Uno de los mayores misterios cósmicos de la actualidad se refiere a la expansión del universo.
Durante los primeros mil millones de años de la historia de nuestro universo, la tasa de expansión del universo se ralentiza y las galaxias distantes se estancan desde nuestra era, a medida que disminuye la densidad de la materia y la radiación. Sin embargo, durante los últimos 6.000 millones de años, las galaxias lejanas han ido acelerando su estancamiento, y la tasa de expansión, aunque continúa disminuyendo, no se dirige hacia cero. Dos formas diferentes de medir la tasa de expansión dan valores contradictorios; La tasa real de expansión sigue siendo controvertida.
Dos métodos principales dan respuestas de bajo error, pero no son compatibles.
Llevándonos más allá de los límites de cualquier observatorio anterior, incluidos todos los telescopios terrestres en la Tierra, así como el Hubble, el JWST de la NASA nos ha mostrado las galaxias más distantes jamás descubiertas en el universo. Si mapeamos adecuadamente las posiciones 3D de las galaxias observadas y medidas, podemos crear un sobrevuelo visual a través del universo, como nos permiten hacer aquí los datos CEERS de JWST. Medir la tasa de expansión es un desafío, ya que los diferentes métodos producen resultados diferentes e incompatibles entre sí.
Al rastrear la evolución de una señal de reliquia temprana, medimos una expansión de 67 km/s/mq.
Podemos mirar aleatoriamente hacia atrás en el universo si nuestros telescopios lo permiten, y el cúmulo de galaxias debe revelar una escala de distancia específica, la escala acústica, que debe evolucionar con el tiempo de cierta manera, al igual que los «picos y valles» acústicos en el El fondo cósmico de microondas lo revela. La escala también. La evolución de esta escala, a lo largo del tiempo, es un remanente temprano que revela una baja tasa de expansión de alrededor de 67 km/seg/millón de bloques.
Al comenzar cerca y notar que la holgura aumenta con la distancia, medimos 73 km/s/m por metro cuadrado.
Construir la escalera de la distancia cósmica implica pasar de nuestro sistema solar a las estrellas, a las galaxias cercanas, a las galaxias distantes. Cada ‘paso’ conlleva sus propias incertidumbres, especialmente los peldaños en los que se conectan los diferentes ‘tramos’ de la escalera. Sin embargo, las mejoras recientes en la escala de distancia han demostrado cuán sólidos pueden ser sus resultados.
Esta discrepancia, la «tensión de Hubble», es un misterio cósmico reciente.
Tensiones de medición recientes de la escalera de distancia (rojo) con datos de señal temprana de CMB y BAO (azul) que se muestran para el contraste. Es plausible que el método de las primeras señales sea correcto y que haya una falla fundamental en la escala de distancias; Es plausible que haya un error a pequeña escala que sesga el método de signos tempranos y la escala de distancia sea correcta, o que ambos grupos sean correctos y alguna forma de nueva física (que se muestra arriba) sea la culpable. La idea de que hubo una forma temprana de energía oscura es interesante, pero eso significa que hubo más energía oscura en los primeros tiempos, y se ha extinguido (en su mayoría) desde entonces.
Muchos esperarían que un error de nota en el lado de la «escalera de distancia» sea el culpable.
En 2001, había muchas fuentes diferentes de error que podían sesgar las mejores medidas de escalera de distancia de la constante de Hubble, la expansión del universo, a valores significativamente más altos o más bajos. Gracias al trabajo diligente y cuidadoso de muchos, esto ya no es posible, ya que los errores se han reducido considerablemente. El nuevo trabajo de JWST, que no se muestra aquí, ha reducido los errores relacionados con las cefeidas y los errores de luminosidad del período más de lo que se muestra aquí.
Comenzamos observando las estrellas variables Cefeidas dentro de la Vía Láctea.
La estrella variable RS Puppis, con sus ecos de luz brillando a través de las nubes interestelares. Las estrellas variables vienen en muchas variedades. Una de ellas, las variables Cefeidas, se pueden medir tanto dentro de nuestra galaxia como en galaxias a una distancia de hasta 50-60 millones de años luz. Esto nos permite extrapolar distancias desde nuestra galaxia a galaxias distantes en el universo. Las estrellas de rama RR Lyrae y AGB se pueden usar de manera similar.
Inferimos sus distancias exactas por paralaje.
Las estrellas más cercanas a la Tierra parecerán moverse cíclicamente con respecto a las estrellas más distantes a medida que la Tierra se mueve por el espacio en órbita alrededor del sol. Antes de crear el modelo heliocéntrico, no buscábamos «cambios» con una línea base de ~300 000 000 km durante unos 6 meses, sino una línea base de ~12 000 km durante una noche: el diámetro de la Tierra mientras gira sobre su eje. Las distancias a las estrellas eran tan grandes que la primera vista, con una línea de base de 300 millones de kilómetros, no se descubrió hasta la década de 1830. Hoy medimos la paralaje de más de mil millones de estrellas con la misión Gaia de la Agencia Espacial Europea.
