Astronomija

Kaj je treba upoštevati pri izračunu Hubblove konstante?

Kaj je treba upoštevati pri izračunu Hubblove konstante?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Po mojem razumevanju Hubblova konstanta $ H_0 $ izračuna iz opaženih rdečih premikov $ z $ oddaljenih galaksij glede na njihovo pravilno razdaljo $ D $. Zdi se, da je trenutna vrednost 67,80 (77) $ frac {km} {s} Mpc ^ {- 1} $

Pri izračunu Hubblove konstante s pomočjo rdečega premika predvidevam, da si želijo le tisti prispevki hitrosti zaradi širjenja vesolja, ne pa tisti iz resničnega gibanja galaksij znotraj kopice (nenavadno gibanje) ali tako. To sem prebral tudi v različnih spletnih virih (česar se trenutno ne morem spomniti).

Če je vaša kopica galaksij dovolj oddaljena (ekv. ~ 1 Gpc), lahko zanemarimo nenavadno gibanje, ki je približno 1000 $ frac {km} {s} $ (1000 $ frac { km} {s} $ / (1 Gpc $ krat 67,80 USD (77) $ frac {km} {s} Mpc ^ {- 1} $) $ približno 1,4%)

Kljub temu, kako bi poskušali popraviti svojevrstno gibanje, ali pa je res zanemarjeno? Izračun vseh gravitacijskih komponent v vsaki gruči? Druga ideja bi lahko bila domneva, da se galaksije znotraj kopice premikajo naključno med seboj in da se nenavadno gibanje v povprečju izniči? Kakšne druge možnosti?

Opomba da je to vprašanje delno kopija drugega mojega vprašanja na physics.stackexchange.com, na katerega nisem odgovoril v celoti, vendar je komentiral, da ga postavim tukaj.


Mislim, da bi to lahko odgovorilo na vaše vprašanje. Spodaj sem navedel pomemben odstavek.

Če bi lahko imele posebne hitrosti kakršno koli vrednost, bi to postalo Hubblov zakon neuporaben. Vendar pa so značilne hitrosti običajno le približno 300 km / s in zelo redko presegajo 1000 km / s. Hubblov zakon zato postane natančen za galaksije, ki so daleč stran, ko je H0d veliko večji od 1000 km / s. Poleg tega lahko pogosto ocenimo, kakšna bo posebna hitrost galaksije, če pogledamo bližnje strukture, ki jo bodo vlekle.

Zdi se torej, da je v odgovor na vaše vprašanje, če je galaksija dovolj oddaljena, mogoče zanemariti svojevrstno gibanje ali, če je blizu, razumen približek, ki ga najdemo z ocenami iz bližnjih galaksij (na primer v kopici).


Zakaj so znanstveniki zmedeni glede tega, kako hitro se vesolje širi

Znanstveniki so za izračun hitrosti širjenja uporabili tri različne tehnike in namesto enega pripravili tri različne odgovore.

Posnetek vesoljskega teleskopa Hubble številnih galaksij in galaktičnih kopic. Foto: NASA

Ko se potopite vanj, znanstveno raziskovanje ni enako iskanje pravega odgovora kot ena teorija, ki lahko razloži obstoječa opažanja. Ko se instrumenti in tehnike izboljšujejo v občutljivosti in natančnosti, nova opazovanja izpodbijajo naše obstoječe modele in nam omogočajo, da najdemo boljše in natančnejše razlage.

Hubblova konstanta - številka, ki označuje, kako hitro se vesolje širi - prehaja v podobno fazo nesoglasja. Znanstveniki, ki so na različne načine merili konstanto, so izračunali različne vrednosti, kar naj ne bi bilo, in predlagajo, da nekaj pogrešamo. Dejansko se mnogi sprašujejo, ali je to morda priložnost, da spremenimo naše sedanje razumevanje zgodnjega vesolja, temne snovi, fizike delcev in celo oblike vesolja.

Leta 1927 je ameriški astronom Vesto Slipher opazoval različne frekvence svetlobe, imenovane spektre, iz 46 galaksij. Ugotovil je, da so bili vsi spektri premaknjeni proti rdečemu koncu elektromagnetnega spektra. Hitreje kot se objekt odmakne od opazovalca, bolj se zdi, da je njegov spekter rdeče premaknjen. Ergo, vse galaksije so se oddaljile od Zemlje.

Leta 1929 je Edwin Hubble izračunal, kako hitro se vsaka galaksija oddaljuje na določeni razdalji. Ugotovil je, da je bilo v skladu z odbitkom enega od njegovih vrstnikov v Belgiji Georgesa Lemaîtreja: da bolj ko je bila galaksija oddaljena, hitreje se je odmikala. To lahko predstavimo v preprosti formuli: v = Ho d. Ho imenuje se Hubblova konstanta, večja kot je bila, hitreje bi se vesolje širilo. Vendar pa natančna vrednost Ho od takrat je težko določiti.

Sorazmerno enostavno je izmeriti, kako hitro se galaksije umikajo. Težava je v merjenju razdalj do galaksij. Predmeti, ki so bolj oddaljeni, so videti bolj zatemnjeni, zato, če poznamo notranjo svetlost predmeta, jo lahko primerjamo z opazovano svetlostjo in ugotovimo, kako daleč je.

Ko je Hubble izračunal svojo istoimensko konstanto, je dobil vrednost 500 km na sekundo na megaparsek (km / s / Mpc) - to pomeni, da so se predmeti, oddaljeni 1 megaparsek, odmikali s 500 km / s.

