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Das Hubble-Gesetz gibt eine lineare Beziehung zwischen der Entfernung zu einer Galaxie und ihrer Rezessionsgeschwindigkeit an.
Beobachtungen von entfernten Supernovae vom Typ 1a zeigten, dass ihre Rotverschiebung (und damit ihre Rezessionsgeschwindigkeiten) geringer waren als erwartet, was darauf hindeutet, dass die Expansionsrate des Universums in der Vergangenheit geringer war.
Bedeutet dies jedoch nicht, dass das Hubble-Gesetz nur für kurze Entfernungen gilt, da bei großen Entfernungen ein Diagramm der Rezessionsgeschwindigkeiten gegen die Entfernung nicht linear wäre (wie ich grob versucht habe, in der folgenden Grafik zu zeigen)?
Das Hubble-Gesetz ist etwas subtiler, als Sie annehmen, und eine Erweiterung, ob beschleunigend oder verlangsamen, macht es nicht ungültig.
Die zu verwendende Entfernung und Geschwindigkeit sind ihre Werte jetzt. Diese werden als die richtige Entfernung bzw. Geschwindigkeit bezeichnet. In dieser Form funktioniert das Hubble-Gesetz gut, vorausgesetzt, dass das kosmologische Prinzip – dass das Universum überall homogen und isotrop ist – erfüllt ist. Das Problem dabei ist, dass weder die Rezessionsgeschwindigkeit noch die Entfernung, die wir messen, die Werte sind, die eine Galaxie hat jetzt.
Ein Diagramm einer rezessiven Geschwindigkeit gegenüber der geschätzten Entfernung wird also in der Tat keine gerade Linie sein, wenn wir uns weit genug entfernen, dass das Licht einen beträchtlichen Bruchteil der Lebenszeit des Universums braucht, um zu uns zu gelangen. Die Krümmung der Linie kann verwendet werden, um kosmologische Parameter abzuschätzen, und dies wurde im Wesentlichen mit den Daten von Supernovae vom Typ Ia, auf die Sie sich beziehen, durchgeführt.
Das Hubble-Gesetz gibt die Geschwindigkeit einer fernen Galaxie an jetzt sofort. Eine Galaxie in der Entfernung $d$ zieht sich mit der Geschwindigkeit $v = H_0,d$ gerade jetzt$^dagger$ zurück.
Die Beziehung zwischen $d$ und dem and Rotverschiebung - was ist die Menge, die wir beobachten - ist eine nicht-triviale Funktion der Expansionsgeschichte des Universums, die durch Integration des (inversen) Skalierungsfaktors über die Zeit erhalten wird, der wiederum von der Dichte von Materie, Strahlung und dunkler Energie abhängt.
Analogie
Male Punkte auf ein Gummiband, halte dich an einem Ende fest und lass deinen Freund mit dem anderen davongehen. Es spielt keine Rolle, ob Ihr Freund das Tempo ändert, vielleicht sogar anhält und für eine Weile auf Sie zugeht und dann von Ihnen wegsprintet. Zu jedem Zeitpunkt ist die Geschwindigkeit eines bestimmten Punktes in Bezug auf Sie einfach proportional zu seiner Entfernung von Ihnen.
$^dolch$Streng genommen gilt dies nur, wenn unsere Annahme zutrifft, dass die Expansionsrate des Universums an jedem Ort gleich ist, was eine Folge des kosmologischen Prinzips ist (d. h. dass das Universum homogen und isotrop ist).
Widerspricht die beschleunigte Expansion des Universums dem Hubble-Gesetz? - Astronomie
Eine kosmologische Überraschung: Das Universum beschleunigt
Bruno Leibundgut und Jesper Sollerman
Europäische Südsternwarte, Karl-Schwarzschild-Straße 2
D-85748 Garching, Deutschland
CDie Osmologie ist in Aufruhr. Das Standardmodell von vor einigen Jahren wurde kürzlich aufgegeben und durch neue Ideen ersetzt. Gründe für diese dramatische Veränderung sind neue Messungen der Geometrie und des Materiegehalts des Universums. Das neue Modell impliziert ein dynamisches Alter des Universums, das die ältesten bekannten stellaren Objekte beherbergt, aber die Notwendigkeit einer dunklen Energiekomponente erhöht, die in den aktuellen Theorien der Teilchenphysik nicht ohne weiteres erklärt werden kann.
Die meisten aktuellen kosmologischen Modelle basieren auf der Urknalltheorie, bei der das Universum in einem heißen und dichten Zustand begann. Seitdem hat die kosmische Expansion zu einer adiabatischen Abkühlung geführt und die anschließende Verdichtung der Materie hat Sterne, Galaxien und Galaxienhaufen gebildet.
Die Urknalltheorie sagt nicht nur die universelle Ausdehnung voraus, sondern auch den Gehalt an baryonischer Materie und eine Reliktstrahlung aus der ursprünglichen heißen Phase. Alle diese Vorhersagen wurden beobachtet. Als spektakulärster Erfolg dieser Theorie wird oft der Nachweis der kosmischen Mikrowellenstrahlung und ihrer winzigen Temperaturschwankungen angeführt (z. B. Peebles 2001). Eine Erweiterung der Urknalltheorie ist die vorgeschlagene inflationäre Phase zu den frühesten Zeiten der Expansion. Die Inflation würde durch Energie angetrieben, die aus dem Zerfall eines Teilchenfeldes entsteht und ein Universum erzeugt, das um ein Vielfaches größer ist als eine einfache lineare Ausdehnung. Die Inflation sagt die Saat für das Wachstum großräumiger Strukturen im Universum voraus. Da das Universum um mehrere Größenordnungen aufgebläht wäre, hätte es im Wesentlichen eine flache Raumgeometrie (Guth 1997). Zu den offenen Fragen in diesem Bild gehören der Materie-/Energiegehalt dieses Universums und seine Zukunft.
Die durchschnittliche Energiedichte bestimmt das Schicksal eines homogenen und isotropen Universums, das von Gravitationskräften beherrscht wird. Man dachte, dass der Materiegehalt heute die Expansion des Universums bestimmt, während in frühen Phasen die Strahlung dominierte. In diesem einfachen Bild ist die Geometrie des Universums direkt an die Materiedichte gekoppelt. Ein flaches Universum impliziert eine äquivalente Materiedichte von etwa 8,10 -27 kg m -3 , die kritische Dichte. Bei einer durchschnittlichen Dichte unter diesem Wert wäre das Universum offen und würde sich für immer ausdehnen, während es bei einer höheren Dichte geschlossen wäre und schließlich wieder zusammenbrach.
Noch vor wenigen Jahren war der Gesamtenergiegehalt des Universums unbekannt. Alle Hinweise deuteten darauf hin, dass baryonische Materie nur etwa 5% der kritischen Dichte ausmacht (Bahcall et al. 1999). Um die Kinematik von Galaxien und Galaxienhaufen zu erklären, wird eine zusätzliche Massenkomponente oft als ?fehlt? oder? dunkel? Masse eingeführt werden musste. Die Suche nach direkten Beweisen für die Dunkle Materie war trotz erheblicher Bemühungen bisher vergeblich. Aus Beobachtungen der Entwicklung und Massenbestimmungen von Galaxienhaufen geht jedoch hervor, dass dunkle und baryonische Materie etwa 30% der kritischen Dichte erklären könnten. Sollte das Universum flach sein, wie es bei korrekter Inflation erforderlich ist, dann muss eine andere Energiekomponente zur durchschnittlichen Dichte beitragen.
