Astronomía

¿Cómo se calcula la distancia de tiempo al pasado a una galaxia determinada?

¿Cómo se calcula la distancia de tiempo al pasado a una galaxia determinada?

Por distancia de tiempo de retroceso me refiero a lo mismo que distancia de viaje de luz. ¿Puede calcularlo simplemente conociendo su corrimiento al rojo?


No, no puedes. Se requiere otra información.

Para corrimientos al rojo bajos, digamos menores de 0.1, y con eso me refiero a que la longitud de onda aumenta en un 10 por ciento, puede salirse con la suya usando la ley de Hubble para estimar la distancia y luego obtener el tiempo de retroceso dividiendo por la velocidad de la luz $$ t simeq frac { lambda - lambda_0} {H_0 lambda_0}, $$ donde $ H_0 $ es el parámetro actual de Hubble de aproximadamente 70 km / s por Mpc, $ lambda $ es la longitud de onda medida y $ lambda_0 $ es la longitud de onda restante.

Hasta ahora todo va bien, solo necesitas saber $ H_0 $. Sin embargo, para desplazamientos al rojo más grandes, se vuelve horriblemente complicado porque el parámetro de Hubble cambia con el tiempo de una manera que depende de la curvatura del Universo y, por lo tanto, de los parámetros cosmológicos que definen la densidad de materia y la densidad de energía oscura.

De hecho, existe una fórmula no lineal muy complicada que involucra integrales para la que buscaré una referencia. Pero posiblemente la mejor manera de proceder es utilizar una tabla de consulta simple producida a partir de dichos cálculos con ciertos valores supuestos para las proporciones de materia y densidades de energía oscura con respecto a la densidad crítica; también conocido como $ Omega_M $ y $ Omega _ { Lambda} $.

El gráfico a continuación es un ejemplo tomado de http://www.astro.caltech.edu/~eran/MATLAB/Cosmology.html que muestra el tiempo retrospectivo versus el corrimiento al rojo para dos modelos cosmológicos diferentes (pero con el mismo valor de $ H_0 $ ). Las curvas son muy diferentes a altos corrimientos al rojo, pero convergen a pequeños corrimientos al rojo.

Aquí hay una calculadora cosmológica que puede hacer el trabajo por usted. Ingrese el corrimiento al rojo y sus suposiciones sobre el parámetro de Hubble y otros parámetros cosmológicos y le dirá la edad del universo en ese corrimiento al rojo, así como el tiempo de retroceso.


@RobJeffries ha cubierto la mayoría de los puntos, pero solo para agregar un poco. La distancia de retroceso es directamente proporcional al tiempo cosmológico transcurrido desde la emisión, mientras que el corrimiento al rojo cosmológico depende [básicamente] de cuánto ha cambiado el factor de escala, que es una función del tiempo cosmológico, desde la emisión. Si el Universo se ha estado expandiendo a lo largo de su historia hasta el presente, entonces el factor de escala a presentar será una función estrictamente creciente del tiempo cosmológico, por lo que habrá una correspondencia uno a uno entre el desplazamiento al rojo y la distancia de retroceso. Nota: esto no será cierto si, por ejemplo, el Universo se estaba expandiendo inicialmente pero actualmente se está contrayendo.

Sin embargo, la forma en que cambia el factor de escala se rige por la energía de estrés de los contenidos del Universo, por lo que la relación entre el desplazamiento al rojo y la distancia al pasado no será generalmente simple.


El tiempo de retroceso, T, y la distancia, D, se pueden calcular a partir del desplazamiento al rojo, z, y los parámetros cosmológicos del objeto.

El tiempo de retroceso, o (menos apropiadamente) el tiempo de viaje ligero, responde a las siguientes preguntas similares:

-¿Qué edad tienen los fotones actualmente registrados en el espectro del objeto?

-¿Cuánto tiempo le tomó a la luz recorrer la distancia entre el objeto y el observador?

-¿Qué distancia tuvo que recorrer la luz a través de un universo en expansión para llegar al tiempo presente?

-Cuando observamos un objeto remoto, ¿qué tan atrás en el tiempo vemos?

La relación entre el desplazamiento al rojo y el tiempo retroactivo es bastante compleja y se presenta aquí con ecuaciones simples derivadas por análisis de regresión de los resultados reales. Los coeficientes de correlación son mejores que 0,999. Las ecuaciones se basan en los siguientes parámetros cosmológicos:

Materia Omega = 0.272

Radiación Omega = 8.12E-5

Omega Lambda = 0,728

Constante de Hubble ahora = 70,4

El resultado se da en miles de millones de años (Por)

T = (19292 x Z) / (1.3878 + Z), para Z entre 0 y 0.2

T = (0.589 + 13.87 x Z ^ 1.25) / (0.852 + Z ^ 1.25), para Z entre 0.2 y 20

Resolviendo la segunda ecuación para el cuásar APM 8279, con Z = 3.911, T = 12.10 Por

El tiempo de retroceso también describe la distancia que recorrió la luz del cuásar a través de un universo en expansión antes de llegar al observador. Esta distancia de tiempo de retroceso, D, determina cuánto cae la intensidad de la luz del objeto debido a la distancia y debido a la extinción del medio intergaláctico.

