UV-vis-IR-Licht, das tiefste Bild, das jemals erhalten wurde. Die verschiedenen Galaxien, die hier gezeigt werden, befinden sich in unterschiedlichen Entfernungen und Rotverschiebungen und ermöglichen die Ableitung des Hubble-Gesetzes. NASA, ESA, H. Teplitz und M. Rafelski (IPAC/Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona State University) und Z. Levay (STScI)
Das Universum ist ein riesiger Ort, gefüllt mit Sternen und Galaxien für Milliarden von Lichtjahren in alle Richtungen. Seit dem Urknall breitet sich das Licht von jeder Quelle aus, die es erzeugt hat, und ein winziger Bruchteil davon kommt schließlich bei unseren Augen an. Aber das Licht breitet sich nicht einfach durch den Raum zwischen dem Ort, an dem es emittiert wurde, und dem Ort, an dem wir uns heute befinden, aus; die Struktur des Raums selbst dehnt sich aus.
Je weiter eine Galaxie entfernt ist, desto mehr dehnt sich die Expansion des Raums aus – und verschiebt somit das Licht, das schließlich bei unseren Augen ankommt. Wenn wir in immer größere Entfernungen blicken, sehen wir eine zunehmende Rotverschiebung. Wenn wir aufzeichnen, wie diese scheinbare Rezessionsgeschwindigkeit mit der Entfernung skaliert, erhalten wir eine schöne, geradlinige Beziehung: Hubble’s law. Aber die Steigung dieser Linie, bekannt als Hubble-Konstante, ist eigentlich gar keine Konstante. Das ist eines der größten Missverständnisse in der gesamten Astronomie.
Galaxien. Die Punkte, die nicht genau auf die Linie fallen, verdanken die leichte Unstimmigkeit den Unterschieden in den Eigengeschwindigkeiten, die nur geringe Abweichungen von der insgesamt beobachteten Expansion aufweisen. Die ursprünglichen Daten von Edwin Hubble, mit denen erstmals gezeigt wurde, dass sich das Universum ausdehnt, passen alle in den kleinen roten Kasten unten links. Robert Kirshner, PNAS, 101, 1, 8-13 (2004)
Es gibt zwei Arten, wie wir die Expansion des Universums verstehen: theoretisch und durch Beobachtungen. Wenn wir auf das Universum blicken, sehen wir eine Reihe wichtiger Fakten über die Expansion:
- Das Universum dehnt sich in alle Richtungen mit der gleichen Geschwindigkeit aus,
- Je weiter eine Galaxie entfernt ist, desto schneller entfernt sie sich von uns,
- und dass dies nur im Durchschnitt der Fall ist.
Wenn wir einzelne Galaxien betrachten, gibt es große Diskrepanzen in den Geschwindigkeiten, die sie tatsächlich haben, und das liegt an den gravitativen Wechselwirkungen von allem anderen im gesamten Universum.
Unterdichte (blau/schwarz) Regionen des uns nahen Universums. Die Linien und Pfeile veranschaulichen die Richtung der Eigengeschwindigkeitsströme, aber all dies ist in ein Gewebe aus expandierendem Raum eingebettet. Kosmographie des lokalen Universums – Courtois, Helene M. et al. Astron.J. 146 (2013) 69
Aber dies ist kein unüberwindbares Problem. Das Universum ist kein Ort, an dem wir nur ein paar Galaxien haben, deren Rotverschiebung und Entfernung wir messen können; es gibt buchstäblich Millionen von Galaxien, für die wir das getan haben. Wenn wir eine riesige Menge an Galaxien finden, können wir sie zusammenfassen, was man „binning“ nennt, d.h. wir nehmen Galaxien in einem bestimmten Entfernungsbereich und mitteln sie zusammen, um eine durchschnittliche Rotverschiebung für sie zu berechnen. Wenn wir das tun, finden wir die geradlinige Beziehung, die das Hubble-Gesetz definiert.
Doch hier ist die Überraschung. Wenn wir uns genügend große Entfernungen anschauen, können wir sehen, dass die Expansionsrate nicht mehr diesem geradlinigen Gesetz folgt, sondern eher einer Kurve.