Für einen Kosmologen braucht es nur wenige Parameter, um das Universum zu beschreiben. Alle Modelle basieren auf Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie. Die Weltmodelle zeichnen sich durch zwei Parameter aus: die aktuelle Rate und die Verlangsamung der Expansion. Der erste Parameter heißt Hubble-Konstante nach Edwin Hubble, der 1929 die kosmische Expansion entdeckte. Der andere Parameter beschreibt die Veränderung der Expansion und hängt von der Energiedichte und der Krümmung des Universums ab. Die Beiträge zur Dichte werden als Bruchteile der kritischen Dichte ausgedrückt und mit dem griechischen Buchstaben W bezeichnet, z.B. WM , für die Materiedichte. Die Ausdehnung selbst wird typischerweise durch die Rotverschiebung gemessen. Dies ist das Verhältnis des Skalierungsfaktors zu zwei verschiedenen Zeitpunkten der Expansion und wird als Verschiebung von spektralen Merkmalen zu längeren Wellenlängen beobachtet. Das Hubble-Gesetz besagt, dass für kleine Entfernungen die Rotverschiebung proportional zur Entfernung ist.
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Abb. 1 Eine Reihe von Beobachtungen einer entfernten Supernova vom Typ Ia. Das Objekt befindet sich in einer Galaxie mit einer Rotverschiebung von z=0.51 entsprechend einer Rückblickzeit von etwa 40% des Alters des Universums. Die Beobachtungen wurden mit dem New Technology Telescope des European Southern Observatory mit 3,5 m Durchmesser am La Silla-Observatorium in Chile gemacht. Die Veränderung der Bildschärfe wird durch die unterschiedlichen atmosphärischen Bedingungen in den einzelnen Nächten verursacht. Die Supernova in ihrer hellsten Phase ist etwa 15 Millionen Mal lichtschwächer als das, was mit bloßem Auge zu sehen ist. Die Lichtkurve dieses Objekts wurde aus den Bildern abgeleitet. Dieses Diagramm zeigt den Anstieg und Abfall der Supernova-Helligkeit als Funktion der Zeit. Die rote Linie zeigt die Entwicklung einer typischen nahen Typ-Ia-Supernova an. Magnituden sind eine logarithmische Skala des beobachteten Energieflusses. |
Bei großen Rückblickzeiten und Entfernungen bricht die Linearität des Hubble-Gesetzes zusammen und die Entfernungen hängen von der Energiedichte des Universums ab. Die verschiedenen Bestandteile, typischerweise Materie und Strahlung, tragen auf unterschiedliche Weise zur Energiedichte bei. Strahlung verliert ihre gravitative Bedeutung bei einer Rotverschiebung von etwa z=1000, einem Zeitpunkt, ab dem wir nur noch die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung messen können. Eine weitere Komponente ist die berühmte kosmologische Konstante, die Albert Einstein eingeführt hat, um die Lösungen seiner Gleichungen mit einem statischen Universum in Einklang zu bringen. Später gab er diesen Begriff auf, als Edwin Hubble die allgemeine Ausdehnung des Universums entdeckte. Viele Jahrzehnte lang wurde die kosmologische Konstante in den Weltmodellen nicht berücksichtigt, da es keinen offensichtlichen Grund für ihre Einbeziehung gab und sie mit keiner Teilchentheorie verbunden werden konnte. Modern ausgedrückt stellt sie den Beitrag der Vakuumenergie dar (Carroll et al. 1992).
Die letzten drei Jahre haben wirklich aufregende Fortschritte in der beobachtenden Kosmologie gebracht. Die flache Geometrie des Universums wurde durch Ballonexperimente bestätigt, bei denen die Fluktuationen im kosmischen Mikrowellenhintergrund gemessen wurden. Das physikalische Ausmaß dieser Fluktuationen kann aus ersten Prinzipien bestimmt werden und die Messung ihrer Winkelausdehnung am Himmel gibt einen direkten Hinweis auf die Geometrie des Universums. Alle Experimente stimmen darin überein, dass das Universum höchstwahrscheinlich flach ist (de Bernardis et al. 2000, Balbi et al. 2000).
Ein komplementärer Ansatz zur Bestimmung der Geometrie ist die Messung von Abständen. Dieser Ansatz misst tatsächlich die Verzögerung aufgrund der Gravitationsanziehung, die die kosmische Expansion verlangsamt. Der Betrag der Verzögerung bestimmt somit direkt die durchschnittliche Dichte.
Kosmologische Distanzen sind jedoch notorisch schwer zu erreichen. Die lange und mühsame Geschichte der Bestimmung der Hubble-Konstanten spiegelt diese Schwierigkeit schmerzlich wider. Noch heute scheint es, dass der Wert der Hubble-Konstante mit etwa 10 % unsicher ist. Entfernungen lassen sich am einfachsten durch Standardkerzen, also Objekte mit identischer absoluter Leuchtkraft, messen. Es wurden viele Kandidaten für Standardkerzen vorgeschlagen. Nur wenige astronomische Objekte haben sich als geeignet erwiesen.
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Abb. 2 Diagramm, das Entfernung vs. Rotverschiebung für Typ-Ia-Supernovae anzeigt. Diese Diagramme werden im Allgemeinen als Hubble-Diagramme bezeichnet, da sie dem ursprünglichen Diagramm der Expansion des Universums ähnlich, aber nicht identisch sind. Das obere Feld zeigt die konventionelle Form dieses Diagramms. Die Punkte sind die Supernova-Messungen, die von zwei unabhängigen Gruppen zusammengestellt wurden, dem High-z Supernova Search Team (Riess et al. 1998) und dem Supernova Cosmology Project (Perlmutter et al. 1999). Die nahen Supernovae wurden über etwa ein Jahrzehnt vermessen, während die entfernten Objekte in kurzen Kampagnen von einigen Monaten Länge beobachtet wurden. Die Linien repräsentieren die Erwartungen an eine Standardkerze - in den spezifischen Weltmodellen. Sie stellen ein Einstein-de-Sitter-Modell dar, bei dem das Universum vollständig von Materie dominiert wird ( W M= 1,0, WL =0.0), ein leeres Universum ( W M=0,0, WL =0.0) mit nichts darin und einem Universum, das von der kosmologischen Konstante ( W M=0,0, WL =1.0). Die gestrichelte Linie ist ein Modell, das mit allen aktuellen Daten übereinstimmt und W M=0,3 und WL =0,7. Die Lage der Modelllinien wird durch die Daten der nahegelegenen Supernovae bestimmt. Die unteren Felder zeigen das gleiche Diagramm normalisiert auf das Modell eines leeren Universums. Es ist offensichtlich, dass die entfernten Supernovae um etwa 20 % über der Linie für ein leeres Universum liegen und einen Beitrag der kosmologischen Konstanten oder Quintessenz erfordern. Das favorisierte Modell sagt in diesem Diagramm ein nicht monotones Verhalten von Standardkerzen voraus. |
Ein Hauptkandidat für eine solche Standardkerze ist eine bestimmte Art von Sternexplosionen. Diese Explosionen, die Astronomen als Supernovae vom Typ Ia bekannt sind, treten in den Endstadien der Sternentwicklung auf, wenn massearme Sterne ihren Brennstoff erschöpfen und beginnen, sich zusammenzuziehen und abzukühlen. Die resultierenden Weißen Zwerge sind so kompakt und dicht, dass sie durch Elektronendruck unterstützt werden. Es kann gezeigt werden, dass es eine Obergrenze für die Masse gibt, die durch den Druck der entarteten Elektronen unterstützt wird. Diese Chandrasekhar-Grenze, benannt nach Subrahmanyan Chandrasekhar, beträgt fast das 1,4-fache der Sonnenmasse. Ein einzelner, isolierter Weißer Zwerg ändert seine Masse nicht, aber ein Weißer Zwerg in einem Doppelsternsystem kann Masse von seinem Begleiter erhalten. Wenn dieser Prozess effizient genug ist, verwandelt sich der Weiße Zwerg in eine thermonukleare Bombe, die Kohlenstoff und Sauerstoff explosionsartig bis zum nuklearen statistischen Gleichgewicht verbrennt. Für die Dichte und den Druck bei diesen Explosionen ist dies meist ein radioaktives Nickelisotop ( 56 Ni), das durch g -Zerfall zu 56 Co und weiter zu stabilem 56 Fe zerfällt. Die Energie wird im Stern deponiert und bläst ihn auseinander. Eine solche Explosion kann das Licht einer ganzen Galaxie aus etwa 10 10 Sternen überstrahlen (Abbildung 1). Die Chandrasekhar-Masse ist eine natürliche Grenze und macht es denkbar, dass alle Supernovae vom Typ Ia ähnlich sind. Eine so einheitliche Konstellation stellt sicher, dass es nur geringe Unterschiede zwischen den einzelnen Explosionen gibt, eine Grundvoraussetzung für eine Standardkerze.