D = C x T, donde C = 1, describe D en años luz,

D = (C x T) / 3.26, donde C = 1, describe D en parsecs


¿Cómo se usa el efecto Doppler para medir la distancia a la que se encuentra un objeto estelar de la Tierra?

El efecto Doppler le dice solo el velocidad del objeto y no la distancia.

Explicación:

Una estrella que se mueve fuera de nosotros tendrá un color cambiado hacia el rojo (el llamado corrimiento al rojo). La cantidad de desplazamiento al rojo nos dice qué tan rápido se mueve la estrella, pero no tenemos ninguna información sobre la distancia.

Qué Edwin Hubble descubierto es que los objetos más cercanos a la Tierra tienen menos desplazamiento hacia el rojo (menos efecto Doppler) que los objetos lejanos.
Significa que existe una correlación entre la velocidad y la distancia y esta correlación es lineal con una constante de proporcionalidad llamada Constante de Hubble.

Esta observación es razonable si pensamos que cuando miramos objetos distantes también miramos "hacia atrás en el tiempo". Si pensamos en el Big Bang como una explosión, podemos imaginar que la velocidad de expansión al principio era muy alta y ahora el universo se expande a un ritmo más lento.

Cuando miramos un objeto cercano, lo veremos moverse como está ahora, pero si miramos un objeto distante, por ejemplo, a mil millones de años luz de distancia, veremos cómo se expandía hace mil millones de años y no cómo. Esto es ahora.

Entonces, lo que Hubble descubrió es que el universo se ralentiza a un ritmo constante.


Utilizando cosmología ¶

La mayor parte de la funcionalidad está habilitada por el FLRW objeto. Esto representa una cosmología homogénea e isotrópica (una cosmología caracterizada por la métrica de Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker, que lleva el nombre de las personas que resolvieron la ecuación de campo de Einstein para este caso especial). Sin embargo, no puede & # 8217t trabajar con esta clase directamente, ya que debe especificar un modelo de energía oscura utilizando una de sus subclases en su lugar, como FlatLambdaCDM .

Puedes crear un nuevo FlatLambdaCDM objeto con argumentos que dan el parámetro hubble y la materia omega (ambos en z = 0):

Se proporcionan varios modelos adicionales de energía oscura (descritos a continuación). Tenga en cuenta que los fotones y neutrinos están incluidos en estos modelos, por lo que Om0 + Ode0 no es exactamente uno.

Las cosmologías predefinidas descritas en la sección Introducción son instancias de FlatLambdaCDM y tienen los mismos métodos. Entonces podemos encontrar la distancia de luminosidad en Mpc al corrimiento al rojo 4 por:

o la edad del universo en z = 0 en Gyr:

También aceptan matrices de corrimientos al rojo:

Ver el FLRW y FlatLambdaCDM object docstring para todos los métodos y atributos disponibles. Además de los universos planos, se admiten variedades no planas como LambdaCDM . También hay una variedad de cosmologías estándar con los parámetros ya definidos:

También puede ver cómo evolucionan los parámetros de densidad con el corrimiento al rojo.

Tenga en cuenta que estos no suman uno a pesar de que WMAP7 asume un Universo plano porque se incluyen fotones y neutrinos.

Además de LambdaCDM objeto, hay funciones de conveniencia que calculan algunas de estas cantidades sin necesidad de dar explícitamente una cosmología, pero hay más métodos disponibles si trabaja directamente con el objeto cosmológico.

Estas funciones realizarán cálculos utilizando la cosmología & # 8220current & # 8221. Esta es una cosmología específica que está actualmente activa en astropía y se describe con más detalle en la siguiente sección. También se les puede dar explícitamente una cosmología utilizando la cosmo argumento de palabra clave. A continuación, en la sección Referencia / API, se incluye una lista completa de funciones de conveniencia.


Artículos

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Tipos de comportamiento de ondas electromagnéticas

En el vacío, toda la radiación electromagnética viaja a la misma increíble velocidad de 3,00 × 10 8 m / s, que es igual a 671 millones de millas por hora. Ésta es una de las constantes físicas fundamentales. Se le conoce como la velocidad de la luz y se le da el símbolo C. El espacio entre los cuerpos celestes es casi un vacío, por lo que la luz que vemos del Sol, las estrellas y otros planetas ha viajado aquí a la velocidad de la luz. Tenga en cuenta que toda la radiación EM viaja a esta velocidad. Todas las diferentes longitudes de onda de radiación que salen del Sol hacen el viaje a la Tierra en la misma cantidad de tiempo. Ese viaje dura 8,3 minutos. La luz de la estrella más cercana, además del Sol, tarda 4,2 años en llegar a la Tierra, y la luz de la galaxia más cercana, una galaxia enana que orbita la Vía Láctea, viaja 25.000 años en su camino hacia la Tierra. Puedes ver por qué llamamos distancias muy largas astronómico.

