubble se refere (no último breve parágrafo de seu artigo) à possibilidade de que sua relação linear observada pode se relacionar com o então discutido # x02014 agora abandonado há muito tempo & # x02014de Modelo estático Sitter em que os desvios Doppler surgem principalmente da desaceleração do tempo em grandes distâncias, em vez de um universo em expansão. Pouco depois da descoberta de Hubble & # x02019s, cosmologistas, incluindo Einstein, tomaram conhecimento da relação observada no artigo de Lemaitre & # x02019s (1927) Hubble & # x02019s forneceu o ponto de viragem para o universo em expansão.

Ao longo das décadas desde a descoberta do Hubble & # x02019s, numerosas observações da Lei de Hubble foram realizadas a distâncias muito maiores e com uma precisão muito maior usando uma variedade de velas padrão modernas, incluindo Supernovas tipo Ia (SNIa) (9 & # x0201314), e um indicador de distância estelar / cefeida bastante aprimorado para o aglomerado de Virgem (15), realizado com o telescópio espacial Hubble, apropriadamente nomeado em homenagem ao Hubble. A Fig. 2 apresenta uma compilação recente do Diagrama de Hubble observado usando SNIa como indicadores de distância (14) para galáxias a distâncias centenas de vezes maiores do que as observadas por Hubble Hubble & # x02019s o diagrama original se encaixa em um pequeno ponto próximo à origem deste gráfico (correspondendo a nossa vizinhança cósmica imediata). A bela relação linear observada com essas distâncias é um triunfo notável para os resultados do Hubble & # x02019s. Os valores de Hubble & # x02019s para suas distâncias em 1929 estavam, entretanto, errados, por um grande fator de & # x0223c7! Isso se deveu principalmente a uma calibração errada do ponto zero das velas padrão usadas na época. Todas as distâncias eram, portanto, muito pequenas por um fator de 7, e a taxa de expansão Ho muito grande pelo mesmo fator. Valor de Hubble & # x02019s para Ho era 500 km / s / Mpc, enquanto o valor bem calibrado de hoje & # x02019s é Ho = 70 (& # x000b1 & # x0223c2) km / s / Mpc (15 & # x0201320). No entanto, apesar desta grande diferença e de suas principais implicações para a taxa de expansão e idade do universo, a descoberta fundamental de Hubble & # x02019 do universo em expansão não é afetada pelo linear subjacente v & # x0223c d relação permanece inalterada.

O diagrama de Hubble de galáxias [distância vs. redshift (velocidade)] de uma grande amostra combinada de indicador de distância SNIa [reproduzido com permissão da ref. 14 (& # x000a9) ESO]. Um diagrama de Hubble recente de uma grande amostra combinada de galáxias usando SNIa como velas padrão para medição de distância. O gráfico apresenta a distância (como módulo de distância proporcional ao log da distância) vs. redshift z (Desvio Doppler, proporcional à velocidade para pequeno desvio para o vermelho: v / c & # x0223c z) As diferentes amostras SNIa são denotadas por cores diferentes e são listadas por nome [low-z sample Sloan SDSS sample SN legacy survey, SNLS e Hubble Space Telescope SNIa, HST para detalhes e referências, veja Betoule et al. (14)]. A linha preta (que se ajusta tão bem aos dados) representa o d(z) relação esperada para a cosmologia atual (um universo plano com densidade de massa de 30% e constante cosmológica de 70%) e uma constante de Hubble de Ho = 70 km / s / Mpc. O ligeiro desvio na forma em grandes distâncias é a evidência da aceleração. Gráfico de Hubble & # x02019s 1929 (Fig. 1, plotado com eixos reversos, v vs. d) caberá em um pequeno ponto próximo / abaixo da origem deste diagrama.