Supernovae beobachten
Supernovae sind extrem selten. Eine Galaxie wie unsere Milchstraße kann nur alle 400 Jahre eine Supernova vom Typ Ia produzieren. Daher muss man eine große Anzahl von Galaxien über längere Zeit beobachten, um eine Supernova zu entdecken. Die Stichprobe von Supernovae in der Nähe (bis zu einer Rotverschiebung von etwa z=0.1) ist immer noch ziemlich begrenzt. Tatsächlich sind gut abgetastete Lichtkurven (z. B. Abbildung 1) eine Ausnahme und es hat über ein Jahrzehnt intensiver Bemühungen gedauert, um eine bedeutende Stichprobe von Objekten zu sammeln. Dabei wurde viel über Supernovae vom Typ Ia und ihre Physik gelernt (für eine Übersicht siehe Leibundgut 2000).
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Abb. 3 Das Very Large Telescope (VLT) der ESO auf dem Cerro Paranal in Chile. Diese neue Anordnung von vier 8-Meter-Teleskopen ist ein Beispiel dafür, was erforderlich ist, um die entfernten Supernovae im Detail zu beobachten. Nur große Teleskope wie das VLT, die 10m-Keck-Teleskope auf dem Mauna Kea auf Hawaii und die Gemini-8m-Teleskope auf Hawaii und Chile sind in der Lage, genügend Licht für eine detaillierte Analyse zu sammeln. |
Nicht alle Supernovae vom Typ Ia sind identisch. Es gibt jedoch eine Möglichkeit, ihre Spitzenleuchtkraft entsprechend ihrer Lichtkurven zu normalisieren. Leuchtende Supernovae zeigen eine langsamere zeitliche Entwicklung. Auf diese Weise ist es möglich, alle Objekte auf die gleiche Spitzenleuchtkraft zu normalisieren und sie zu exquisiten Standardkerzen zu machen.
Eine Möglichkeit, die Qualität einer Standardkerze empirisch zu testen, besteht darin, sich das Distanz-Rotverschiebungs-Diagramm anzusehen (Abbildung 2). Für eine Rotverschiebung unter z=0,1 ist die Streuung um die lineare Ausdehnungslinie extrem klein und beweist, dass die Supernovae zumindest im nahen Universum als Entfernungsindikator verwendet werden können. Eine direkte Bestimmung der absoluten Leuchtkraft von Supernovae vom Typ Ia wurde kürzlich für die 10 nächsten Supernovae durchgeführt, die innerhalb der letzten 60 Jahre explodierten. Die Spitzenhelligkeit dieser Objekte ist in der Tat sehr gleichmäßig.
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Abb. 4 Wahrscheinlichkeitsverteilung von WL vs. W M aus den Supernova-Daten. Die Grauskala gibt die Wahrscheinlichkeitsverteilung an, die von den in Abbildung 2 gezeigten Supernovae abgeleitet wurde. Die Konturen werden mit 68,7%, 95,4% und 99,7% Konfidenzniveau gezeichnet. Die Vorliebe für eine ?dunkle Energie? Komponente ist offensichtlich. WL =0 wird bei >95% ausgeschlossen. Die Linie für ein flaches Universum, wie es durch den kosmischen Mikrowellenhintergrund begünstigt wird, ist rot dargestellt. Die schrägen blauen Linien zeigen das Alter des Universums für diese Modelle unter Annahme einer Hubble-Konstante von H0 = 65 km s -1 Mpc -1 . Die ältesten Sterne haben ein Alter von etwa 13,10 9 Jahren, was mit den neuen Supernova-Daten übereinstimmt, aber nicht mit dem Einstein-de-Sitter-Modell ( W M=1, WL =0). |
Entfernte Supernovae, wie das Beispiel in Abbildung 1, sind schwieriger zu beobachten. Da Supernovae so seltene Ereignisse sind, muss ein großes Volumen vermessen werden, um eine ausreichende Anzahl für koordinierte Folgebeobachtungen zu finden. Es wurde schnell erkannt, dass ein solches Projekt die Möglichkeiten eines einzelnen Observatoriums oder einer Gruppe von Astronomen überschreiten würde. Tatsächlich nutzt dieses Experiment die größten verfügbaren Teleskope. Eine typische Kampagne umfasst das Europäische Südobservatorium VLT (Abbildung 3), die Keck-Teleskope, das Kanada-Frankreich-Hawaii-Teleskop, das Cerro Tololo Inter-American Observatory und das Hubble-Weltraumteleskop. Die Supernovae werden mit allen verfügbaren Teleskopen etwa zwei Monate lang beobachtet. Die resultierenden Lichtkurven, wie in Abbildung 1 gezeigt, werden analysiert, um die Spitzenhelligkeit abzuleiten und in Diagrammen wie Abbildung 2 darzustellen.
Mit den von den nahen Supernovae kalibrierten Modelllinien sagen uns die fernen Explosionen, wie weit sich das Universum zwischen damals und heute ausgedehnt hat. Aus Abbildung 2 ist ersichtlich, dass die Abstände größer sind als in einem frei schwebenden, d. h. leeren Universum zu erwarten wäre. Noch schlimmer wäre ein flaches und mit Materie gefülltes Einstein-de-Sitter-Modell. Die entfernten Supernovae sind einfach zu schwach, d. h. zu weit entfernt, um mit dem alten Paradigma eines nur aus Materie und Strahlung gefüllten Universums vereinbar zu sein. Es muss eine Komponente der Energiedichte geben, die die Expansion in den letzten Jahren beschleunigt hat
6,10 9 Jahre (Riess et al. 1998, Perlmutter et al. 1999, Hogan et al. 1999, Riess 2000).
Ein offensichtlicher Kandidat ist die kosmologische Konstante. Mit dem Supernova-Ergebnis scheint es, dass es wieder eingeführt werden sollte, um die Daten zu erklären. Eine andere Möglichkeit ist, dass die kosmologische Konstante zwar Null ist, aber ein Teilchenfeld existiert, das durch seinen Zerfall wie eine kosmologische Konstante wirkt. Es ist mittlerweile als "Quintessenz" bekannt. (Ostriker und Steinhardt 2001). Unabhängig davon, welche Erklärung richtig ist, können wir die Energiedichte dieser ?dunklen Energie?? als WL . Abbildung 4 zeigt die Wahrscheinlichkeitsverteilung zwischen der Materiedichte W M und WL wie die Supernova-Abstände sie definieren. Es ist offensichtlich, dass Modelle mit WL =0 werden bei >95% für alle Modelle mit positivem Substanzgehalt ausgeschlossen. Dies kommt daher, dass eine beschleunigende Unterdruckkomponente benötigt wird, die mit Materie oder Strahlung nicht erreicht werden kann.