Cuando la luz viaja a través de un medio físico, su velocidad es siempre menor que la velocidad de la luz. Por ejemplo, la luz viaja en el agua a tres cuartos del valor de C. En el aire, la luz tiene una velocidad ligeramente más lenta que en el espacio vacío: el 99,97 por ciento de C. Diamond ralentiza la luz a solo el 41 por ciento de C. Cuando la luz cambia de velocidad en un límite entre los medios, también cambia de dirección. Cuanto mayor es la diferencia de velocidades, más se dobla el camino de la luz. En otros capítulos, veremos esta flexión, llamada refracción, con mayor detalle. Introducimos la refracción aquí para ayudar a explicar un fenómeno llamado interferencia de película delgada.

¿Alguna vez se ha preguntado acerca de los colores del arco iris que a menudo ve en las pompas de jabón, las manchas de aceite y los discos compactos? Esto ocurre cuando la luz es refractada y reflejada por una película muy delgada. El diagrama muestra el camino de la luz a través de una película tan delgada. Los simbolos norte1, norte2, y norte3 indican que la luz viaja a diferentes velocidades en cada uno de los tres materiales. Obtenga más información sobre este tema en el capítulo sobre difracción e interferencia.

La figura 15.11 muestra el resultado de la interferencia de una película delgada en la superficie de las pompas de jabón. Debido a que el rayo 2 viaja una distancia mayor, los dos rayos se vuelven fuera de fase. Es decir, las crestas de las dos olas emergentes ya no se mueven juntas. Esto provoca interferencia, lo que refuerza la intensidad de las longitudes de onda de la luz que crean las bandas de color. Las bandas de color están separadas porque cada color tiene una longitud de onda diferente. Además, el espesor de la película no es uniforme y los diferentes espesores hacen que los colores de diferentes longitudes de onda interfieran en diferentes lugares. Tenga en cuenta que la película debe ser muy, muy delgada, en algún lugar cercano a las longitudes de onda de la luz visible.

Alerta de concepto erróneo

No confunda moléculas polares con luz polarizada. Si una molécula es polar, se refiere a una separación de cargas eléctricas negativas y positivas. La luz polarizada es luz cuyo componente de campo eléctrico vibra en un plano específico.

Probablemente haya experimentado cómo las gafas de sol polarizadas reducen el resplandor de la superficie del agua o la nieve. El efecto es causado por la naturaleza ondulatoria de la luz. Mirando hacia atrás en la Figura 15.3, vemos que el campo eléctrico se mueve en una sola dirección perpendicular a la dirección de propagación. La luz de la mayoría de las fuentes vibra en todas las direcciones perpendiculares a la propagación. La luz con un campo eléctrico que vibra en una sola dirección se llama polarizado. Un diagrama de luz polarizada se vería como la Figura 15.3.

Las gafas polarizadas son un ejemplo de filtro polarizador. Estos vasos absorben la mayor parte de las ondas de luz horizontales y transmiten las ondas verticales. Esto reduce el deslumbramiento, que es causado por ondas horizontales. La figura 15.12 muestra cómo las ondas que viajan a lo largo de una cuerda pueden usarse como modelo de cómo funciona un filtro polarizador. Las oscilaciones en una cuerda están en un plano vertical y se dice que están polarizadas verticalmente. Los de la otra cuerda están en un plano horizontal y están polarizados horizontalmente. Si se coloca una hendidura vertical en la primera cuerda, las olas pasan. Sin embargo, una hendidura vertical bloquea las ondas polarizadas horizontalmente. Para las ondas EM, la dirección de la oscilación del campo eléctrico es análoga a las perturbaciones en las cuerdas.

La luz también se puede polarizar por reflexión. La mayor parte de la luz reflejada por el agua, el vidrio o cualquier superficie altamente reflectante está polarizada horizontalmente. La figura 15.13 muestra el efecto de una lente polarizadora sobre la luz reflejada desde la superficie del agua.

Ver física

Polarización de luz, lineal y circular

Este video explica la polarización de la luz con gran detalle. Antes de ver el video, vuelva a mirar el dibujo de una onda electromagnética de la sección anterior. Intente visualizar el dibujo bidimensional en tres dimensiones.


¿Cómo se calcula la distancia de tiempo al pasado a una galaxia determinada? - Astronomía

29:50 Astronomía moderna
Otoño 1999
Clase 26. 27 de octubre de 1999
Radiogalaxias y quásares

¡Mira los cielos! ¡Mira los cielos! El domingo, Venus estará a su máxima distancia angular del Sol. Míralo y piensa en la geometría del sistema solar.
Durante el próximo mes, compruebe la posición de la Luna en relación con Júpiter y Saturno. Ilustrará claramente la inclinación de la órbita de la Luna al plano de la eclíptica.