A descoberta do Hubble & # x02019 inaugurou o campo da cosmologia observacional e abriu um vasto universo magnífico a ser explorado. As observações da estrutura em grande escala do universo, aglomerados de galáxias, SNIa (usado como velas padrão para explorar a evolução da Lei de Hubble para grandes distâncias) e a radiação cósmica de fundo em microondas revelaram um universo incrível: um universo que é plana (curvatura espacial zero) e contém 5% de bárions (estrelas, gás), 25% de matéria escura exótica não bariônica e 70% de energia escura que faz com que a taxa de expansão atual do universo acelere. O surpreendente resultado da aceleração cósmica foi descoberto em 1998 (9 & # x0201312) usando um método indicador de distância semelhante ao usado pelo Hubble, mas usando o SNIa muito brilhante como velas padrão precisas para medir a evolução da taxa de expansão (o Diagrama de Hubble ) em grandes distâncias (primeiros tempos cósmicos). O resultado surpreendente mostrou que a taxa de expansão tem se acelerado nos últimos & # x0223c6 bilhões de anos. A natureza da misteriosa energia escura que causa essa aceleração ainda não é conhecida. É a constante cosmológica, representando a densidade de energia do vácuo, ou é outra coisa? Esta é uma das questões mais fundamentais da cosmologia hoje. A busca para responder a esta pergunta está em andamento. O Telescópio Espacial Hubble, entre outros, está atualmente observando a Lei de Hubble a distâncias maiores (usando SNIa) para rastrear a evolução precisa do universo em expansão. A relação linear observada em pequenas distâncias começa a se desviar da linearidade em grandes distâncias devido à cosmologia específica do universo, incluindo a densidade de massa cósmica (cuja gravidade desacelera a expansão) e a quantidade e natureza da energia escura (que acelera a expansão) . O pequeno desvio da linearidade, visto a grandes distâncias na Fig. 2, é de fato a evidência observacional para o universo em aceleração (9 & # x0201314).

A descoberta do Hubble & # x02019 abriu pesquisas notáveis ​​em várias outras áreas, como a estrutura em grande escala do universo, a evolução e propriedades de galáxias e quasares e a evolução do universo como um todo. Usar a Lei de Hubble & # x02019s permite a determinação crucial das distâncias de Hubble para galáxias e quasares (distâncias de Hubble são aquelas derivadas da Lei de Hubble & # x02019s usando a velocidade observada do objeto, essas distâncias representam a distância cósmica verdadeira mais um pequeno componente de movimento peculiar). Por sua vez, essas distâncias permitem a determinação da localização 3D e distribuição de milhões de galáxias e quasares a partir de suas velocidades de deslocamento Doppler espectroscópico (redshift) obtidas a partir de grandes levantamentos de redshift de galáxias [como o levantamento digital do céu Sloan (21 & # x0201323 ) e outros]. Tais pesquisas revelam uma notável rede interconectada em grande escala de galáxias, aglomerados de galáxias, filamentos e vazios (22, 23). As distâncias de Hubble são rotineiramente usadas em astronomia para medir distâncias para galáxias de seus redshifts espectroscópicos (relativamente) facilmente medidos e até mesmo de seus redshifts fotométricos (obtidos de levantamentos de imagens multibanda). A evolução de galáxias e quasares do universo jovem & # x0223c1-bilhão de anos até hoje é possibilitada pela medição dessas distâncias. Uma determinação precisa da idade do universo também foi habilitada a partir da constante de Hubble medida com precisão, quando combinada com os parâmetros cosmológicos acima, para ser 13,8 & # x000b1 0,1 bilhões de anos (15 & # x0201320). Esta idade é bastante consistente com a idade das estrelas mais velhas. Esses são apenas alguns exemplos das aplicações abrangentes da descoberta do Hubble & # x02019s.

Em seu artigo, Hubble conclui & # x0201c Os resultados estabelecem uma relação aproximadamente linear entre as velocidades e distâncias entre as nebulosas para as quais as velocidades foram publicadas anteriormente, e a relação parece dominar a distribuição das velocidades. Novos dados a serem esperados em um futuro próximo podem modificar o significado da presente investigação ou, se confirmatórios, levarão a uma solução muitas vezes maior. & # X0201d De fato, Hubble e seu colega Milton Humason no Observatório de Mount Wilson expandiram suas investigação medindo distâncias e velocidades adicionais de galáxias em seu trabalho de acompanhamento, estendendo-se a distâncias 20 vezes maiores (24), e confirmando os resultados originais. Hoje, 85 anos depois, a Lei de Hubble é um dado, medido com alta precisão em escalas cósmicas muito maiores do que o primeiro vislumbre do Hubble em nossa vizinhança cósmica imediata.