Die Entfernung (x-Achse) stimmt mit einem Universum überein, das sich in der Vergangenheit schneller ausdehnte, aber auch heute noch expandiert. Dies ist eine moderne Version von Hubbles ursprünglicher Arbeit, die tausendmal weiter reicht als diese. Beachten Sie die Tatsache, dass die Punkte keine gerade Linie bilden, was auf die Veränderung der Expansionsrate im Laufe der Zeit hinweist. Ned Wright, basierend auf den neuesten Daten von Betoule et al. (2014)
Wenn wir einen Begriff wie „die Hubble-Konstante“ verwenden, sprechen wir über die Steigung dieser Linie. Wenn es sich nicht um eine Linie handelt – d. h. wenn sich die Steigung ändert – sagt uns das, dass die Hubble-Expansionsrate des Universums doch nicht wirklich eine Konstante ist! Der Grund, warum wir sie Hubble-Konstante nennen, ist, dass sich das Universum an jedem Ort im Universum mit der gleichen Rate ausdehnt: Die Hubble-Konstante ist im gesamten Raum konstant.
Aber die Expansionsrate und damit der Wert der Hubble-Konstante ändert sich mit der Zeit. Das ist kein Rätsel, sondern genau das, was wir erwarten. Um das zu verstehen, betrachten wir es einmal von der anderen Seite: theoretisch.
Die Hyperwand der Society im Jahr 2017, zusammen mit der ersten Friedmann-Gleichung rechts. Perimeter Institute / Harley Thronson
Die erste Friedmann-Gleichung ist das, was man erhält, wenn man von einem Universum ausgeht, das gleichmäßig mit Materie, Strahlung und allen anderen Energieformen gefüllt ist, die man will. Die einzigen Annahmen sind, dass das Universum isotrop (in allen Richtungen gleich), homogen (mit der gleichen durchschnittlichen Dichte überall) ist und der Allgemeinen Relativitätstheorie unterliegt. Wenn man dies annimmt, erhält man eine Beziehung zwischen H, der Hubble-Rate (auf der linken Seite), und all den verschiedenen Formen von Materie und Energie im Universum (auf der rechten Seite).
heute geschrieben (in moderner Notation), wobei die linke Seite die Hubble-Expansionsrate und die Entwicklung der Raumzeit angibt und die rechte Seite alle verschiedenen Formen von Materie und Energie sowie die Raumkrümmung enthält. LaTeX / public domain
Interessanterweise kann sich bei der Ausdehnung des Universums die Dichte von Materie, Strahlung und Energie ändern. Wenn sich Ihr Universum ausdehnt, vergrößert sich zum Beispiel sein Volumen, aber die Gesamtzahl der Teilchen innerhalb Ihres Universums bleibt gleich. Das bedeutet, dass in einem expandierenden Universum für:
- Materie ihre Dichte als a-3 abnimmt,
- Strahlung ihre Dichte als a-4 abnimmt,
- und für dunkle Energie ihre Dichte konstant bleibt und sich als a0 entwickelt,
wobei a der Skalenfaktor (ein Proxy für die Entfernung oder den Radius) des Universums ist. Mit der Zeit wächst a, und damit werden verschiedene Komponenten des Universums relativ zueinander mehr oder weniger wichtig.
Die kosmologische Konstante (unten) entwickelt sich in einem expandierenden Universum mit der Zeit. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Ein Universum mit einer größeren Gesamtenergiedichte hat eine höhere Expansionsrate. Im Gegensatz dazu hat ein Universum mit einer geringeren Energiedichte eine geringere Expansionsrate. Wenn das Universum altert, dehnt es sich aus; wenn es sich ausdehnt, wird die Materie und die Strahlung darin weniger dicht; wenn sie weniger dicht wird, sinkt die Expansionsrate. Die Expansionsrate zu einem bestimmten Zeitpunkt bestimmt den Wert der Hubble-Konstante. In der fernen Vergangenheit war die Expansionsrate viel größer, während sie heute so klein ist wie nie zuvor.
Die Energiedichte des Universums und wann sie dominieren könnten. Wenn es kosmische Strings oder Domänenwände in nennenswertem Umfang gäbe, würden sie erheblich zur Expansion des Universums beitragen. Es könnte sogar zusätzliche Komponenten geben, die wir nicht mehr sehen, oder die noch nicht aufgetaucht sind! Beachten Sie, dass bis zum heutigen Zeitpunkt die dunkle Energie dominiert, die Materie noch etwas wichtig ist, aber die Strahlung vernachlässigbar ist. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Warum, so könnte man sich fragen, scheinen dann die sehr weit entfernten Galaxien, die wir beobachten, dieser geradlinigen Beziehung zu folgen? Das liegt daran, dass das gesamte Licht, das unsere Augen erreicht, vom Licht, das von einer Galaxie nebenan ausgesendet wurde, bis zum Licht, das von einer Milliarden Lichtjahre entfernten Galaxie ausgesendet wurde, alle 13,8 Milliarden Jahre alt sind, wenn es uns erreicht. Das Alter von allem im Universum, zu dem Zeitpunkt, an dem es uns heute erreicht, hat dasselbe sich ständig verändernde Universum durchlebt, das wir erlebt haben. Die Hubble-Konstante war in der fernen Vergangenheit, als ein Großteil des Lichts emittiert wurde, höher, aber es hat Milliarden von Jahren gedauert, bis dieses Licht unsere Augen erreicht hat.