Mapa de contorno de 3C79, típica radio galaxia luminosa. Las radiogalaxias tienen hasta veces la potencia de salida de radio de la Vía Láctea.
¡La distancia al 3C79 es 1097 Megaparsecs! Esto debe compararse con la distancia a la galaxia de Andrómeda de 0,63 Megaparsecs.

Piense en el módulo de distancia y cuán débiles deben aparecer incluso las estrellas más brillantes en 3C79. Toda la galaxia es una pequeña mancha borrosa en fotografías de larga exposición con grandes telescopios. Su magnitud aparente (toda la galaxia que es sustancialmente más luminosa que la Vía Láctea) es 18,6.

Cómo sabemos esto? La respuesta es crucial para apreciar la naturaleza de los quásares. Regrese con nosotros ahora a los emocionantes días de antaño. .
En la década de 1920, Edwin Hubble hizo dos descubrimientos importantes: (1) las `` nebulosas '' eran galaxias, (2) los espectros de galaxias mostraban una característica extraña.
Diagrama que muestra el espectro estilizado de una galaxia cercana, con longitudes de onda en reposo.

Pregunta para la audiencia: ¿Qué significa esto?

Conclusión de las investigaciones de Hubble: las galaxias en todas direcciones se están alejando de nosotros. Aún más extraño, cuanto más lejos están, más rápido se mueven.

Diagrama que muestra la ley de Hubble en forma gráfica.
Este descubrimiento se da en forma de ecuación como

donde es la velocidad a la que la galaxia se aleja de nosotros (kilómetros / seg) d es la distancia (en Megaparsecs), y es la Constante de Hubble en unidades de kilómetros / seg / Megaparsec. La determinación del valor preciso de la constante de Hubble ha sido y sigue siendo uno de los principales objetivos de la astronomía observacional. La mejor estimación actual es kilómetros / seg / Megaparsec.

Las implicaciones de la Ley de Hubble son filosóficamente asombrosas, pero esperaremos para discutirlas cuando hablemos de cosmología. Mientras tanto, lo usaremos como método de determinación de la distancia.

Trabajemos con un ejemplo. 3C79 tiene una velocidad de recesión medida de km / seg. Por lo tanto .
, entonces
Megaparsecs.

Esta es la forma en que determinamos las distancias a esencialmente todos los objetos extragalácticos a más distancia que el Cúmulo de Virgo.

Regrese con nosotros ahora a aquellos emocionantes días de antaño. Alrededor de 1960, los astrónomos se dieron cuenta de que muchas de las fuentes de radio más brillantes no podían identificarse definitivamente con galaxias elípticas.
Imagen del cúmulo de Virgo
Los ejemplos fueron 3C48 y 3C273.

Con las mejoras en la radioastronomía, pudieron realizar mediciones precisas de la posición en el cielo de estos dos quásares y vieron que coincidían con objetos en forma de estrella. Así nació la clase de objetos astronómicos llamados Fuentes de Radio Cuasi-Estelares.
Mire la Figura 24.2 del libro que muestra el espectro de 3C273.

3C273 tiene un corrimiento al rojo de 0,16. Más pequeño que 3C79, pero 3C273 es un objeto de 12ª magnitud. podría imaginarlo para su proyecto de laboratorio.

Si usamos la Ley de Hubble para calcular su distancia, luego usamos su magnitud aparente para calcular su magnitud absoluta, terminamos con un objeto increíblemente brillante, más brillante que cualquier galaxia. Y no parece una galaxia.

Con el paso del tiempo, se descubrieron miles de estos objetos y representaron uno de los objetos más enigmáticos de la astronomía. Aparecieron en un episodio de Outer Limits en el que los científicos se volvieron locos por `` Quasar Rays ''.

Para estos quásares, los desplazamientos al rojo variaron hasta z = 4,4 y más. Para desplazamientos al rojo tan grandes, debe utilizar una expresión más general para el efecto Doppler. Mire la figura 24.3 de su libro para ver una relación más general entre distancia y velocidad de recesión.

Piense en el concepto de `` tiempo retrospectivo '' de estos objetos.

Durante unos 30 años hubo una gran controversia sobre la naturaleza de los quásares. El punto de vista ortodoxo era que eran objetos extragalácticos, a las distancias indicadas por la Ley de Hubble, y que se debían a fenómenos enormemente brillantes en los centros de las galaxias.

El punto de vista heterodoxo era que eran una clase de objeto astronómico completamente diferente.

Ahora sabemos que el punto de vista ortodoxo es correcto. La prueba real la dieron las imágenes del telescopio espacial Hubble que mostraban la galaxia `` debajo '' de los brillantes quásares.
Dibujo de pizarra del modelo Quasar.
Imágenes HST de quásares cercanos

Otros temas
Los quásares como fantasmas cósmicos.
El tiempo de activación de los quásares.
Qué está pasando en los quásares y las radiogalaxias.