A descoberta do Hubble & # x02019 retrata uma história científica incrível: suas distâncias tinham um grande erro sistemático por um fator de sete, suas velocidades vieram principalmente das medidas por Slipher, ele usou uma pequena amostra de apenas 24 galáxias próximas e sua interpretação dos resultados em termos do então modelo cinemático de Sitter estava errado, seu resultado principal da relação velocidade vs. distância mudou o curso da ciência ao revelar o universo em expansão. A Lei de Hubble, a Constante de Hubble, o Tempo de Hubble e o mais recente Telescópio Espacial Hubble são apenas tributos a esta descoberta inspiradora.


A constante de Hubble

Um progresso considerável foi feito na determinação da constante de Hubble nas últimas duas décadas. Discutimos o contexto cosmológico e a importância de uma medição precisa da constante de Hubble, com foco em seis métodos de determinação de distância de alta precisão: Cefeidas, ponta do ramo gigante vermelho, galáxias maser, flutuações de brilho da superfície, a relação Tully-Fisher e Supernovas do tipo Ia. Discutimos em detalhes os erros sistemáticos conhecidos na medição das distâncias das galáxias e como minimizá-los. Nossa melhor estimativa atual da constante de Hubble é 73 ± 2 (aleatório) ± 4 (sistemático) km s −1 Mpc −1. A importância da precisão aprimorada na constante de Hubble aumentará na próxima década com novas missões e experimentos projetados para aumentar a precisão em outros parâmetros cosmológicos. Descrevemos as etapas que serão necessárias para fornecer um valor da constante de Hubble para 2% de incerteza sistemática e discutir as restrições em outros parâmetros cosmológicos que serão possíveis com tal precisão.


Parâmetro de Densidade

O parâmetro de densidade, $ Omega $, é definido como a razão entre a densidade real (ou observada) ρ e a densidade crítica $ rho_c $. Para qualquer quantidade $ x $, o parâmetro de densidade correspondente, $ Omega_x $ pode ser expresso matematicamente como & menos

Para diferentes quantidades em consideração, podemos definir os seguintes parâmetros de densidade.

Onde os símbolos têm seus significados usuais.

Pontos para lembrar

A evolução do fator de escala é determinada pelo Equação de Friedmann.

H (z) é o parâmetro Hubble dependente do deslocamento para o vermelho.

O Parâmetro Hubble varia com o tempo.

O Parâmetro de Densidade é definido como a razão entre a densidade real (ou observada) e a densidade crítica.


Surpresa! A constante de Hubble muda ao longo do tempo

Uma parte do Hubble eXtreme Deep Field em luz UV-vis-IR completa, a imagem mais profunda já obtida. . [+] As diferentes galáxias mostradas aqui estão em diferentes distâncias e redshifts, e nos permitem derivar a lei de Hubble.

NASA, ESA, H. Teplitz e M. Rafelski (IPAC / Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona State University) e Z. Levay (STScI)

O Universo é um lugar enorme, cheio de estrelas e galáxias por bilhões de anos-luz em todas as direções. Desde o Big Bang, a luz tem viajado de todas as fontes que a criaram, com uma pequena fração chegando aos nossos olhos. Mas a luz não se propaga simplesmente através do espaço entre onde é emitida e onde estamos hoje - a própria estrutura do espaço está se expandindo.

Quanto mais distante uma galáxia está, mais a expansão do espaço se estende - e, portanto, o vermelho muda - a luz que eventualmente chegará aos nossos olhos. À medida que olhamos para distâncias cada vez maiores, vemos redshifts que aumentam. Se traçarmos como essa aparente velocidade de recessão se dimensiona com a distância, obteremos uma boa relação em linha reta: a lei de Hubble. Mas a inclinação dessa linha, conhecida como constante de Hubble, não é realmente uma constante. É um dos maiores equívocos de toda a astronomia.

A relação redshift-distance para galáxias distantes. Os pontos que não caem exatamente no. A linha [+] deve o ligeiro descasamento às diferenças nas velocidades peculiares, que oferecem apenas pequenos desvios da expansão geral observada. Os dados originais de Edwin Hubble, usados ​​pela primeira vez para mostrar que o Universo estava se expandindo, cabem na pequena caixa vermelha no canto inferior esquerdo.