V njegovem času so astronomi kot indikatorje razdalje uporabljali vrsto zvezd, imenovano spremenljivke Cefeid, ki jo je leta 1912 odkrila Henrietta Swan Leavitt. Svetlost teh zvezd se je periodično spreminjala, zato so astronomi lahko svojo trenutno svetlost ugotovili preprosto z merjenjem časa, ki je pretekel med dvema vrhovima svetlosti.

Kasneje se je še en razred predmetov predstavil kot kazalnik razdalje. To so bile supernove tipa Ia - nekakšna eksplozija zvezd ob koncu življenja, ki je imela enako svetlost, ne glede na to, katera zvezda je na ta način umrla. Ko so astronomi te predmete uporabljali za izračun Ho, ugotovili so, da znaša le 50-90 km / s / Mpc. Sprva instrumenti, ki so bili uporabljeni za te meritve, niso bili zelo natančni, zato so ljudje upali, da bo neskladje z bolj občutljivimi instrumenti izginilo.

Leta 1998 so drugi astronomi veliko odkrili: da se širjenje vesolja pospešuje. To je bilo pripisano temni energiji, lastni energiji vakuuma prostora, o kateri vemo zelo malo, ki je vesolje potiskala narazen. Leta 2015 so znanstveniki za izračun uporabili podatke s satelita Planck, ki je preučeval sevanje, ki je ostalo od velikega poka, skupaj s priljubljeno teorijo, ki upošteva učinke temne energije na vesolje Ho naj bo 67,8 ± 0,9 km / s / Mpc.

To je povzročilo zmedo: dve natančni tehniki sta imeli dve različni vrednosti števila, ki morata biti enaki po vsem vesolju.

Aprila 2016 je ameriški astronom Adam Riess, eden od treh znanstvenikov, ki so odkrili pospešeno širitev, s svojo ekipo poskušal rešiti težavo. Z veliko natančnostjo so preučevali spremenljivke Cefeid in supernove tipa Ia v bližnjih galaksijah, da bi izračunali vrednost Ho v lokalnem vesolju, nato pa to primerjajte s podatki s Planckovega satelita.

Riess & amp co. dobljeno 73,85 1,96 km / s / Mpc. Leta 2018 je sodelovanje s Planckom izboljšalo njihove izračune Ho kot 67,4 ± 0,5 km / s / Mpc. Marca 2019 je ekipa Riess & # 8217s dodatno omejila vrednost na 74,3 ± 1,42 km / s / Mpc. Julija 2019 je še ena skupina preučevala gravitacijsko lečenje s kvazarji, da bi dosegla vrednost 73,3 + 1,7 & # 8211 1,8 km / s / Mpc.

Kot da se ne moremo dogovoriti, kako hitro se vesolje širi.

Wendy Freedman, astronomka z univerze v Chicagu, je znana po svojem delu pri izračunu vrednosti Hubblove konstante. Podatke iz prispevka iz julija 2019 je uporabila v novem poskusu zaustavitve širjenja Ho vrednote. Ironično je, da sta s svojo ekipo dobila novo številko: njen časopis, ki naj bi se pojavil v Astrofizični časopis, predstavlja Ho znaša 69,8 0,8 km / s / Mpc.

Vse te različne ločene vrednosti so zelo natančne in nas spodbujajo, da razmislimo o spremembi naših trenutnih teorij med drugim v kozmologiji in fiziki delcev, da bi jih razložili in ponudili potencialne vire razlik.

Trdna znanstvena teorija je tista, ki uspešno razlaga trenutna opazovanja in meritve ter daje preverljive napovedi. Znanstvene raziskave so na koncu proces, ki vključuje številne kontrolne točke: vsako novo odkritje, ki se ne strinja s trenutnim okvirom našega razumevanja sveta, nas spodbudi, da ga spremenimo. Torej, medtem ko so različne vrednosti Hubblove konstante frustrirajoče, je čas, da postanemo kozmolog tudi vznemirljiv.

Sakhee Bhure je diplomiral iz astronomije in astrofizike na Florida Institute of Technology. Zanima jo pisanje o znanosti.


Kaj je treba upoštevati pri izračunu Hubblove konstante? - astronomija

Modro premikane galaksije v razširjenem vesolju z rdečim premikom

Skupina galaksij Devica, ozvezdje: Devica / Koma

Razdalja 15 - 20 Mpc (odvisno od tega, komu verjamete) (1 Mpc = 1 megaparsec = 3,26 milijona svetlobnih let)

Kopica galaksij Devica je največja in najbližja velika skupina galaksij. Središče okoli RA = 12h, DEC = 13 ", je bilo na fotografijah, posnetih z velikimi teleskopi, identificiranih približno 3.000 galaksij, več kot 100 teh galaksij pa je dosegljivo z amaterskimi (6-palčnimi - 10-palčnimi in večjimi) instrumenti.

Od leta 1950 so polemike obkrožale razdaljo jate Device. Povprečna radialna hitrost za člane jate Devica je +1,141 60 km / s z disperzijo hitrosti s = 666 km / s. Tako je v tej kopici širok razpon radialnih hitrosti. Z uporabo razmerja rdečega premika za izpeljavo razdalje galaksij z uporabo Hubblovega zakona so bile zgodnje razdalje v območju 12 Mpc. Toda Hubblova konstanta, H se je spreminjalo, ko so se pojavile podrobnejše preiskave razdalje galaksij, njegov doseg je bil 55 - 100 km / s / Mpc. Veliki opazovalni astronom in pomočnik Edwina Hubbla, Alan Sandage je skupaj z Gusom Tammannom v letih 1974 - 1975 objavil vrsto člankov o njihovi preiskavi Hubblove konstante z analizo številnih različnih metod razdalje do galaksij (spremenljivke cefeida, svetlo modre zvezde, H II regije itd.) in jih primerjal z znanimi rdečimi premiki. Ti dokumenti so vključevali galaksije v jati Devica. Sandage in Tammann sta dosegla globalno vrednost Hubblove konstante 55-5 km / s / Mpc.