Cuando miras hacia arriba, ¿qué tan atrás en el tiempo ves?

Cuando miramos la luna, la vemos como era hace poco más de un segundo. Crédito: ESO / G.Hüdepohl, CC BY

Nuestros sentidos están atrapados en el pasado. Hay un relámpago y luego pasan los segundos hasta que escuchamos el retumbar de un trueno distante. Escuchamos el pasado.

También estamos viendo el pasado.

Mientras que el sonido viaja alrededor de un kilómetro cada tres segundos, la luz viaja 300.000 kilómetros por segundo. Cuando vemos un destello de luz a tres kilómetros de distancia, estamos viendo algo que sucedió hace una centésima de milisegundo. Ese no es exactamente el pasado lejano.

Pero a medida que miramos más lejos, podemos mirar más atrás. Podemos ver segundos, minutos, horas y años en el pasado con nuestros propios ojos. Mirando a través de un telescopio, podemos mirar aún más hacia el pasado.

Un segundo atrás en el tiempo

Si realmente desea mirar hacia atrás en el tiempo, debe mirar hacia arriba.

La luna es nuestro vecino celestial más cercano, un mundo con valles, montañas y cráteres.

También está a unos 380.000 km de distancia, por lo que la luz tarda 1,3 segundos en viajar desde la luna hasta nosotros. Vemos la luna no como es, sino como era hace 1,3 segundos.

La luna no cambia mucho de un instante a otro, pero este retraso de 1,3 segundos es perceptible cuando el control de la misión habla con los astronautas en la luna. Las ondas de radio viajan a la velocidad de la luz, por lo que un mensaje del control de la misión tarda 1,3 segundos en llegar a la luna, e incluso la respuesta más rápida tarda otros 1,3 segundos en volver.

No es difícil mirar más allá de la luna y más atrás en el tiempo. El Sol está a unos 150 millones de kilómetros de distancia, por lo que lo vemos como estaba hace unos 8 minutos.

Incluso nuestros vecinos planetarios más cercanos, Venus y Marte, están a decenas de millones de kilómetros de distancia, por lo que los vemos como eran hace unos minutos. Cuando Marte está muy cerca de la Tierra, lo vemos como era hace unos tres minutos, pero otras veces la luz tarda más de 20 minutos en viajar desde Marte a la Tierra.

Esto presenta algunos problemas si estás en la Tierra controlando un Rover en Marte. Si conduce el Rover a 1 km por hora, entonces el retraso, debido a la velocidad finita de la luz, significa que el rover podría estar 200 metros por delante de donde lo ve, y podría viajar otros 200 metros después de que le ordene que golpee. los frenos.

Como era de esperar, los vehículos marcianos no están batiendo ningún récord de velocidad, viajando a 5 cm por segundo (0,18 km / h o 0,11 mph), y las computadoras a bordo ayudan con la conducción para evitar accidentes del vehículo.

El tiempo de viaje de la luz de Marte a la Tierra cambia a medida que cambia la distancia a Marte. Crédito: NASA, ESA y Z. Levay (STScI), CC BY

No es sorprendente que los rovers marcianos no estén batiendo ningún récord de velocidad, viajando a 5 cm por segundo (0,18 km / h o 0,11 mph), con rovers siguiendo secuencias cuidadosamente programadas y utilizando computadoras a bordo para evitar peligros y prevenir pinchazos.

Vayamos un poco más lejos en el espacio. En su punto más cercano a la Tierra, Saturno todavía está a más de mil millones de kilómetros de distancia, por lo que lo vemos como era hace más de una hora.

Cuando el mundo sintonizó la inmersión de la nave espacial Cassini en la atmósfera de Saturno en 2017, escuchábamos ecos de una nave espacial que ya había sido destruida más de una hora antes.

El cielo nocturno está lleno de estrellas y esas estrellas están increíblemente distantes. Las distancias se miden en años luz, que corresponde a la distancia recorrida por la luz en un año. Eso es alrededor de 9 billones de kilómetros.

Alpha Centauri, la estrella más cercana visible a simple vista, está a una distancia de 270.000 veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Eso es 4 años luz, por lo que vemos Alpha Centauri como era hace 4 años.

Algunas estrellas brillantes están aún mucho más distantes. Betelgeuse, en la constelación de Orión, está a unos 640 años luz de distancia. Si Betelgeuse explotara mañana (y explotará algún día), no lo sabríamos durante siglos.

Incluso sin un telescopio podemos ver mucho más lejos. La galaxia de Andrómeda y las Nubes de Magallanes son galaxias relativamente cercanas que son lo suficientemente brillantes como para ser vistas a simple vista.

La Gran Nube de Magallanes está a solo 160.000 años luz de distancia, mientras que Andrómeda está a 2,5 millones de años luz. A modo de comparación, los humanos modernos solo han caminado por la Tierra durante unos 300.000 años.