Robert Kirshner, PNAS, 101, 1, 8-13 (2004)

Existem duas maneiras de entender a expansão do Universo: teoricamente e observacionalmente. Quando olhamos para o Universo, vemos uma série de fatos importantes sobre a expansão:

  • o Universo se expande na mesma taxa em todas as direções,
  • quanto mais distante uma galáxia está, mais rápido ela se afasta de nós,
  • e que isso só é verdade em média.

When we look at individual galaxies, there are large discrepancies in the speeds they actually have, and this is due to gravitational interactions of everything else in the entire Universe.

A two-dimensional slice of the overdense (red) and underdense (blue/black) regions of the Universe . [+] nearby us. The lines and arrows illustrate the direction of peculiar velocity flows, but all of this is embedded in a fabric of expanding space.

Cosmography of the Local Universe — Courtois, Helene M. et al. Astron.J. 146 (2013) 69

But this is not an insurmountable problem. The Universe is not a place where we only have a few galaxies we can measure the redshift and distance to there are literally millions of galaxies that we've done this for. As we find a huge slew of galaxies, we can do what's called "binning" them together, where we'll take galaxies in a certain distance range and average them together, calculating an average redshift for them. As we do this, we find that straight-line relation that defines Hubble's law.

Here's the surprise, though. If we look to large enough distances, we can see that the expansion rate no longer follows that straight-line law, but rather curves.

A plot of the apparent expansion rate (y-axis) vs. distance (x-axis) is consistent with a Universe . [+] that expanded faster in the past, but is still expanding today. This is a modern version of, extending thousands of times farther than, Hubble's original work. Note the fact that the points do not form a straight line, indicating the expansion rate's change over time.

Ned Wright, based on the latest data from Betoule et al. (2014)

When we use a term like "the Hubble constant," we're talking about the slope of that line. If it's not a line — i.e., if the slope changes — that tells us that the Hubble expansion rate of the Universe isn't truly a constant after all! The reason we call it the Hubble constant is because the Universe expands at the same rate at every location in the Universe: the Hubble constant is constant throughout space.

But the expansion rate, and therefore the value of the Hubble constant, changes with time. This isn't a puzzle, but is rather exactly what we expect. To understand this, let's look at it from the other point of view: theoretically.

A photo of me at the American Astronomical Society's hyperwall in 2017, along with the first . [+] Friedmann equation at right.

Perimeter Institute / Harley Thronson

The first Friedmann equation is what you arrive at if you start with a Universe that's uniformly filled with matter, radiation, and whatever other forms of energy you want. The only assumptions are that the Universe is isotropic (the same in all directions), homogeneous (with the same average density everywhere), and governed by General Relativity. If you assume this, you get a relation between H, the Hubble rate (on the left-hand side), and all the various forms of matter and energy in the Universe (on the right-hand side).

The first Friedmann equation, as conventionally written today (in modern notation), where the left . [+] side details the Hubble expansion rate and the evolution of spacetime, and the right side includes all the different forms of matter and energy, along with spatial curvature.

Interestingly, as your Universe expands, the density of matter, radiation, and energy are allowed to change. For example, as your Universe expands, its volume increases, but the total number of particles within your Universe stays the same. This means that, in an expanding Universe, for:

  • matter, its density drops as uma -3 ,
  • radiation, its density drops as uma -4 ,
  • and for dark energy, its density remains constant, evolving as uma 0 ,

Onde uma is the scale factor (a proxy for the distance or the radius) of the Universe. As time goes on, uma grows, and therefore different components of the Universe become more-or-less important relative to one another.

How matter (top), radiation (middle), and a cosmological constant (bottom) all evolve with time in . [+] an expanding Universe.

E. Siegel / Beyond The Galaxy

A Universe with a greater overall energy density has a greater expansion rate. On the contrary, one with a smaller energy density has a lower expansion rate. As the Universe ages, it expands as it expands, the matter and radiation within it becomes less dense as it becomes less dense, the expansion rate drops. The expansion rate, at any given time, determines the value of the Hubble constant. In the distant past, the expansion rate was much larger, while today it's the smallest it's ever been.