Poznejše preiskave s pomočjo Hubblovega vesoljskega teleskopa in drugih novejših instrumentov in tehnik so pokazale, da se je Hubblova konstanta dvignila na 65 - 87 km / s / mpc. Zdi se, kot da se ta konstanta spremeni vsakič, ko je nova preiskava končana. Nove vrednosti H spremenite celotno velikost in starost vesolja. Tako so razdalje do galaksij v kopici Device zelo pomembne za kozmologijo in astronomijo, saj se veliko galaksij v kopici Device uporablja pri izpeljavi in ​​umerjanju Hubblove konstante. Ker velika večina astronomov verjame v Veliki pok, ko se vse galaksije oddaljujejo druga od druge, bi videz modro premikane galaksije močno dvomil v teorijo Velikega poka, kajne?

Leta 1969 sta Margaret Burbridge in M. Demoulin prvič napovedala zardevanje predmeta v bližini središča jate Devica, IC 3258, s hitrostjo približevanja 517 km / sek! IC 3258 je res galaksija z vidnim jedrom in nepravilnimi kraki. Ti raziskovalci so predlagali, da bi lahko bil IC 3258 član jate Devica z visoko dejansko vesoljsko hitrostjo, ki bi lahko bila približno 1500 km / s glede na povprečje jate. Lahko pa je tudi poljska galaksija z velikim naključnim gibanjem. Njihova špekulativna ideja je, da bi lahko IC 3258 izbruhnil v izbruhu ene od radijskih galaksij v kopici. IC 3258 je le 32 'od M84 in 104' od M87, zato naj bi bile te Messierjeve galaksije odgovorne za izmet več kvazarjev na tem območju, pravi Halton Arp.

V smeri jate Device se pojavi več modro premikanih galaksij. Tej vključujejo:

Predmet Radialna hitrost (VR)

Ali domnevamo, da te galaksije dvomijo v teorijo vesolja, ki se širi? Ni nujno tako. Nekaj ​​teorij o blueshiftih je:

1) Razširitev vesolja ni enakomerna, grozd / oblak Devica in lokalna skupina imajo lahko velika gibanja v vesolju glede na splošno širitev.

2) Opaženo VR lahko posledica velikih naključnih gibanj galaksij znotraj kopice, morda delno zaradi splošne rotacije kopice.

3) Ti modro premikani predmeti bi lahko bili izvrženi ali uhajajo iz gruče in bi lahko bili dejansko predmeti v ospredju. Zdi se verjetno, da so modro premikani predmeti M86, M90 in M98 resnično bližje, saj so njihove navidezne velikosti večje.

4) V primeru RMB 56 so leta 1973 Searle et.al predlagali, da celice regij H II na časovni lestvici 10 8 (100 milijonov) let "utripajo". Podrobna preiskava RMB 56 je pokazala aktivno območje H II blizu njegovega središča (premer 200 pc), ki lahko utripa. Utripajoč postopek še ni razumljen in je verjetno povezan z obdobjem intenzivnega nastajanja zvezd. Vendar naj bi "utripanje" povečalo svetlost galaksije le za 1 velikost, zaradi česar je videti bolj modra in morda ne bo nujno vplivala na Dopplerjev premik. Toda ali se ta utripajoča področja H II močno gibajo in tako kontaminirajo spekter galaksije gostiteljice?

5) Gravitacijski rdeči premiki: lahko povzročijo, da opaženi rdeči premiki ustvarijo iluzijo, da se objekt umika, medtem ko rdeči premik dejansko povzroča nenavadno velika masa. To napoveduje Splošna relativnost.

Diagram regije jate Devica je prikazan spodaj iz MEGASTAR. Modro premikani predmeti so označeni s puščicami.

Slika 1. Na tem grafikonu galaksij okoli jate Device puščice označujejo modro premikane galaksije.

Burbidge, E. M. Demoulin, M. H., 1969, IC 3258, majhen zunajgalaktični objekt z modrim premikom, Astrofizični časopis, 157, L155

Burnham, R., Burnhamov nebesni priročnik, Dover Publications, 1976, str. 2074 - 2086

Kinman, T. 1977, Kompaktna modro pomaknjena galaksija RMB 56 (1216 + 141), Astronomski vestnik, 82, str. 879

Parker, S. B., 1983, Enciklopedija astronomije McGraw Hill, McGraw Hill Press, str.392, 414.

Tammann, G.A., 1972, Opombe o radialnih hitrostih galaksij v jati Device, Astronomija in amp astrofizika, 21, str. 355

Tully, R. B., 1988, Katalog galaksij v bližini, Cambridge University Press, (katalog # 7145 tudi Astronomical Data Center (ADC))


Odgovori in odgovori

@JimJCW
Je & quotkonstanten & quot, saj ni odvisen od smeri ali lokacije. Vsi deli vesolja bi morali upoštevati ta preprost zakon, ne glede na to, iz katere točke v prostoru želite meriti v in D.

Sprememba glede na čas je po človeških merilih počasna. Kdaj je bila recesija prvič opažena, ne bi bilo očitno.

To je vse, kar sem si kdaj predstavljal, ko so H označevali kot konstanto.

Mislim, da se vsi strinjamo, da Hubblov parameter H (t) ni konstanta, ampak je odvisen od t. Klicanje H (zdaj) = 67,74 km / s / Mpc Hubblove konstante pa nekateri menijo kot napačno ime. Vaša razlaga v tem primeru je smiselna.