3C 273 se puede ver con un pequeño telescopio a pesar de estar a miles de millones de años luz de distancia. Crédito: ESA / Hubble & amp NASA, CC BY

A simple vista, puede mirar millones de años hacia el pasado, pero ¿qué hay de miles de millones? Bueno, puedes hacerlo con el ocular de un telescopio aficionado.

Quasar 3C 273 es un objeto increíblemente luminoso, que es más brillante que las galaxias individuales y está alimentado por un enorme agujero negro.

Pero es 1.000 veces más débil de lo que puede ver el ojo sin ayuda porque está a 2.500 millones de años luz de distancia. Dicho esto, puede detectarlo con un telescopio de apertura de 20 cm.

Un telescopio más grande le permite mirar aún más en el espacio, y una vez tuve el placer de usar un ocular en un telescopio de 1,5 metros de diámetro. Quasar APM 08279 + 5255 era solo un punto débil, lo que no es sorprendente ya que está a 12 mil millones de años luz de distancia.

Con un telescopio lo suficientemente grande, puede ver el cuásar APM 08279 + 5255 y mirar 12 mil millones de años atrás en el tiempo. Crédito: Sloan Digital Sky Survey, CC BY

La Tierra tiene solo 4.500 millones de años, e incluso el propio universo tiene 13.800 millones de años. Relativamente pocas personas han visto APM 08279 + 5255 con sus propios ojos y, al hacerlo, ellos (y yo) hemos mirado hacia atrás a través de casi toda la historia de nuestro universo.

Entonces, cuando mires hacia arriba, recuerda que no estás viendo las cosas como son, ahora las estás viendo como eran.

Sin realmente intentarlo, puede ver años en el pasado. Y con la ayuda de un telescopio puede ver millones o incluso miles de millones de años en el pasado con sus propios ojos.

Este artículo se ha vuelto a publicar de The Conversation con una licencia de Creative Commons. Lea el artículo original.


Una prueba del principio copernicano

Esta imagen muestra una sección transversal de un universo vacío con un observador (O) en el centro, en violación del principio copernicano. Los fotones CMB (líneas amarillas) pueden dispersar el gas reionizado y algunos pueden provocar distorsiones CMB. Crédito: Caldwell, R. R. y Stebbins, A. © 2008 APS.

El principio copernicano establece que la Tierra no es el centro del universo y que, como observadores, no ocupamos un lugar especial. Enunciada por primera vez por Copérnico en el siglo XVI, hoy en día la idea es totalmente aceptada por los científicos y es un concepto asumido en muchas teorías astronómicas.

Sin embargo, como señalan los físicos Robert Caldwell del Dartmouth College en Hanover, New Hampshire, y Albert Stebbins del Fermilab en Batavia, Illinois, el principio copernicano nunca ha sido confirmado en su totalidad. En un artículo reciente publicado en Cartas de revisión física llamado "Una prueba del principio copernicano", los dos investigadores se propusieron probar el principio de 500 años utilizando observaciones del fondo cósmico de microondas (CMB).

"El principio copernicano es una piedra angular de la mayor parte de la astronomía, se asume sin lugar a dudas y juega un papel importante en muchas pruebas estadísticas para la viabilidad de los modelos cosmológicos", dijo Stebbins. PhysOrg.com. “También es una consecuencia necesaria de la suposición más fuerte del Principio Cosmológico: a saber, que no solo no vivimos en una parte especial del universo, sino que no hay partes especiales del universo - todo es igual en todas partes (arriba a la variación estadística).

“Es un principio muy útil, ya que implica que aquí y ahora es lo mismo que allí y ahora, y aquí y entonces es lo mismo que allí y entonces. No tenemos que mirar hacia atrás en el tiempo en nuestra ubicación actual para ver cómo era el universo en nuestro pasado; simplemente podemos mirar muy lejos, y dado el gran tiempo de viaje de la luz, estamos mirando una parte distante del universo en el pasado lejano. Dado el Principio Cosmológico, su pasado es el mismo que el nuestro ".

Cuando el universo tenía solo 400.000 años, la materia y la radiación se desacoplaron y dejaron un remanente de radiación que todavía impregna todo el universo en la actualidad. Al medir las pequeñas fluctuaciones de temperatura de esta radiación CMB, los científicos pueden aprender cosas sobre el universo, como su forma, tamaño y velocidad de expansión. En el último caso, las observaciones muestran que el universo se está expandiendo a un ritmo cada vez más acelerado, lo que lleva a los científicos a especular sobre la existencia de energía oscura, nuevas leyes de la gravedad y otras teorías posibles, y a menudo exóticas.