Ein schönes Merkmal von Weltmodellen mit diesen Parametern wäre, dass das dynamische Alter des Universums nicht mehr mit dem Alter der ältesten Sterne in unserer Milchstraße in Konflikt steht. Wir haben die Isochronen des dynamischen Zeitalters für die Kombination von W . markiertM und WL in Abbildung 4.
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Abb. 5 Vergleich der Spektren von nahen und entfernten Supernovae. Spektren von sieben entfernten Supernovae vom Typ Ia, die mit dem VLT (blau) beobachtet wurden, werden mit nahegelegenen Objekten (rot) in derselben Phase verglichen. Die entfernten Objekte sehen den nahen auffallend ähnlich. Dies ist eine wichtige Überprüfung, da die Spektren ?Fingerabdrücke? für die chemische Zusammensetzung der Supernova-Ejekta. Eine Verunreinigung des Galaxienlichts oder eine Rötung der Objekte durch Staub kann zu Veränderungen der Steigungen der Kontinuumsemission führen. |
Das Ergebnis der fernen Supernovae, dass sich die Expansion des Universums nicht verlangsamt, sondern sogar beschleunigt, ist sicherlich überraschend. Wir sollten die naheliegende Frage beantworten, wie sicher dieses Ergebnis ist. Es gibt noch einige andere mögliche Erklärungen für die Schwäche der entfernten Supernovae. Sie sind eine intrinsische Evolution der Spitzenhelligkeit der Supernovae, unerkanntem Staub oder Gravitationslinsen. Die Evolution war der Untergang aller zuvor vorgeschlagenen Entfernungsindikatoren. Nehmen wir zum Beispiel reguläre Galaxien. Ein Rückblick auf mehrere 10 9 Jahre bedeutet, dass eine Galaxie aus Sternen besteht, die im Durchschnitt jünger sind als die heutigen in unserer Milchstraße. Da eine Galaxie mit jungen Sternen einen größeren Anteil an kurzlebigen, massereichen Sternen hat, die heller und blauer sind, ändert sie ihre Leuchtkraft im Laufe der Zeit. Könnten Supernovae vom Typ Ia auch unter evolutionären Effekten leiden? Auf den ersten Blick ist eine solche Entwicklung weniger wahrscheinlich. Nach aktuellen Modellen sind es Explosionen von Sternen, die immer in der gleichen Konfiguration enden, einem Weißen Zwerg an der Chandrasekhar-Grenze. Obwohl die Bombe immer die gleiche Masse hat, kann ihre Zusammensetzung jedoch leicht variieren. Die explosive Verbrennung von Kohlenstoff in einem Weißen Zwerg hängt von der Mischung aus Kohlenstoff und Sauerstoff ab. Man könnte sich vorstellen, dass die fernen Supernovae bei der Explosion eine andere chemische Zusammensetzung hatten als ihre nahegelegenen Gegenstücke. Außerdem sagt die Sternentwicklung voraus, dass jüngere Weiße Zwerge die Nachkommen von überwiegend massereicheren Sternen sind. Somit könnte sich die Elternpopulation der entfernten Supernovae von der in der Nähe beobachteten unterscheiden. Anders als bei den nahen Supernovae können wir das lineare Expansionsgesetz nicht verwenden, um die Konsistenz zu überprüfen. Was in den letzten Jahren versucht wurde, ist sicherzustellen, dass die entfernten Objekte das gleiche Aussehen haben wie die nahen. Dieses Programm ist noch im Gange, aber erste Ergebnisse liegen bereits vor. Die beobachteten Spektren der beiden Populationen sind bisher nicht zu unterscheiden (Abbildung 5). Weiterhin gibt es einen sehr charakteristischen Lichtkurvenverlauf mit einem zweiten Maximum von Typ Ia Supernovae im nahen Infrarot, das mittlerweile auch für die entfernten Supernovae beobachtet wurde. Auf der anderen Seite scheint es einen Trend zu blaueren Farben für entfernte Supernovae zu geben, der, wenn er bestätigt wird, auf die Evolution hinweisen könnte.
Interstellarer Staub verdunkelt auch astronomische Objekte. Galaktischer Staub, der in der Ebene der Milchstraße verteilt ist, ist der Grund, warum wir das Galaktische Zentrum nicht im optischen Licht beobachten können. Galaktischer Staub verdunkelt die Objekte aber nicht nur, er streut auch bevorzugt blaues Licht und lässt Objekte röter erscheinen. Ist die Eigenfarbe eines Objekts bekannt, kann das beobachtete Licht nach dem galaktischen Absorptionsgesetz korrigiert werden. Die Farbentwicklung von Supernovae vom Typ Ia ist in der Tat sehr gleichmäßig und indem wir immer Farbinformationen für die entfernten Supernovae erhalten, können wir auf Staub prüfen und die Helligkeit bei Bedarf korrigieren. Aber nichts sagt, dass der galaktische Staub im gesamten Universum repräsentativ ist. Größere Staubpartikel streuen beispielsweise anders, sodass die Supernovae zwar noch abgedunkelt, aber nicht so gerötet wären. Beobachtungsprogramme zur Überprüfung dieser Möglichkeit wurden im vergangenen Jahr durchgeführt und werden derzeit analysiert.
Entlang des Lichtwegs eines entfernten Objekts liegen andere massereiche Objekte. Hintergrundgalaxien werden durch die Potentialtöpfe, durch die Licht wandern muss, verzerrt und die Galaxien werden zu großen Bögen gestreckt, die regelmäßig in massereichen Galaxienhaufen beobachtet werden. Ein weiterer Effekt des Gravitationslinseneffekts ist die Verstärkung oder Verminderung des Lichts. Es stellt sich heraus, dass weit entfernte Objekte im Durchschnitt deamplifiziert sind, d.h. statistisch schwächer erscheinen. Dies wäre eine offensichtliche Erklärung für die Dunkelheit der entfernten Supernovae. Der Effekt ist jedoch nicht groß genug, selbst wenn die gesamte Masse in kompakten Objekten konzentriert wäre, und kann die entfernten Supernovae nicht erklären. Dieses Ergebnis basiert auf Modellrechnungen, da dies der einzige Effekt ist, der nicht mit dem Supernova-Licht selbst beobachtet werden kann.
Es gibt eine Signatur, die fast eindeutig beweisen würde, dass sich das Universum über etwa die Hälfte seines Alters beschleunigt hat. Dies ist die Verzögerung während der frühen Phasen der Expansion. Die kosmologische Konstante ändert sich im Laufe der Zeit nicht, aber da die Dichte abnimmt, sollte die Gravitationswirkung in den ersten 10 9 Jahren viel größer gewesen sein. In Abbildung 2 zeigt sich dies als nicht monotone Entwicklung. Der kritische Rotverschiebungsbereich liegt bei z=1,2, ein Bereich, der bisher durch die Beobachtungen nicht erforscht wurde. Dies dehnt die derzeitigen Fähigkeiten jedes bestehenden Teleskops aus. Die Supernovae werden extrem lichtschwach und müssen aufgrund der Rotverschiebung im nahen Infrarot beobachtet werden, wo der Nachthimmel viel heller ist als im optischen. Dennoch werden die nächsten Beobachtungskampagnen genau diesen Rotverschiebungsbereich anvisieren, um zu testen, ob die Beschleunigung der universellen Expansion tatsächlich die richtige Interpretation für die Dunkelheit der fernen Supernovae ist.