Mimogrede, ali mislite, da Hubblov zakon še vedno velja, če se prostor ne širi? V tem primeru je v = 0 za vse vrednosti D. (samo radoveden)

Širjenje vesolja predstavlja zapleteno sliko vesolja, na primer tukaj obravnavana ploskev H proti t in Potovanje opazovanega kozmičnega mikrovalovnega ozadja Photon, objavljeno prej. Upam, da bom našel model, ki ne vključuje širjenja vesolja in lahko razloži opažanja, kot so razmerje rdečega premika in razdalje ter izvor sevanja CMB. Ali jih poznate?

Hubblova opažanja so bila približno a rdeči premik-razdalja relacija za majhne vrednosti z. Hubble ga je pretvoril v hitrost-razdalja razmerje s predpostavko, da je rdeči premik povzročil Dopplerjev učinek. Zdi se, da je preoblikovanje Hubblovega odnosa v tistem času do današnjega Hubblovega zakona, ki velja za celotno vesolje, velika ekstrapolacija.


Vzroki nesoglasij

Izkazalo se je, da imajo Cefeide strogo linearno razmerje med obdobjem in svetilnostjo. Tudi potem, ko je Sandage odstranil zvezdne kopice, je bilo mogoče najti variacijo celotne velikosti od Cefeide do Cefeide na podlagi podatkov, ki so jih zbrali Shapely, Nail in drugi astronomi. 1955 je celo opozoril na verjetno nelinearno povezavo, ko so opazovanja kroglastih kopic našla širok razpršitev. Kasneje se je pokazalo, da je ekipa našla nad spremenljivkami zvezde, ki niso bile Cefeide, toda takrat so bili celo dovolj obupani, da bi poskušali razviti novo matematiko, da bi ohranili svoje ugotovitve. In Sandage je opozoril, kako bo nova oprema lahko nadalje razrešila cefeide (Sandage 514-6).

Vendar pa so drugi, ki uporabljajo sodobno opremo, še vedno dosegli vrednost Hubblove konstante 100 km / (s * Mpc), kot so Marc Aarsonson iz Steward Observatory, John Huchra s Harvarda in Jeremy Mold iz Kitt Peak. Leta 1979 so svojo vrednost dosegli z merjenjem teže zaradi vrtenja. Ko se masa predmeta povečuje, bo tudi hitrost vrtenja vljudnost ohranjanja kotnega momenta. In vse, kar se premika od predmeta / od njega, povzroči Dopplerjev učinek. Dejansko je najpreprostejši del spektra videti Dopplerjev premik 21-centimetrska črta vodika, katere širina se povečuje s povečanjem hitrosti vrtenja (pri večjem premiku in raztezanju spektra bo pri umikanju gibanja). Na podlagi mase galaksije bo primerjava med izmerjeno 21-centimetrsko črto in tem, kakšna naj bo od mase, pomagala ugotoviti, kako daleč je galaksija. Da pa bo to delovalo, morate gledati galaksijo natančno rob, sicer bodo za dober približek potrebni nekateri matematični modeli (Parker 69).

S to nadomestno tehniko so se omenjeni znanstveniki lotili meritev razdalje. Galaksija, ki si jo je ogledal, je bila v Devici in je dobila začetnico Ho vrednost 65 km / (s * Mpc), ko pa so pogledali v drugo smer, so dobili vrednost 95 km / (s * Mpc). Kaj za vraga!? Ali je Hubblova konstanta odvisna od vašega pogleda? Gerard de Vaucouleurs je v 50-ih letih pogledal tono galaksij in ugotovil, da je Hubblova konstanta nihala, odvisno od tega, kam ste gledali, pri čemer so majhne vrednosti okoli super grozda Device in največje se začnejo daleč stran. Sčasoma je bilo ugotovljeno, da je to posledica mase grozda in bližine napačne predstavitve podatkov (Parker 68, Naeye 21).

Seveda pa je več ekip lovilo lastne vrednote. Wendy Freedman (Univerza v Chicagu) je svoje branje našla leta 2001, ko je uporabila podatke vesoljskega teleskopa Hubble za pregled cefeid, oddaljenih do 80 milijonov svetlobnih let. S tem kot izhodiščem za svojo lestev je s svojo izbiro galaksij dosegla oddaljenost do 1,3 milijarde svetlobnih let (približno takrat, ko je širjenje vesolja prehitelo hitrost galaksij med seboj). To jo je pripeljalo do Ho 72 km / (s * Mpc) z napako 8 (Naeye 22).

Supernova Ho za enačbo države (SHOES), ki ga je vodil Adam Riess (Znanstveni inštitut za vesoljski teleskop), je leta 2018 svoje ime dodal k spopadu s Ho 73,5 km / (s * Mpc) z le 2,2% napako. Za boljšo primerjavo so uporabili supernovo tipa Ia v povezavi z galaksijami, ki so vsebovale cefeide. Zaposleni so bili tudi zasenčevalni dvoji v Velikem Magellanovem oblaku in vodni maserji v galaksiji M106. To je precej zbirka podatkov, kar vodi do verodostojnosti ugotovitev (Naeye 22-3).

Približno ob istem času je HoLiCOW (Hubblove konstantne leče v COSMOGRAIL & aposs Wellspring) so objavili lastne ugotovitve. Njihova metoda je uporabljala kvazarje z gravitacijsko lečo, katerih svetlobo je upogibala gravitacija predmetov v ospredju, kot so galaksije. Ta svetloba ima različne poti in zato zaradi znane razdalje do kvazarja ponuja sistem za zaznavanje gibanja za opazovanje sprememb na objektu in zakasnitve, ki je potrebna za potovanje posamezne poti. Z uporabo Hubbla, 2.2-metrskega teleskopa ESO / MPG, VLT in observatorija Keck podatki kažejo na Ho 73 km / (s * Mpc) z 2,24% napako. Vau, to je zelo blizu rezultatov SHOES, kar nedavni rezultat z novejšimi podatki kaže na prepričljiv rezultat, če ni nobenega prekrivanja posebne uporabljeni podatki (Marsch).