Various components of and contributors to the Universe's energy density, and when they might . [+] dominate. If cosmic strings or domain walls existed in any appreciable amount, they'd contribute significantly to the expansion of the Universe. There could even be additional components that we no longer see, or that haven't appeared yet! Note that by time we reach today, dark energy dominates, matter is still somewhat important, but radiation is negligible.

E. Siegel / Beyond The Galaxy

So why, then, you might wonder, do the very distant galaxies we observe appear to follow this straight-line relation? It's because all of the light that arrives at our eyes, from the light that was emitted by a galaxy next door to the light that was emitted from a galaxy billions of light years away, is all 13.8 billion years old by time it reaches us. The age of everything in the Universe, by time it reaches us today, has lived through the same ever-changing Universe that we have. The Hubble constant was higher in the distant past, when much of the light was emitted, but it's taken billions of years for that light to arrive at our eyes.

Light may be emitted at a particular wavelength, but the expansion of the Universe will stretch it . [+] as it travels. Light emitted in the ultraviolet will be shifted all the way into the infrared when considering a galaxy whose light arrives from 13.4 billion years ago.

Larry McNish of RASC Calgary Center

Over that time, the Universe has expanded, meaning that the wavelength of that light has stretched. Only over the past 6 billion years or so has dark energy become important, and we've now reached the time where it's fast becoming the only component of the Universe that has an impact on our expansion rate. If we went back to a time when the Universe was half its present age, the expansion rate was 80% greater than it is today. When the Universe was just 10% of its current age, the expansion rate was 17 times greater than its present value.

But when the Universe reaches 10 times its current age, the expansion rate will only be 18% smaller than it is today.

The blue "shading" represent the possible uncertainties in how the dark energy density was/will be . [+] different in the past and future. The data points to a true cosmological "constant," but other possibilities are still allowed. Unfortunately, the conversion of matter into radiation cannot mimic dark energy it can only cause what was once behaving as matter to now behave as radiation.

This is due to the presence of dark energy, which behaves as a cosmological constant. In the far future, matter and radiation will both become relatively unimportant compared to dark energy, meaning that the Universe's energy density will remain constant. Under these circumstances, the expansion rate will reach a steady, finite value and stay there. As we move into the far future, the Hubble constant will become a constant not only in space, but in time as well.

In the far future, by measuring the velocity and distance to all the objects we can see, we'd get the same slope for that line everywhere. The Hubble constant will truly become a constant.

The relative importance of different energy components in the Universe at various times in the past. . [+] Note that when dark energy reaches a number near 100% in the future, the energy density of the Universe will remain constant arbitrarily far ahead in time.

If astronomers were more careful about their words, they would have called H the Hubble parameter, rather than the Hubble constant, since it changes over time. But for generations, the only distances we could measure were close enough that H appeared to be constant, and we've never updated this. Instead, we have to be careful to note that H is a function of time, and only today — where we call it H0 — is it a constant. In reality, the Hubble parameter changes over time, and it's only a constant everywhere in space. Yet if we lived far enough in the future, we'd see that H stops changing entirely. As careful as we can be to make the distinction between what's actually constant and what changes now, in the far future, dark energy ensures there will be no difference at all.


Evolution of the Hubble parameter - Astronomy

Hubble Space Telescope images of high-redshift galaxies selected via color and photometric redshifts are used to examine the size and axial ratio distribution of galaxies as a function of redshift at look-back times t>8 Gyr. These parameters are measured at rest-frame UV wavelengths (1200 Å < λ < 2000 Å) on images with a rest-frame resolution of less than 0.8 kpc. Galaxy radii are found to scale with redshift approximately as the Hubble parameter H -1 (z). This is in accord with the theoretical expectation that the typical sizes of the luminous parts of galaxies should track the expected evolution in the virial radius of dark matter halos. The mean ratio of the semimajor axis to the semiminor axis for a bright well-resolved sample of galaxies at z

4 is b/a=0.65, suggesting that these Lyman break galaxies are not drawn from a spheroidal population. However, the median concentration index of this sample is C=3.5, which is closer to the typical concentration indices of nearby elliptical galaxies (C

4) than to the values for local disk galaxies of type Sb and later (C<2).