Pero, ¿y si la expansión acelerada del universo es solo una ilusión? Como explicaron Caldwell y Stebbins, este escenario es totalmente plausible si se relaja un poco el principio copernicano. Si, en lugar de que el universo sea homogéneo e isotrópico como establece el Principio Cosmológico, hay más bien "una distribución peculiar de materia centrada en nuestra ubicación", entonces el universo estaría centrado en un vacío de baja densidad dominado por la materia. Tal universo no sería acelerado y no habría necesidad de energía oscura u otras teorías similares.

Por eso es importante saber si el principio copernicano es correcto: garantizará que las observaciones del CMB no se hayan malinterpretado para indicar una aceleración cósmica cuando no la hay. Para probar el principio, Caldwell y Stebbins desarrollaron una "prueba de distorsión CMB": buscaron desviaciones del espectro CMB de un cuerpo negro perfecto como podría haber sido causado por un gran vacío local. Un vacío u otra "estructura no copernicana" haría que el gas ionizado se moviera en relación con el CMB, y el CMB con desplazamiento Doppler disperso hacia nosotros podría contener desviaciones detectables de un cuerpo negro.

"En esencia, utilizamos el Universo reionizado como un espejo para mirarnos a nosotros mismos en la luz CMB", explicaron los investigadores. “Si nos vemos en el espejo es porque el nuestro es un lugar privilegiado. Si no vemos nada [es decir sin distorsiones peculiares] en el espejo, entonces se mantiene el principio copernicano ".

Como prueba inicial, Caldwell y Stebbins se centraron en un modelo de universo que consta de un vacío simétrico esférico simple, que también se conoce como una "burbuja de Hubble". Este universo vacío se asemeja a un universo abierto (de baja densidad) incrustado dentro de un universo plano (de densidad media). El tamaño del vacío depende de cómo se distribuya el gas en todo el universo. Básicamente, el gas puede existir en tres zonas: neutra, de reflexión y Doppler, dependiendo de su corrimiento al rojo. Dependiendo de cómo se superponen estas tres zonas, el vacío puede tener cinco tamaños, desde pequeño hasta "superhorizonte", donde el vacío abarca todo el universo observable.

Usando su prueba de distorsión CMB, los investigadores calcularon que solo los modelos de vacío más pequeños podrían conducir al tipo de distorsión asociada con una violación del principio copernicano. Luego, al analizar los datos del espectro CMB, pudieron descartar casi todos estos universos vacíos de burbujas no copernicanos del Hubble, lo que significa que el principio copernicano pasó esta primera prueba. Sin embargo, Caldwell y Stebbins también señalaron que es posible que aún existan otros modelos, como los que tienen una densidad más alta o un radio más pequeño, que evadan esta prueba.

The researchers added that this is not the first time that bits of the Copernican principle have been tested, but it is one of the first tests of the remaining radial inhomogeneity on very large scales. Caldwell explained that, in 1995, physicist Jeremy Goodman of Princeton proposed a similar test of spectral distortions. Goodman’s implementation resulted in a weaker constraint, or test, of the Copernican principle.

“This [large-scale testing] is not easy to do because, when we look far away, we are looking back in time, and it is difficult to say whether what we see is due to changes with time, which does not violate the Copernican principle, or changes with distance, which does,” Stebbins explained. “Thus, it is a hard question to answer, which is why it has not been done.”

In the future, the scientists plan to further pinpoint the CMB distortions that could be caused by a local non-Copernican structure, and also apply the test to other more general universe models. These tests should be useful in potentially ruling out alternative hypotheses for dark energy, as Caldwell explained. More fundamentally, the tests could either verify the foundation of centuries of astronomical work, or – and the chance is slim – suggest that the Copernican principle may not be as certain as we think.

“If our test of the Copernican principle were to fail, it would probably not be believed, and a variety of other observations would be required to test it,” Stebbins said. “If all these further tests confirmed the large void, then we would have to rethink our ideas about dark energy, or, namely, unthink them.

“I think the scientific community would not be too unhappy with the idea of a large under-dense region – it is not hard to think of ideas of how they might come to be, even in the context of a hot big bang model. What is hard to understand is why we would be so close to the center of one. No doubt someone would come up with an ‘anthropic’ argument for it – but I've thought a bit about that, and don't really think there is a salable anthropic explanation. (By the way, I don't think there is a salable intelligent design reason, either.) In the end, we might have to live with the Walter Cronkite explanation ‘. and that's the way it is . ’”

Más información: Caldwell, R. R. and Stebbins, A. “A Test of the Copernican Principle.” Cartas de revisión física 100, 191302 (2008).


Chapter 19, 20, 22, and 23 Astronomy

Part B: Imagine a photon of light traveling the different paths in the Milky Way described in the following list. Rank the paths based on how much time the photon takes to complete each journey, from longest to shortest

- across the diameter
of the central bulge

-across the diameter
of the galactic halo

-across the diameter
of the galactic disk

-from the Sun to the
center of the galaxy

Part B: Longest to Shortest

-across the diameter
of the galactic halo

-across the diameter
of the galactic disk

-from the Sun to the
center of the galaxy

-across the diameter
of the central bulge

- because the gravitational pull of other disk stars always pulls them toward the disk

-because of friction with the interstellar medium

-from the Sun's orbital velocity and its distance from the center of our galaxy

-from the orbits of halo stars near the Sun

stars with the smallest abundance of heavy elements

stars whose orbits can be inclined at any angle

stars that all orbit in nearly the same plane

stars that all orbit in nearly the same plane

-stars whose orbits can be inclined at any angle

The older the star, the lower its abundance of heavy elements.