Luego medimos las Cefeidas en galaxias cercanas bien medidas.
Los dos paneles superiores muestran dos galaxias cercanas ricas en arce: NGC 4258 (izquierda) y NGC 5584 (derecha), con el campo de visión de JWST agregado sobre ellas. Los paneles inferiores muestran representaciones JWST, con variantes de cefeidas seleccionadas individualmente resaltadas en cada imagen.
Finalmente, medimos las supernovas de Tipo Ia tanto dentro como fuera de esas galaxias, y relacionamos estos «grados» cósmicos entre sí.
Recientemente, en 2019, solo había 19 galaxias publicadas que tenían distancias medidas por estrellas variables Cefeidas en las que también se observó que se producían supernovas de Tipo Ia. Ahora tenemos mediciones de distancia de estrellas individuales en galaxias que también albergaron al menos una supernova Tipo Ia en 42 galaxias, 35 de las cuales tienen excelentes imágenes del Hubble. Estas 35 galaxias se muestran aquí.
¿Podría el error en las Cefeidas estar sesgando nuestra tasa de expansión medida?
Usar la escalera de distancia cósmica significa juntar diferentes escalas cósmicas, ya que uno siempre se preocupa por la incertidumbre de dónde se conectan los diferentes «tramos» de la escalera. Como se muestra aquí, ahora hemos bajado al menos tres «carreras» en esa escalera, y todo el conjunto de medidas concuerda entre sí sorprendentemente bien.
por Cefeidas medidas en galaxias cercanasJWST investiga esta posibilidad.
Esta galaxia espiral cercana, NGC 4258 (también conocida como Messier 106), está a unos 20 millones de años luz de distancia, pero contiene muchas Cefeidas conocidas que son similares a las Cefeidas que se encuentran en la Vía Láctea. Esta es una galaxia importante para calibrar la escala de distancia cósmica.
reloj galaxia NGC 4258JWST no encontró ningún sesgo óptico para Algivides.
Esta imagen muestra muchas estrellas variables Cefeidas de diferentes períodos dentro de la galaxia cercana NGC 4258: una galaxia importante para la calibración y la distancia de las Cefeidas. Las seis filas inferiores muestran las mismas estrellas medidas tanto por Hubble (etiquetas grises) como por JWST (etiquetas moradas) en diferentes longitudes de onda. La resolución superior en las imágenes JWST reduce los errores anteriores del Hubble en cantidades cada vez mayores mientras valida y se mantiene consistente con los resultados anteriores.
En cambio, confirmó y reforzó los hallazgos anteriores del Telescopio Espacial Hubble.
Esta imagen compuesta muestra la galaxia espiral barrada NGC 5584 con la brillante supernova SN 2007af en su interior. Las galaxias cercanas con estrellas variables Cefeidas identificables que han albergado al menos una supernova de tipo Ia dentro de ellas son increíblemente importantes para el método de escala de distancia cosmológica para medir el universo en expansión.
Cefeidas en NGC 5584que ella también tenía A (época de 2007) una supernova de tipo Iatambién revelando ningún sesgo.
Este gráfico muestra la relación entre la cantidad de brillo de las estrellas variables Cefeidas (eje y) versus su período de cambio (eje x) en las galaxias NGC 5584 (arriba) y NGC 4258 (abajo). Los datos nuevos de JWST se muestran en rojo, mientras que los datos antiguos de Hubble se muestran en gris. Los errores e incertidumbres de esta relación en ambas galaxias se han reducido considerablemente, principalmente debido a la resolución superior de JWST sobre la de Hubble.
el Período de relación de brillola principal herramienta de calibración de Chronology, ahora es más precisa que nunca.
Al permitir una mejor comprensión de las variables Cefeidas en las galaxias cercanas NGC 4258 y NGC 5584, el JWST ha reducido aún más la incertidumbre en sus distancias. Los puntos más bajos del gráfico muestran una estimación de la distancia a NGC 5584 a partir de las tasas de expansión deducidas de la escala de distancia (lado izquierdo) y lo que se espera del método remanente temprano (lado derecho). El desajuste es grande y convincente.
Gracias a su precisión superior, JWST ha reducido las incertidumbres a sus valores más pequeños absolutos.
Las velas estándar (izquierda) y las reglas estándar (derecha) son dos métodos diferentes que usan los astrónomos para medir la expansión del espacio en diferentes tiempos/distancias en el pasado. Basándonos en cómo cambian con la distancia cantidades como la luminosidad o el tamaño angular, podemos inferir la historia de expansión del universo. El uso del método de la vela es parte de la escala de distancias, que produce 73 km/seg/millón de bloques. El uso de una regla es parte del método de indicación temprana, arrojando 67 km/s/Mpc. Con los nuevos datos de JWST, el misterio sobre la tasa de expansión del universo se ha profundizado aún más.
Mostly Mute Monday cuenta una historia astronómica con imágenes y visuales y no más de 200 palabras.
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