Based on observations obtained with the NASA/ESA Hubble Space Telescope (HST), the European Southern Observatory, and the Kitt Peak National Observatory (KPNO). HST is operated by the Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), Inc., under NASA contract NAS5-26555. KPNO is part of the National Optical Astronomy Observatories, which is operated also by AURA, Inc., under cooperative agreement with the National Science Foundation.


Hubble's law

Edwin Hubble first proposed this law in 1929 based on a study of the light received from the distant galaxies. He observed that the characteristic colors, or spectral lines (see spectrum spectrum,
arrangement or display of light or other form of radiation separated according to wavelength, frequency, energy, or some other property. Beams of charged particles can be separated into a spectrum according to mass in a mass spectrometer (see mass spectrograph).
. Click the link for more information. ), emitted by the stars in the galaxies do not have exactly the same wavelengths observed in the laboratory rather they are systematically shifted to longer wavelengths, toward the red end of the spectrum.

Such "red shifts" could occur because other galaxies are moving away from our own galaxy, the Milky Way. The change in the wavelength of light that results from the relative motion of the source and the receiver of the light is an example of the Doppler effect Doppler effect,
change in the wavelength (or frequency) of energy in the form of waves, e.g., sound or light, as a result of motion of either the source or the receiver of the waves the effect is named for the Austrian scientist Christian Doppler, who demonstrated the effect
. Click the link for more information. . The precise definition of the red shift is the increase in the wavelength divided by the original wavelength for a given relative velocity, this quantity is the same for all wavelengths or colors. For example, a red shift of 0.05 means that all wavelengths are increased by 5% because of the recessional velocity. Thus the velocity of any given galaxy is measured by its red shift.

Subsequent work has confirmed the general features of Hubble's law, but one specific part&mdashHubble's constant&mdashhas been drastically corrected. This value suggests the relative rate at which the scale of the universe changes with time. The value is currently estimated at about 45 to 46 mi (72 to 74 km) per second per megaparsec, based on studies of type 1a supernovas, which have a known brightness, using Cepheid variable stars to determine the supernovas distances. There is still some uncertainty in the value of this constant&mdasha more recent estimate based on data from the Planck space observatory was about 42 mi (67 km) per second per megaparsec, and a third, more recent method that was based on type 1a supernovas but used red giants to determine distances resulted in an estimate of about 43 mi (70 km) per second per megaparsec&mdashalthough the difference much less what it was in 1990. Hubble's original value for the expansion rate was between five and ten times too large because he underestimated the distances to the galaxies. The Hubble constant has received much attention because its reciprocal can be thought of as a time that represents the age of the universe. A low Hubble's constant implies that the universe is expanding slowly and therefore must be very old to have reached its current size. Conversely, a high estimate implies a rapid expansion and a relatively young universe. Current estimates place the age of the universe at around 13.799 billion years.

Relative Motion of the Galaxies

Hubble's law applies to all galaxies or clusters sufficiently distant from one another that gravitational forces are negligible. According to the law, these galaxies are flying away from each other at tremendous speeds as the fabric of space they occupy stretches, such that the greater the distance between any two galaxies, the greater their relative speed of separation. In other words, the expansion of the universe is roughly uniform. This empirical finding strongly supports the theory that the universe began with an explosive big bang (see cosmology cosmology,
area of science that aims at a comprehensive theory of the structure and evolution of the entire physical universe. Modern Cosmological Theories
. Click the link for more information. )

Hubble's law was deduced from observations that indicate that the more distant a galaxy, the greater its red shift and hence the greater its velocity relative to the Milky Way. The fact that all other galaxies (with the exception of M31, the Andromeda Galaxy Andromeda Galaxy,
cataloged as M31 and NGC 224, the closest large galaxy to the Milky Way and the only one visible to the naked eye in the Northern Hemisphere. It is also known as the Great Nebula in Andromeda. It is 2.
. Click the link for more information. ) seem to be receding from the Milky Way does not imply that there is anything special about our position in space. Because the expansion of the universe is approximately uniform, it would appear to an observer in any galaxy that all other galaxies, including the Milky Way, were receding from the observer's galaxy.

Bibliography

See E. Harrison, Cosmology (1981).


Assista o vídeo: Hubble telescopio espacial - documental (Outubro 2021).