The less massive the star, the older it is.

The older the star, the bluer its color.

The older the star, the faster its orbital speed.

Halo stars explode as supernovae much more frequently than disk stars.

They remain stationary, quite unlike disk stars that orbit the galactic center.

They orbit the center of the galaxy at much lower speeds than disk stars.

The spiral arms were imprinted on the galaxy at its birth. Ever since, like a coiling rope, the spiral arms have been wound tighter with each galactic rotation.

The spiral arms are composed of groups of stars that are bound together by gravity and therefore always stay together as the galaxy rotates.

No model can explain the existence of the arms, which rotate with the galaxy like the fins of a giant pinwheel toy.

Introduction: The diagram in (Figure 1) shows orbits of stars around a compact object at the center of the Milky Way Galaxy. The colored dots represent stellar positions at approximately one-year intervals, with each color representing a different star the background photo is an infrared image showing the stars at one particular time. The dashed ellipses represent the orbits calculated for the stars based on the observed stellar motions. (These data are courtesy of Andrea Ghez at UCLA her team continues to collect these data.)

Part A:
To calculate the dashed orbits from the stellar positions, astronomers had to assume that __________.
the central object has a mass of about 4 million solar masses

if they observed for many more years, the dots would trace out ellipses

if they observed for many more years, the dots would trace out parabolas

the stars are all main-sequence stars

Notice that some of the stars on the diagram are represented by a series of dots that are very close together, while others have their dots farther apart. Keeping in mind that all the stellar positions were measured at approximately one-year intervals, which stars are moving the fastest in their orbits during the time period indicated by the dots?

The fastest stars are the ones with:
the dots farthest apart

the dots closest together

Part C:
To determine the mass of the central object, we must apply Newton's version of Kepler's third law, which requires knowing the orbital period and average orbital distance (semimajor axis) for at least one star. We could consider any of the stars shown in the figure, so let's consider the star with the highlighted orbit (chosen because its dots are relatively easy to distinguish). What is the approximate orbital period of this star?
5 yr
20 yr
45 yr
100 yr

Part D:
Look again at the orbit of the star with the highlighted orbit. By comparing the orbit to the scale bar shown on the diagram, you can estimate that this orbit has a semimajor axis of about _____.

12 AU
250 AU
1150 AU
2300 AU

Part E:
The following equation, derived from Newton's version of Kepler's third law, allows us to calculate the mass (M) of a central object, in solar masses, from an orbiting object's period (p) in years and semimajor axis (a) in astronomical units:
M=a^3/p^2

Using this formula with the values you found in Parts C and D, what is the approximate mass of the central object?

0.004 solar masses
40 solar masses
400 solar masses
200,000 solar masses
4 million solar masses
40 million solar masses

From Part E you know the mass of the central object. Now consider its size. Based on what you can see in the diagram, you can conclude that the diameter of the central mass is __________.

no more than about 70
AU
approximately 200
AU
approximately 1150
AU
at least 2300
AU

You've now found that the central object has a mass of about 4 million solar masses but is no more than about 70 in diameter—which means it cannot be much larger than the size of our planetary system. Why do these facts lead astronomers to conclude that the central object is a black hole?

The central object does not show up in the infrared photo, so we conclude that it must be black.

The mass is far above the maximum possible mass for a neutron star, so the object must be a black hole.

There is no known way to pack so much mass into such a small volume without it collapsing into a black hole.


Not only is the GN-Z11 galaxy the oldest one we’ve ever found, 150 million years older than the previous record holder (EGSY8p7), but it is also a fully formed galaxy from a time when astronomers think the very first galaxies were just beginning to form. Additionally, GN-Z11 is beyond the range of what Hubble should be able to see. It was expected that only the future James Webb Space Telescope (launch date: October 2018) would be able to see such distant galaxies. GN-Z11 is so luminous, though, that even at this incredible distance the Hubble space telescope was able to obtain valid images and spectra at multiple wavelengths. Considering there are at least 100 billion galaxies in the observable universe, being the most distant by a significant margin is mind-boggling. The odds of winning the Powerball are much, much better, at only 292 million to 1.

GN-Z11 is not only distant but also unexpectedly bright. A Remarkably Luminous Galaxy at Z=11.1 Confirmed with Hubble Space Telescope Grism Spectroscopy, Oesch et al. (2016).

As a reward for making it through the article, please enjoy a visual journey to GN-Z11 (in Ursa Major).