Aber die Ausdehnung des Universums streckt es, während es sich ausbreitet. Licht, das im Ultravioletten emittiert wird, wird den ganzen Weg ins Infrarote verschoben, wenn man eine Galaxie betrachtet, deren Licht vor 13,4 Milliarden Jahren ankommt. Larry McNish vom RASC Calgary Center
In dieser Zeit hat sich das Universum ausgedehnt, was bedeutet, dass sich die Wellenlänge dieses Lichts gestreckt hat. Erst in den letzten 6 Milliarden Jahren oder so ist die dunkle Energie wichtig geworden, und wir haben jetzt die Zeit erreicht, in der sie schnell zur einzigen Komponente des Universums wird, die einen Einfluss auf unsere Expansionsrate hat. Wenn wir in eine Zeit zurückgehen, in der das Universum halb so alt war wie heute, war die Expansionsrate um 80 % größer als heute. Als das Universum nur 10 % seines heutigen Alters hatte, war die Expansionsrate 17-mal größer als der heutige Wert.
Aber wenn das Universum das 10-fache seines heutigen Alters erreicht, wird die Expansionsrate nur noch 18 % kleiner sein als heute.
Unsicherheiten, wie die Dichte der dunklen Energie in der Vergangenheit und in der Zukunft unterschiedlich war/ sein wird. Die Daten deuten auf eine echte kosmologische „Konstante“ hin, aber andere Möglichkeiten sind noch erlaubt. Leider kann die Umwandlung von Materie in Strahlung die dunkle Energie nicht nachahmen; sie kann nur bewirken, dass sich das, was sich einst als Materie verhielt, nun als Strahlung verhält. Quantengeschichten
Das liegt an der Anwesenheit der dunklen Energie, die sich wie eine kosmologische Konstante verhält. In ferner Zukunft werden sowohl Materie als auch Strahlung im Vergleich zur Dunklen Energie relativ unwichtig werden, sodass die Energiedichte des Universums konstant bleibt. Unter diesen Umständen wird die Expansionsrate einen stetigen, endlichen Wert erreichen und dort bleiben. Wenn wir uns in die ferne Zukunft bewegen, wird die Hubble-Konstante nicht nur im Raum, sondern auch in der Zeit eine Konstante werden.
In der fernen Zukunft, wenn wir die Geschwindigkeit und Entfernung zu allen Objekten, die wir sehen können, messen, würden wir überall die gleiche Steigung für diese Linie erhalten. Die Hubble-Konstante wird wirklich zu einer Konstanten.
Komponenten im Universum zu verschiedenen Zeiten in der Vergangenheit. Beachten Sie, dass, wenn die dunkle Energie eine Zahl nahe 100% in der Zukunft erreicht, die Energiedichte des Universums beliebig weit in der Zukunft konstant bleiben wird. E. Siegel
Wenn die Astronomen sorgfältiger mit ihren Worten umgegangen wären, hätten sie H als Hubble-Parameter und nicht als Hubble-Konstante bezeichnet, da er sich im Laufe der Zeit ändert. Aber über Generationen hinweg waren die einzigen Entfernungen, die wir messen konnten, nahe genug, dass H konstant zu sein schien, und wir haben das nie aktualisiert. Stattdessen müssen wir darauf achten, dass H eine Funktion der Zeit ist, und nur heute – wo wir es H0 nennen – ist es eine Konstante. In Wirklichkeit ändert sich der Hubble-Parameter mit der Zeit, und er ist nur überall im Raum eine Konstante. Wenn wir jedoch weit genug in der Zukunft leben würden, würden wir sehen, dass H sich nicht mehr verändert. So sehr wir auch darauf achten, zwischen dem, was tatsächlich konstant ist, und dem, was sich jetzt ändert, zu unterscheiden – in ferner Zukunft sorgt die dunkle Energie dafür, dass es überhaupt keinen Unterschied mehr gibt.
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