Es gibt ein großes Problem mit der kosmologischen Konstante. In modernen Teilchentheorien wird er mit der Energie des Vakuums in Verbindung gebracht, aber auch diese Theorien sagen einen Wert für die Vakuumenergie voraus, der um mehr als 50 Größenordnungen von den kosmologischen Beobachtungen abweicht. Obwohl dies die ganze Zeit ein Problem war, haben die Supernova-Messungen dieses Problem verschärft, indem sie eine von Null verschiedene, aber kleine (<1) kosmologische Konstante erforderten. Aus diesen Gründen favorisieren viele Theoretiker derzeit Quintessenzmodelle. Dies erfordert jedoch die Einführung eines neuen Teilchenfeldes und entsprechender Potentiale, die fein abgestimmt werden müssen, um eine Wirkung wie die beobachtete zu haben.
Aber es ist noch mehr in Sicht. Zur Unterscheidung zwischen kosmologischer Konstante und Quintessenz sollte die zeitliche Variabilität der Beschleunigung überprüft werden. Das genaue Verfolgen der Supernova-Distanzen kann dies tun. Es wird eine große Stichprobe von Supernovae mit einer Rotverschiebung von etwa z = 1,5 benötigt. Vorschläge zur Beschaffung solcher Proben wurden bereits gemacht.
Supernovae vom Typ Ia zusammen mit den jüngsten Ergebnissen zum kosmischen Mikrowellenhintergrund und den Massen von Galaxienhaufen stimmen mit einem flachen Universum überein, in dem etwa 30% gravitierende Materie und 70% von ?dunkler Energie? (kosmologische Konstante oder Quintessenz). Nur etwa 5 % der Gesamtenergie stammen aus baryonischer Materie. Weitere 5 % können durch massive Neutrinos beigesteuert werden.
Die Meinungen der Kosmologen reichen derzeit von Visionen der ?Präzisionskosmologie? Sorgen darüber, dass wir dem Universum neue Bestandteile hinzufügen müssen, für die wir derzeit überhaupt keine Erklärung haben. Dies ist nicht unbedingt ein Widerspruch. Beobachter wurden im letzten Jahrzehnt mit Werkzeugen ausgestattet, die es ihnen ermöglichen, viele der kosmologischen Fragen viel detaillierter und mit viel höherer Präzision zu untersuchen. Andererseits haben diese neuen Ergebnisse gezeigt, dass unser Bild des Universums unvollständig war und einer weiteren Prüfung bedarf
Bahcall, N., Ostriker, J., Perlmutter, S. und Steinhardt, P. 1999, Science, 284, 1481
Balbi, A., et al. 2000, Astrophysical Journal Letters, 545, 1
Carroll, S., Press, W. und Turner, E., 1992, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 499
de Bernardis et al., 2000, Natur, 404, 955
Guth, A.1997, Das inflationäre Universum. Die Suche nach einem neuen kosmischen Ursprung, Reading: Addison-Wesley
Hogan, C., Kirshner, R. und Suntzeff, N. 1999, Scientific American, 280, 28
Leibundgut, B. 2000, The Astronomy and Astrophysics Review, 10, 179
Ostriker, J. und Steinhardt, P.. 2001, Scientific American, 284, 36
Peebles, J. 2001, Scientific American, 284, 44
Perlmutter, S., et al. 1999, Astrophysikalisches Journal, 517, 565
Riess, A. 2000, Veröffentlichungen der Astronomical Society of the Pacific, 112, 1284
Gravitationswellen könnten das konstante Hubble-Rätsel lösen
Analysieren Wellen im Gewebe von Raum und Zeit die von Paaren toter Sterne geschaffen wurden, könnten bald ein kosmisches Rätsel lösen, das sich um die schnelle Expansion des Universums dreht – wenn Wissenschaftler Glück haben.
Das ist das Urteil einer neuen Studie, die auch Licht auf das endgültige Schicksal des Universums werfen könnte, sagten die Forscher, die daran gearbeitet haben.
Der Kosmos hat sich seit seiner Geburt vor etwa 13,8 Milliarden Jahren kontinuierlich erweitert. Durch die Messung der gegenwärtigen Expansionsrate des Universums, bekannt als Hubble-Konstante, können Wissenschaftler das Alter des Kosmos und Details zu seinem aktuellen Zustand ableiten. Sie können die Nummer sogar verwenden, um zu versuchen, zu lernen das Schicksal des Universums, zum Beispiel, ob es sich für immer ausdehnt, in sich zusammenfällt oder vollständig zerreißt.
Wissenschaftler verwenden zwei Hauptmethoden, um die Hubble-Konstante zu messen. Eine beinhaltet die Überwachung von nahegelegenen Objekten, deren Eigenschaften Wissenschaftler gut kennen, wie zum Beispiel Sternexplosionen, bekannt als Supernovae und pulsierende Sterne bekannt als Cepheiden-Variablen, um ihre Entfernungen abzuschätzen und daraus die Expansionsrate des Universums abzuleiten. Der andere konzentriert sich auf den kosmischen Mikrowellenhintergrund, die übrig gebliebene Strahlung des Urknalls, und untersucht, wie er sich im Laufe der Zeit verändert hat, um zu berechnen, wie schnell sich der Kosmos ausgedehnt hat.
Dieses Paar von Techniken hat jedoch ergeben zwei verschiedene Ergebnisse für den Wert der Hubble-Konstanten. Daten aus dem kosmischen Mikrowellenhintergrund deuten darauf hin, dass sich das Universum derzeit mit einer Geschwindigkeit von etwa 41,6 Meilen (67 Kilometer) pro Sekunde pro 3,26 Millionen Lichtjahre ausdehnt, während Daten von Supernovas und Cepheiden im nahe gelegenen Universum eine Geschwindigkeit von etwa 45,3 Meilen ( 73 km) pro Sekunde pro 3,26 Millionen Lichtjahre.
Diese Diskrepanz legt nahe, dass das kosmologische Standardmodell – das Verständnis der Wissenschaftler über die Struktur und Geschichte des Universums – falsch sein könnte. Lösung dieser Debatte, bekannt als die Hubble ständiger Konflikt, könnte Aufschluss über die Entwicklung und das endgültige Schicksal des Kosmos geben.
In der neuen Studie schlagen Physiker vor, dass zukünftige Daten aus den Wellen im Gefüge von Raum und Zeit, die als Gravitationswellen bekannt sind, dazu beitragen könnten, diesen Stillstand zu überwinden. „Der ständige Hubble-Konflikt – der größte Hinweis, den wir haben, dass unser Modell des Universums unvollständig ist – ist in fünf bis zehn Jahren auflösbar“, sagte der leitende Studienautor Stephen Feeney, ein Astrophysiker am Flatiron Institute in New York, gegenüber Space.com.
Nach Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie, Gravitation resultiert daraus, wie Masse die Raumzeit verzerrt. Wenn sich ein Objekt mit Masse bewegt, sollte es Gravitationswellen erzeugen, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen und dabei die Raumzeit dehnen und zusammendrücken.
Gravitationswellen sind außergewöhnlich schwach, und erst 2016 entdeckten Wissenschaftler den ersten direkten Beweis dafür. Im Jahr 2017 entdeckten Wissenschaftler auch Gravitationswellen von kollidierenden Neutronensternen, Überresten von Sternen, die bei katastrophalen Explosionen, bekannt als Supernovae. Wenn die Überreste eines Sterns nicht massiv genug sind, um zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, werden sie stattdessen als Neutronenstern enden, der so genannt wird, weil seine Anziehungskraft stark genug ist, um Protonen zusammen mit Elektronen zu Neutronen zu zerkleinern.