Nekatere Hubblove konstante in ekipe za njimi.

Medtem je projekt Carnegie Supernova, ki ga je vodil Christopher Burns, našel podobno ugotovitev H.o bodisi 73,2 km / (s * Mpc) z napako 2,3% ali 72,7 km / (s * Mpc) z napako 2,1%, odvisno od uporabljenega valovnega filtra. Uporabili so enake podatke kot SHOES, vendar so za analizo podatkov uporabili drugačen pristop izračuna, zato so rezultati blizu, a nekoliko drugačni. Če pa bi SHOES naredil napako, bi to tudi postavilo pod vprašaj te rezultate. Zato nadaljnja študija z vesoljskim plovilom Gaia (ki je izmerila paralakso več kot milijarde zvezd) daje zaupanje v rezultat OBUTEV. Ugotovili so vrednost 73,2 km / (s * Mpc), vendar le z napako do 1,8%, glede na paralakso 75 uporabljenih cefeid (Naeye 23, Wolchover & quotAstronomers & quot).

Da bi zapletli vse, je bila najdena meritev, ki se sredi obeh skrajnosti, s katerimi se zdi, srečuje. Wendy Freedman je vodila novo študijo z uporabo tako imenovanih & quottip rdeče velikanske veje & quot; ali zvezd TRGB. Ta veja se nanaša na HR diagram, uporaben vizual, ki prikazuje vzorce zvezd glede na velikost, barvo in svetilnost. Zvezde TRGB imajo ponavadi malo spremenljivosti podatkov, ker predstavljajo kratek čas življenja zvezd in apossov, kar pomeni, da dajejo bolj prepričljive vrednosti. Pogosto so cefeide v gostih predelih vesolja, zato imajo veliko prahu, da zakrijejo podatke in jih lahko zameglijo. Kritike sicer trdijo, da so bili uporabljeni podatki stari in da tehnike umerjanja, ki se uporabljajo za iskanje rezultatov, niso jasne, zato je predelala nove podatke in jih obravnavala. Vrednost, ki jo je ekipa dosegla, je 69,6 km / (s * Mpc) s približno 2,5-odstotno napako. Ta vrednost je bolj v skladu z zgodnjimi vesoljskimi vrednostmi, vendar se tudi od nje jasno razlikuje (Wolchover & quotNew & quot).

Ali lahko s toliko nesoglasja glede Hubblove konstante postavimo spodnjo mejo starosti vesolja? Dejansko lahko, ker podatki o paralaksi iz Hipparcosa in simulacije, ki sta jih izvedla Chaboyer in ekipa, kažejo na absolutno najmlajšo možno starost kroglastih kopic, starih 11,5 & # xB1 1,3 milijarde let. Številni drugi nizi podatkov so vključeni v simulacijo, vključno z namestitvijo zaporedja belih palčkov, ki primerja spektre belih palčkov s tistimi, za katere poznamo njihovo oddaljenost od paralakse. Če pogledamo, kako se svetloba razlikuje, lahko ugotovimo, kako daleč beli škrat uporablja primerjavo velikosti in podatke o rdečih premikih. Hipparcos je prišel v to vrsto slik s svojimi podatki o pritlikavih, pri čemer je uporabil enake ideje kot prilagajanje zaporedja belega pritlikavca, zdaj pa ima boljše podatke o tem razredu zvezd (in lahko odstrani binarne datoteke, nerazvite zvezde ali sumljive lažne signale izjemno pripomogel k iskanju razdalje do NGC 6752, M5 in M13 (Chaboyer 2-6, Reid 8-12).


Kaj je treba upoštevati pri izračunu Hubblove konstante? - astronomija

Hubblova konstanta: 70,8 km / s na megaparsek.

Matematika / znanost

Hubblova konstanta je merska enota, ki se uporablja za opis širitve vesolja. Vrednost Hubblove konstante je pomembna tako za opazovanje predmetov v vesolju, saj nam omogoča pretvorbo njihovih recesijskih hitrosti v resnične razdalje in za ocenjevanje starosti vesolja. Hubblova konstanta ima enote km / s na megaparsek (km / s / Mpc).

Opombe

leta 1920 in aposs, Edwin Hubble je v sodelovanju z opazovanji z observatorija Mount Wilson odkril, da se vesolje širi. Primerjal je hitrosti recesije galaksij, izmerjene iz njihovih spektrov, in njihovo navidezno svetlost, ocenjeno s fotografskih plošč. Ta ekspanzija povzroči, da se predmeti na večjih in večjih razdaljah odmikajo od nas z vedno večjimi in večjimi hitrostmi s hitrostjo, ki jo daje izraz, ki je zdaj znan kot Hubblov in apossov zakon: V = H x R. Tu V predstavlja recesijsko hitrost galaksije in apossa, R je oddaljenost od Zemlje, konstanta sorazmernosti H pa se imenuje Hubblova konstanta in ima enote km / s na megaparsek (km / s / Mpc). Vrednost Hubblove konstante je pomembna tako za opazovanje predmetov v vesolju, saj nam omogoča pretvorbo njihovih recesijskih hitrosti v resnične razdalje kot tudi za oceno starosti vesolja.