Im Gegensatz zu Schwarzen Löchern emittieren Neutronensterne sichtbares Licht und damit auch ihre Kollisionen. Die Gravitationswellen dieser Verschmelzungen, die als "Standardsirenen" bezeichnet werden, werden den Wissenschaftlern helfen, ihre Entfernung von der Erde zu bestimmen, während das Licht dieser Kollisionen dazu beiträgt, die Geschwindigkeit zu bestimmen, mit der sie sich relativ zur Erde bewegten. Forscher können dann diese beiden Datensätze verwenden, um die Hubble-Konstante zu berechnen. Laut Feeney und seinen Kollegen kann die Analyse von Abstürzen zwischen etwa 50 Paaren von Neutronensternen in den nächsten fünf bis zehn Jahren genügend Daten liefern, um die bisher beste Messung der Hubble-Konstanten zu bestimmen.
Diese Schätzung hängt jedoch davon ab, wie oft Neutronen-Stern-Kollisionen auftreten. „Es besteht eine erhebliche Unsicherheit in Bezug auf die Rate der Verschmelzung von Neutronensternen — we have, after all, only seen one to date," Feeney said. "If we were very lucky to see that one, and mergers are actually much rarer than we think, then observing the number of mergers needed to explain the Hubble constant conflict could take longer than we stated in our work."
Gravitational waves may end up supporting one value for the Hubble constant over the other, but they may also determine a new third value for the Hubble constant, Feeney said. If this happens, it might lead to new insights regarding the behavior of supernovas, Cepheids or neutron stars, he added.
The scientists detailed their findings online Feb. 14 in the journal Physical Review Letters.
The Institute for Creation Research
Big Bang scientists are wrestling with &ldquoserious&rdquo contradictory estimates for the size of the Hubble constant&mdashone of the most important numbers in cosmology. 1,2 The Hubble constant, indicated by the symbol H0, is important because it&rsquos thought to give the current expansion rate of the universe. It indicates the speed at which galaxies are apparently receding from one another. This apparent speed increases with increasing distance and is expressed in units of speed per distance (kilometers per second, per megaparsec, or km/sec per Mpc).
At a recent meeting of the American Astronomical Society, astrophysicist and Nobel laureate Adam Reiss discussed how estimates of the Hubble constant, derived from brightness measurements of a special class of supernova, contradicted estimates obtained from a Big Bang interpretation of the cosmic microwave background radiation (CMBR).
Estimates of H0 obtained from supernova data tend to be around 73 km/sec per Mpc, but estimates obtained by analyzing patterns in the CMBR yield estimates of around 67 km/sec per Mpc. 1 This discrepancy is not new ICR reported on it almost two years ago. 3 Big Bang scientists had hoped that improved measurements would remove this discrepancy, but that has not been the case. Now the discrepancy seems even Mehr likely to be real.
Of the two methods used to estimate H0, the one employing the CMBR is most problematic secular scientists assume that the CMBR is an &ldquoafterglow&rdquo from a time about 400,000 years after the Big Bang, and then they find the values for a series of parameters that give the overall best fit to this interpretation of the data. Obviously, if the Big Bang is wrong, then the parameters were forced to fit an erroneous model, and the estimate for H0 is meaningless.
The supernova method is more direct, but even it includes subtle assumptions which may or may not be correct. 4 For instance, respected cosmologist George Ellis pointed out that the apparent acceleration of the universe&rsquos expansion rate could actually be the result of non-uniform distributions of matter and energy. 5 It is of interest to note that Adam Reiss received his Nobel Prize for &ldquodiscovering&rdquo an accelerating universe, which, according to Ellis, could be the result of a misinterpretation of the data!
This is just the latest of many serious problems with the Big Bang model. 6-9 Yet Big Bang proponents never seem to be fazed by them. Instead, they optimistically propose Ad hoc laws of physics to explain the discrepancies&mdasheven though there is no observational evidence for these laws. Physics students can only imagine how much easier their assigned problems would be if they were free to invoke, as do secular cosmologists, new laws of physics whenever it suits them!
The fact that the scientific case for the Big Bang is in tatters should not be surprising. The Big Bang model cannot be correct, because it contradicts at multiple points the eyewitness account of the universe&rsquos creation given to us by the Creator Himself, who never lies, and who never makes mistakes.
Does the accelerating expansion of the Universe contradict Hubble's law? - Astronomie
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So what is dark energy? Well, the simple answer is that we don't know. It seems to contradict many of our understandings about the way the universe works.
We all know that light waves, also called radiation, carry energy. You feel that energy the moment you step outside on a hot summer day.
Einstein's famous equation, E = mc 2 , teaches us that matter and energy are interchangeable, merely different forms of the same thing. We have a giant example of that in our sky: the Sun. The Sun is powered by the conversion of mass to energy.
Something from Nothing
But energy is supposed to have a source &mdash either matter or radiation. The notion here is that space, even when devoid of all matter and radiation, has a residual energy. That "energy of space," when considered on a cosmic scale, leads to a force that increases the expansion of the universe.
Perhaps dark energy results from weird behavior on scales smaller than atoms. The physics of the very small, called quantum mechanics, allows energy and matter to appear out of nothingness, although only for the tiniest instant. The constant brief appearance and disappearance of matter could be giving energy to otherwise empty space.
It could be that dark energy creates a new, fundamental force in the universe, something that only starts to show an effect when the universe reaches a certain size. Scientific theories allow for the possibility of such forces. The force might even be temporary, causing the universe to accelerate for some billions of years before it weakens and essentially disappears.
Or perhaps the answer lies within another long-standing unsolved problem, how to reconcile the physics of the large with the physics of the very small. Einstein's theory of gravity, called general relativity, can explain everything from the movements of planets to the physics of black holes, but it simply doesn't seem to apply on the scale of the particles that make up atoms. To predict how particles will behave, we need the theory of quantum mechanics. Quantum mechanics explains the way particles function, but it simply doesn't apply on any scale larger than an atom. The elusive solution for combining the two theories might yield a natural explanation for dark energy.
Stranger and Stranger
We do know this: Since space is everywhere, this dark energy force is everywhere, and its effects increase as space expands. In contrast, gravity's force is stronger when things are close together and weaker when they are far apart. Because gravity is weakening with the expansion of space, dark energy now makes up over 2/3 of all the energy in the universe.
It sounds rather strange that we have no firm idea about what makes up 74% of the universe. It's as though we had explored all the land on the planet Earth and never in all our travels encountered an ocean. But now that we've caught sight of the waves, we want to know what this huge, strange, powerful entity really is.
The strangeness of dark energy is thrilling.
It shows scientists that there is a gap in our knowledge that needs to be filled, beckoning the way toward an unexplored realm of physics. We have before us the evidence that the cosmos may be configured vastly differently than we imagine. Dark energy both signals that we still have a great deal to learn, and shows us that we stand poised for another great leap in our understanding of the universe.
Planet Facts
It was the Astronomer Edwin Hubble that was able to describe in numerical terms at which the rate of the universe is expanding, this is known as the Hubble’s Law. In 1929, he was able to observe that almost all galaxies seemed to be moving away from the Earth. This is illustrated in mathematical terms as:
Where H is the Hubble’s constant, v refers to galaxy’s radial outward velocity or speed and d is the distance from the Earth. Based on this relationship, the farther the galaxy, the faster it is moving away from Earth. It is not easy to determine the exact value of Hubble constant. This is because the two quantities required are difficult to measure especially the exact distance of a galaxy from the Earth. The current value of this constant as calculated by Edwin Hubble as 500 km/s/Mpc or 500 kilometer per second per megaparsec.
Hubble’s Law is very important in astronomy and cosmology. It was the first concrete support for Einstein’s theory of Relativity being applied to the universe. The determined value of Hubble’s constant can be used to estimate an age of the universe. It also helps validate theories of Dark matter and Dark energy. A recent discovery in 1998 revealed that the expansion of the universe is accelerating.
Analyzing the Universe - Course Wiki:Hubble's Law and the Constant That Bears His Name
To begin with, we notice that if we take r/v where r is a distance, and v is a velocity, we end up with a time. For instance, if Boston is 520 kilometers away, and we travel at 130 km/hr, we would take 4 hours to get there. (Assuming we don't get stopped for a speeding ticket!) So, using Hubble's Law, we see the time it would take for all the expanding components of the Universe to come back to the "origin", if they were moving at a constant speed (which they are nicht). In this scenario, $frac
Again we are solving for the Hubble time under the condition that our Hubble constant is defined as follows: To transform the Hubble constant into strictly an inverse age in terms of $years^<-1>$, we treat the units of $H_0$ as a velocity (km/sec) divided by a length (Mpc). We can convert the velocity term of 71 km/sec into units of Mpc/year thus: Substituting into Eq. 1, we see that the Mpc cancels in the numerator and denominator, leaving us with $years^<-1>$. Lastly, we take the reciprocal of this value from Eq.(2) to determine the Hubble time. (Note: in the US, a billion is $10^9$). This is a first-year astronomy laboratory course designed to introduce and explore the field of astronomy. We will discuss current hot topics throughout astronomy, and explore data from observatories including Wayne State’s robotic Zowada Observatory, as well as NASA missions. It is intended for astronomy majors and minors or those considering an astronomy major or minor. Offered Yearly. AST 2010 Descriptive Astronomy Cr. 4 Satisfies General Education Requirement: Natural Scientific Inquiry, Physical Sciences Lecture course that introduces the concepts and methods of modern astronomy, the solar system, stars, galaxies, and cosmology recent discoveries about planets, moons, the sun, pulsars, quasars, and black holes. Meets General Education Laboratory requirement only when taken with Coreq: AST 2011. Offered Every Term. AST 2011 Descriptive Astronomy Laboratory Cr. 1 Laboratory exercises and observations includes two late evening viewing sessions. Satisfies General Education Laboratory requirement when taken concurrently with AST 2010. Offered Every Term. Prerequisite: (AST 2010 (may be taken concurrently) with a minimum grade of C or AST 5010 (may be taken concurrently) with a minimum grade of C) or PHY 5010 (may be taken concurrently) with a minimum grade of C Course Material Fees: $25 AST 4100 Astronomical Techniques Cr. 3 Techniques of modern astrophysics. Detectors used in astronomy for optical and infrared photons, radio and microwaves, X- and gamma rays, and neutrinos. Techniques in imaging, photometry, spectroscopy, astrometry, polarimetry, and for analyzing public data available on the web. Offered Fall. Prerequisites: PHY 2180 with a minimum grade of C- and PHY 2181 with a minimum grade of C- Restriction(s): Enrollment is limited to Undergraduate level students. AST 4200 Astronomical Laboratory Cr. 2 Satisfies General Education Requirement: Writing Intensive Competency Introduction to laboratory techniques of modern astrophysics. Optical astronomy, including measurement of the quantum efficiency of a CCD-based astronomical digital camera measurement of the throughput as a function of wavelength of a set of standard astronomical filters measurement of the HR diagram of a star cluster using the calibrated camera and filters. Offered Fall. Prerequisites: AST 4100 with a minimum grade of D- Course Material Fees: $25 AST 4300 Planetary Astronomy and Space Science Cr. 3 Formation and evolution of the solar system: planetary surfaces, interiors, atmospheres, and magnetospheres asteroids, comets, planetary satellites, and ring systems. Emphasis on using basic physics to understand observed properties of the solar system. Offered Winter. Prerequisites: PHY 2180 with a minimum grade of C- and PHY 2181 with a minimum grade of C- AST 5010 Astrophysics and Stellar Astronomy Cr. 3 Electromagnetic radiation and matter solar characteristics stellar distances magnitudes spectral classification celestial mechanics binary stars stellar motions, structure and evolution compact and variable stars Milky Way Galaxy and interstellar medium galaxies and clusters of galaxies quasars Hubble's Law cosmology. Offered Every Other Winter. Prerequisites: (PHY 2140 with a minimum grade of C- or PHY 2180 with a minimum grade of C-) and MAT 2010-6XXX with a minimum grade of C- AST 5100 Galaxies and the Universe Cr. 3 Exploration of the world of galaxies, starting with the Milky Way and moving outward to larger scales. Basic properties of galaxies: galaxy classification, structure, evolution, observations of Active Galactic Nuclei (AGN), Quasar, and Seyfert galaxies. Discovery of dark matter and black holes. Cosmology: origins of the universe in a hot big bang its expansion history including recent evidence that the cosmic expansion is accelerating the cosmic microwave background, and the ultimate fate of the universe. Capstone course for astronomy majors. Offered Winter. Prerequisites: PHY 3300 with a minimum grade of C- AST 6080 Survey of Astrophysics Cr. 3 This course provides an introduction to high-energy astrophysics with a focus on X-ray astronomy. We will cover the physics of X-ray emission and absorption in an astrophysical context, as well as discussing observational techniques used to detect X-rays. Bright X-ray emitting objects are some of the most extreme in the universe, and we will discuss objects including neutron stars, black holes, cataclysmic variables, supernovae and supernovae remnants, and galaxy clusters. Offered Every Other Year. In 1998, the two leading independent collaborations working to measure distant supernovae in the Universe reported the same bizarre findings: they seemed to indicate that the Universe was accelerating. The only way to explain how distant these lights appeared was if the fabric of space was expanding at a rate that wasn't decreasing like we'd expect, and if the most distant galaxies were receding faster and faster, despite the pull of gravity. Over the next 13 years, the evidence grew stronger and stronger for this picture, and in 2011 three pioneers in the field were awarded the Nobel Prize. And then, just last week, a new study came out alleging that the supernova evidence for this picture was marginal at best. The study concludes that perhaps the Universe hasn't been accelerating, after all. But is that fair and correct? Certainly the news reports are claiming it is, but what does the science say? Let's start with what the supernova data is, and what it's told us so far. When you observe another galaxy, what you're seeing is a whole lot of light spread out over a certain area: an extended object. This is because, even at the greatest of cosmic distances, all the stars spread out across the thousands upon thousands of light years don't appear as a single point of light to our telescopes, but rather as a structure of a particular, resolvable size. But when a supernova goes off in a galaxy, that does appear as a single point, and it can shine nearly as bright as the rest of the galaxy for the few weeks it's at its brightest. One class of supernova is a Type Ia, which originates from a pre-existing white dwarf star. This species of supernova has a few universal properties, meaning that when we observe one, we can use what we measure to figure out how far away it has to be. If we can also measure its redshift -- or how fast it appears to be receding from us -- those two pieces of information together allow us to constrain how the Universe is expanding. There's a unique set of combinations for how distances and redshifts behave over time that's determined by what's in your Universe. And if you know what's in your Universe and how it's expanded over time, you can predict how it's going to expand for the rest of eternity, far into the future. As with any set of measurements, there are going to be some uncertainties. It's true that the more supernovae you have, the smaller those uncertainties get. But it's also true that there are other uncertainties that don't get smaller with better statistics: how truly universal those light-curves are and how well you fit them the "stretch" of the data the color-correction of the data how extinction (or light-blocking) from dust plays a role and so on. At the end of it all, you should be able to plot where your data points are and which models of the expanding Universe they are (and aren't) consistent with. This has been done for years, of course. But most of the time that it's done, the people doing