Edina pot naprej

Ne glede na to, ali gre za kalibracijsko napako, veliko napako v našem trenutnem razumevanju fizike ali kaj drugega, obstaja le ena pot naprej, če bomo odpravili Hubblovo konstanto - narediti več znanosti.

Prvič, kozmologi lahko delajo s trenutnimi podatki, ki jih že imamo o standardnih svečah in standardnih ravnilih, jih še izboljšajo in še bolj zmanjšajo vrstice napak. Za dopolnitev tega lahko pridobimo tudi nove podatke.

Colless, na primer, dela na projektu v Avstraliji z uporabo najnovejšega instrumenta TAIPAN, ki je bil na novo nameščen v Observatoriju Siding Spring. Ta ekipa bo raziskala milijone galaksij v lokalnem vesolju, da bi izmerila akustično nihanje bariona čim bližje nam, da bi upoštevala morebitne težave z merjenjem, ki jih povzroča razdalja.

"Izmerili bomo 2 milijona zelo bližnjih galaksij - po celotni južni polobli in malo severne poloble - kolikor je le mogoče v bližini, poiskali ta signal akustičnega nihanja bariona in to lestvico izmerili z 1 odstotkom natančnost pri zelo nizkem rdečem premiku. "

To je enaka prostornina prostora, ki jo pokrivajo lestve. Torej, če TAIPAN povzroči isto količino, vrnite H0 s hitrostjo 67 kilometrov na sekundo na megaparsek, je težava morda v naših običajnih svečah.

Po drugi strani pa, če so rezultati bližje 74 kilometrov na sekundo na megaparsek, bi to pomenilo, da so standardne sveče močnejše.

Nastajajoča raziskovalna polja so tudi možnost, ne standardne sveče ali standardna ravnila, ampak standardne sirene, ki temeljijo na astronomiji gravitacijskih valov - valovi v vesolju in času se širijo z velikimi trki med črnimi luknjami in nevtronskimi zvezdami.

Animacija dveh nevtronskih zvezd, ki trčita. (Caltech / YouTube)

"Podobno kot supernove so v tem, da vemo, kako bistre so po svoji naravi," je dejal Davis.

"V bistvu je to kot običajna sveča. Včasih se ji reče tudi standardna sirena, ker vam frekvenca gravitacijskih valov pove, kako svetla je. Ker iz splošne relativnosti vemo, kakšno je razmerje med frekvenco in svetlostjo, ne kalibracije ni treba opraviti. Imamo samo številko, zaradi katere je veliko, veliko bolj čista kot nekatere druge metode. "

Še vedno je težko izmeriti Hubblovo konstanto z gravitacijskimi valovi. Toda začetni izračuni se obetajo. Leta 2017 je trk nevtronskih zvezd astronomom omogočil, da ga zožijo na približno 70 (km / s) / Mpc, pri čemer so vrstice napak dovolj velike na obeh straneh, da lahko pokrijejo tako 67 kot 74, nato pa še nekatere.

Toda za eno samo opazovanje, je dejal Davis, je bila tako natančna meritev neverjetna.

"Zdaj smo izmerili na tisoče supernov," je dejala. "Izmerili smo milijone galaksij za merjenje akustičnega nihanja bariona, pregledali smo celo nebo, da bi izmerili kozmično mikrovalovno ozadje.

"In ta en sam objekt, ta meritev gravitacijskega vala, je dobil vrstico napake, ki je bila približno 10-odstotna, kar je trajalo desetletja dela na drugih sondah."

Astronomija z gravitacijskimi valovi je še vedno v povojih - samo vprašanje časa je, kdaj bomo zaznali dovolj trkov nevtronskih zvezd, da bomo te rezultate dovolj izboljšali. Če boste imeli srečo, bo to pomagalo ugotoviti vzrok Hubblove napetosti.

Kakorkoli že, vpisal bo zgodovino. Nova fizika bi bila seveda neverjetna - a napaka v lestvici na daljavo bi pretresla astronomijo. To bi lahko pomenilo, da nečesa ne razumemo pri supernovah tipa Ia ali o tem, kako se zvezde razvijajo.

Ne glede na to, kako se otrese, bo reševanje Hubblove napetosti vplivalo na astronomsko znanost.

"Zato so kozmologi tako navdušeni nad tem. Ker kozmološka teorija tako dobro deluje, smo tako navdušeni, ko najdemo nekaj, česar ni uspelo napovedati. Ker ko se stvari zlomijo, se takrat naučiš," je dejal Colless.

"Znanost se ukvarja samo s poskusi in napakami - v napaki pa se naučiš nekaj novega."


Kaj je treba upoštevati pri izračunu Hubblove konstante? - astronomija

Dobro je znano, da lahko s kombinirano analizo učinka Sunyaev-Zel'doviča (SZ) in opazovanji rentgenskih žarkov določimo razdaljo kotnega premera do kopic galaksij, iz katere izhaja Hubblova konstanta. Sedanje vrednosti Hubblove konstante, pridobljene s SZ / rentgensko potjo, imajo široko porazdelitev v razponu od 30 do 70 km s (-1) Mpc (-1). Dokazujemo, da je ta široka razširjenost predvsem posledica projekcijskega učinka asferičnih skupin, ki so bile modelirane s pomočjo sferičnih geometrij. Pričakuje se tudi, da bo projekcijski učinek razširil izmerjeni masni delež plina v jatah galaksij. Vendar pa projekcijski učinek podceni ali podceni Hubblejevo konstanto in masni delež plina na nasprotni način, kar povzroči antikorelacijo. Z uporabo objavljenih podatkov za SZ / rentgenske grozde pokažemo, da je sedanja Hubblova konstantna porazdelitev negativno povezana z izmerjenim masnim deležem plina za iste grozde, kar kaže na to, da so projekcijski učinki prisotni v trenutnih rezultatih. Če je masni delež plina grozdov galaksij pri merjenju na zunanji hidrostatični polmer konstanten, bo morda mogoče upoštevati geometrijo vidnega polja grozdov galaksij. Za izvedbo take analize pa je potrebno neodvisno merjenje skupne mase jat galaksij, na primer s šibkim lečenjem. Z uporabo šibkega lečenja, disperzije optične hitrosti, podatkov SZ in rentgenskih žarkov opišemo alternativno metodo za izračun Hubblove konstante, ki je manj izpostavljena projekcijskemu učinku kot sedanja metoda, ki temelji le na podatkih SZ in rentgenskih žarkih. Za A2163 je Hubblova konstanta na podlagi objavljenih opazovanj SZ, rentgenskih žarkov in šibkih leč 49 +/- 29 km s (-1) Mpc (-1).


Kaj je treba upoštevati pri izračunu Hubblove konstante? - astronomija

Vesoljska znanost kratka

Državna uprava za aeronavtiko in vesolje
Sedež NASA
Washington DC
Oktober 1994

Hubblova konstanta

Hubblova konstanta (Ho) je eno najpomembnejših števil v kozmologiji, ker je potrebno za oceno velikosti in starosti vesolja. Ta dolgo iskana številka označuje hitrost, s katero se vesolje širi, od prvotnega "velikega poka".

Hubblova konstanta se lahko uporablja za določanje lastne svetlosti in mase zvezd v bližnjih galaksijah, preučevanje teh lastnosti v bolj oddaljenih galaksijah in jatah galaksij, ugotavljanje količine temne snovi, prisotne v vesolju, pridobivanje velikosti oddaljenih kopic galaksij in služijo kot test za teoretične kozmološke modele.

Leta 1929 je ameriški astronom Edwin Hubble objavil svoje odkritje, da se zdi, da se galaksije iz vseh smeri odmikajo od nas. Ta pojav so opazili kot premik znanih spektralnih črt proti rdečemu koncu spektra galaksije (v primerjavi z enakimi spektralnimi črtami iz vira na Zemlji). Videti je bilo, da ima ta rdeči premik večji premik za šibke, verjetno še bolj galaksije. Čim dlje je galaksija, tem hitreje se oddaljuje od Zemlje.

Hubblova konstanta je lahko navedena kot preprost matematični izraz, Ho = v/d, where v is the galaxy's radial outward velocity (in other words, motion along our line-of-sight), d is the galaxy's distance from earth, and Ho is the current value of the Hubble Constant.

However, obtaining a true value for Ho is very complicated. Astronomers need two measurements. First, spectroscopic observations reveal the galaxy's redshift, indicating its radial velocity. The second measurement, the most difficult value to determine, is the galaxy's precise distance from earth. Reliable "distance indicators," such as variable stars and supernovae, must be found in galaxies. The value of Ho itself must be cautiously derived from a sample of galaxies that are far enough away that motions due to local gravitational influences are negligibly small.

The units of the Hubble Constant are "kilometers per second per megaparsec." In other words, for each megaparsec of distance, the velocity of a distant object appears to increase by some value. (A megaparsec is 3.26 million light-years.) For example, if the Hubble Constant was determined to be 50 km/s/Mpc, a galaxy at 10 Mpc, would have a redshift corresponding to a radial velocity of 500 km/s.

The value of the Hubble Constant initially obtained by Edwin Hubble was around 500 km/s/Mpc, and has since been radically revised because initial assumptions about stars yielded underestimated distances.

For the past three decades, there have been two major lines of investigation into the Hubble Constant. One team, associated with Allan Sandage of the Carnegie Institutions, has derived a value for Ho around 50 km/s/Mpc. The other team, associated with Gerard DeVaucouleurs of the University of Texas, has obtained values that indicate Ho to be around 100 km/s/Mpc. A long-term, key program for HST is to refine the value of the Hubble Constant.


What accounts into calculating the Hubble constant? - astronomija

76.8 kilometers per second per megaparsec.

A megaparsec is about 30 million trillion kilometers, or perhaps better stated as 30 exameters. Given the significant figures, and the massive denominator, that makes this constant extremely precise. But is it accurate? Other measures using different methods come up with 74.03, 71.9, 69.8, and even 67.4.

We are talking about the Hubble constant, the rate of expansion of the universe. Edwin Hubble first proposed that the entire universe is expanding in 1929. This was based initially on observations by Harlow Shapley that other galaxies appear to be moving away from us. Their color is red-shifted from the doppler effect on the light coming to us from those galaxies. (As an aside, this applies to galaxies outside our local galaxy cluster, which are not uniformly moving away from us because we are gravitationally bound.) Hubble then made an extensive measure of the red shift of galaxies, and found that the farther away galaxies were, the more red shifted they were. This could be explained if the entire universe were expanding.

In 2011 three astrophysicists were awarded the Nobel prize for their discovery that, no only is the universe expanding, this expansion is accelerating. This means there must be an unknown force overcoming gravitational attraction and pushing everything apart – a force now called dark energy. But dark energy is not the mystery I am referring to in the title.

The mystery of the Hubble Constant is why different astronomers and different methods come up with different numbers? There are a few generic possibilities here – whenever different measurements disagree. It’s possible that the measurements themselves are simply inaccurate. This is always the first assumption and needs to be explored and ruled out before other explanations are seriously considered.

What generally happens is as more and more careful and thorough measurements are made, or the techniques or instrumentation are refined, the measurements start to converge on the real answer. Problem solved. However, that is not what is happening with the Hubble Constant. It is perhaps too early to tell for sure, but so far measurements have not been steadily converging. This, in fact, is essentially the mystery.