the analysis are doing two things: Oftentimes, it takes fresh eyes to approach a problem differently from how everyone else is approaching it. In ihrem Scientific Reports paper out just a few days ago, scientists Nielsen, Guffanti and Sarkar -- all of whom don't specialize in supernova studies -- did exactly that. Here's what their results indicate. The y-axis indicates the percentage of Universe that's made of dark energy the x-axis the percentage that's matter, normal and dark combined. The authors emphasize that while the best fit for the data does support the accepted model -- a Universe that's roughly 2/3 dark energy and 1/3 matter -- the red contours, representing 1 σ , 2 σ , and 3 σ confidence levels, aren't overwhelmingly compelling. As Subir Sarkar says, We analysed the latest catalogue of 740 Type Ia supernovae - over 10 times bigger than the original samples on which the discovery claim was based - and found that the evidence for accelerated expansion is, at most, what physicists call '3 sigma'. This is far short of the '5 sigma' standard required to claim a discovery of fundamental significance. Subir Sarkar is right. but he's also wrong in a colossal way. If the nur thing you knew about the Universe was that we had this supernova data, we wouldn't be able to get this far. But we also assume that General Relativity is correct, that Hubble's Law is valid and that these supernovae are good distance indicators for how the Universe expands. Nielsen, Guffanti and Sarkar have no problems with those assumptions. So why not use the other basic pieces of information that we know, like the fact that the Universe contains matter. Yes, the 0-value on the x-axis is ruled out because the Universe contains matter. In fact, we've measured how much matter the Universe has, and it's around 30%. Even in 1998, that value was known to a certain precision: it couldn't be less than about 14% or more than about 50%. So right away, we can place stronger constraints. In addition, as soon as the first WMAP data came back, of the Cosmic Microwave Background, we recognized that the Universe was almost perfectly spatially flat. That means that the two numbers -- the one on the y-axis and the one on the x-axis -- have to add up to 1. This information from WMAP first came to our attention in 2003, even though other experiments like COBE, BOOMERanG and MAXIMA had hinted at it. If we add that extra flatness in, the "wiggle room" goes way, way down. In fact, this crudely hand-drawn map I've made matches almost exactly the modern joint analysis of the three major sources of data, which includes supernovae. There actually ist a nice result from this paper: it perhaps will cause a rethink of the standard likelihood analysis used by teams analyzing supernova data. It also shows just how incredible our data is: even with using none of our knowledge about the matter in the Universe or the flatness of space, we can still arrive at a better-than-3 σ result supporting an accelerating Universe. But it also underscores something else that's far more important. Even if all of the supernova data were thrown out and ignored, we have more than enough evidence at present to be extremely confident that the Universe is accelerating, and made of about 2/3 dark energy. Quite excited about this paper's findings, Sarkar said, " Naturally, a lot of work will be necessary to convince the physics community of this, but our work serves to demonstrate that a key pillar of the standard cosmological model is rather shaky." On it's own, absolutely. But in tandem with the full suite of data available, or even just two key pieces that he was happy to ignore? Not a chance. Dark energy and the accelerating Universe is here to stay, and it's going to take a lot more than an improved likelihood analysis to change that. Aktualisieren (12:00 PM): Supernova researcher Dan Scolnic (along with Adam Riess) weighs in on the Nielsen, Guffanti and Sarkar paper over at Scientific American, and point out that one of the new "additions" they make in their likelihood analysis is to treat every supernova the same. According to Scolnic, this ignores the known fact that " supernovae we see evolve in their light curve properties and their selection effects are different at higher redshifts." If you include that information, their analysis would give better than a 4-sigma result (>99.99% confidence), rather than a 3-sigma (99.7% confidence) result. Need more evidence that the expansion of the Universe is accelerating? Just look to the Hubble Space Telescope. An international team of astronomers has indeed confirmed that the expansion of the universe is accelerating. The team, led by Tim Schrabback of the Leiden Observatory, conducted an intensive study of over 446,000 galaxies within the COSMOS (Cosmological Evolution Survey) field, the result of the largest survey ever conducted with Hubble. In making the COSMOS survey, Hubble photographed 575 slightly overlapping views of the same part of the Universe using the Advanced Camera for Surveys (ACS) onboard the orbiting telescope. It took nearly 1,000 hours of observations. In particular, the astronomers could “weigh” the large-scale matter distribution in space over large distances. To do this, they made use of the fact that this information is encoded in the distorted shapes of distant galaxies, a phenomenon referred to as weak gravitational lensing. Using complex algorithms, the team led by Schrabback has improved the standard method and obtained galaxy shape measurements to an unprecedented precision. The results of the study will be published in an upcoming issue of Astronomy and Astrophysics. The meticulousness and scale of this study enables an independent confirmation that the expansion of the Universe is accelerated by an additional, mysterious component named dark energy. A handful of other such independent confirmations exist. Scientists need to know how the formation of clumps of matter evolved in the history of the Universe to determine how the gravitational force, which holds matter together, and dark energy, which pulls it apart by accelerating the expansion of the Universe, have affected them. “Dark energy affects our measurements for two reasons. First, when it is present, galaxy clusters grow more slowly, and secondly, it changes the way the Universe expands, leading to more distant — and more efficiently lensed — galaxies. Our analysis is sensitive to both effects,” says co-author Benjamin Joachimi from the University of Bonn. “Our study also provides an additional confirmation for Einstein’s theory of general relativity, which predicts how the lensing signal depends on redshift,” adds co-investigator Martin Kilbinger from the Institut d’Astrophysique de Paris and the Excellence Cluster Universe. The large number of galaxies included in this study, along with information on their redshifts is leading to a clearer map of how, exactly, part of the Universe is laid out it helps us see its galactic inhabitants and how they are distributed. “With more accurate information about the distances to the galaxies, we can measure the distribution of the matter between them and us more accurately,” notes co-investigator Jan Hartlap from the University of Bonn. “Before, most of the studies were done in 2D, like taking a chest X-ray. Our study is more like a 3D reconstruction of the skeleton from a CT scan. On top of that, we are able to watch the skeleton of dark matter mature from the Universe’s youth to the present,” comments William High from Harvard University, another co-author. The astronomers specifically chose the COSMOS survey because it is thought to be a representative sample of the Universe. With thorough studies such as the one led by Schrabback, astronomers will one day be able to apply their technique to wider areas of the sky, forming a clearer picture of what is truly out there. Paper: Schrabback et al., ‘Evidence for the accelerated expansion of the Universe from weak lensing tomography with COSMOS’, Astronomy and Astrophysics, March 2010,Let's find the Hubble time!
Final Thoughts: You might find it interesting to think about how the Hubble time compares to the actual expansion age in a universe that is accelerating, instead of having the constant velocity we assume here. This will not be on the quiz, but it is an non-trivial line of thought that might foster an interesting forum discussion!
2014 Rutgers, The State University of New Jersey
Department of Physics & Astronomy, 136 Frelinghuysen Rd, Piscataway, NJ 08854
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In addition to the Hubble data, researchers used redshift data from ground-based telescopes to assign distances to 194,000 of the galaxies surveyed (out to a redshift of 5). “The sheer number of galaxies included in this type of analysis is unprecedented, but more important is the wealth of information we could obtain about the invisible structures in the Universe from this exceptional dataset,” said co-author Patrick Simon from Edinburgh University.