Another possibility is that the measurements are generally accurate, but different measurements are measuring different things. In the case of the Hubble constant, the question is – is every part of the universe expanding at the same rate? So, if we calculate the Hubble constant in one part of the universe, is it actually the same in another part? Perhaps the expansion is not uniform. We already know this is true due to the accelerated expansion – older parts of the universe (remember, farther away also means back in time) are not expanding as fast as younger parts. But what about independent of distance, just in different directions?

The third possibility is that expansion is uniform (except for the acceleration) but that the different methods used make different assumptions about the laws of physics, and one or more of those assumptions are not accurate. This is the most exciting possibility for physicists, because it points the way toward new discoveries about the laws of physics.

Let me give you an historical analogy. Early observations of the orbit of Mercury deviated from Newton’s laws of motion and Kepler’s laws of planetary motion. There were anomalies. So again the question was – are the measurements off, is there something present that we are not accounting for, or are the laws of physics different than we currently understand? As measurements became more precise, the anomalies persisted, eliminating that possibility. So some astronomers hypothesized that there was an unseen planet orbiting the sun, perhaps too close to the sun to directly observed, but its gravitational influence was distorting the orbit of Mercury. They named this hypothetical planet Vulcan, but Vulcan does not exist (except in Star Trek).

The answer turned out to be that the laws of physics were actually different. Newton’s mechanics were not wrong, they were just an approximation of the real laws of gravity later fleshed out by Einstein. When general relativity is taken into account, it precisely explains the orbit of Mercury. This, in fact, was one of the key confirmations of general relativity.

So astronomers today are hoping that the Hubble constant mystery will have a similar resolution.

Some of the methods used to measure the Hubble constant include measurements of Cepheid variables. These are stars that regularly fluctuate in brightness, and the period is determined by their absolute brightness. This means we can know exactly how bright a Cepheid variable is by its period, and then measure its apparent brightness and calculate exactly how far away they are. This is called a standard candle, and was the first method used for measuring distant stars in the universe.

The same principle is used with spiral galaxies, called the Tully-Fisher principle. The faster spiral galaxies are rotating, the intrinsically brighter they are. If you know the intrinsic brightness, and you can measure the apparent brightness, then again you can calculate the distance. Yet another standard candle is certain types of supernova – type Ia. They explode when they get to the same critical size, and so the explosions are all the same brightness, and voila – we can measure their distance.

Yet another method is using subtle variations in the cosmic microwave background radiation, which is the diffuse afterglow of the Big Bang. the CMB is not uniform, and we can tell a lot about the megastructure of the universe by looking for subtle variations in the CMB in different directions and distances.

These are the various methods used to measure Hubble’s constant. So now the trick is for astrophysicists to figure out where in their models of how all these things work are the assumptions that are not quite right. They are hoping this is not just imprecision in the measurements themselves. This is not all about the instruments. They want the problem to be in the laws of physics as we currently understand them, because then we would have a giant clue to help improve our understanding of those laws of physics.


Charting the Expansion History of the Universe with Supernovae

Schematical representation of the expansion of the Universe over the course of its history.(Credit:NAOJ) Original size (2.4MB)

Mednarodna raziskovalna skupina je analizirala bazo podatkov o več kot 1000 eksplozijah supernove in ugotovila, da se modeli za razširitev vesolja najbolje ujemajo s podatki, ko se uvede nova časovno odvisna različica. Če se bodo izkazali za pravilne s prihodnjimi, kakovostnejšimi podatki iz teleskopa Subaru in drugih opazovalnic, bi ti rezultati lahko nakazali na še vedno neznano fiziko, ki deluje na vesoljski lestvici.

Opažanja Edwina Hubbla pred več kot 90 leti, ki kažejo širitev vesolja, ostajajo temelj sodobne astrofizike. Toda ko vstopite v podrobnosti izračunavanja, kako hitro se je vesolje v različnih obdobjih svoje zgodovine širilo, imajo znanstveniki težave pri pridobivanju teoretičnih modelov, ki ustrezajo opazovanjem.

Da bi rešili ta problem, je skupina pod vodstvom Maria Dainotti (docentka na Japonskem nacionalnem astronomskem observatoriju in podiplomski univerzi za napredne študije, SOKENDAI na Japonskem in pridružena znanstvenica na Space Science Institute v ZDA) analizirala katalog 1048 supernove, ki so eksplodirale v različnih obdobjih vesolja. Skupina je ugotovila, da je mogoče teoretične modele prilagoditi opazovanjem, če se ena od konstant, uporabljenih v enačbah, ki se ustrezno imenuje Hubblova konstanta, spreminja s časom.

Obstaja več možnih razlag za to očitno spremembo Hubblove konstante. Verjetna, a dolgočasna možnost je, da v vzorcu podatkov obstajajo pristranskosti pri opazovanju. Da bi lažje odpravili morebitne pristranskosti, astronomi s pomočjo Hyper Suprime-Cam na teleskopu Subaru opazujejo šibke supernove na širokem območju. Podatki tega instrumenta bodo povečali vzorec opaženih supernov v zgodnjem vesolju in zmanjšali negotovost podatkov.

Če pa se trenutni rezultati ob nadaljnji preiskavi zadržijo, če se Hubblova konstanta dejansko spreminja, to odpira vprašanje, kaj vodi spremembo. Za odgovor na to vprašanje bi lahko bila potrebna nova ali vsaj spremenjena različica astrofizike.


Poglej si posnetek: Kako zamenjati mikro jermen na AUDI A4 B5 Sedan VIDEO VODNIK AUTODOC (Januar 2023).