Astronomía

¿Cómo sabemos el estado actual del universo observándolo desde la Tierra?

¿Cómo sabemos el estado actual del universo observándolo desde la Tierra?


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Dado que la luz viaja a velocidad constante y tarda más de mil millones de años en viajar desde las partes distantes del Universo, ¿cómo sabemos el estado de las regiones distantes? ¿Siguen existiendo o no? ¿Está desactualizada nuestra imagen del Universo?


Dado que la luz viaja a una constante y finito velocidad, mirar al Universo significa mirar atrás en el tiempo.

No importa en qué dirección miremos, en promedio vemos lo mismo: localmente, vemos galaxias evolucionadas, a lo lejos vemos galaxias jóvenes, e incluso más lejos vemos el llamado fondo cósmico de microondas, que es la luz de tan atrás en tiempo que las galaxias aún no se habían formado.

Es decir, el Universo parece estar isotrópico. A menos que ocupemos un lugar especial en el Universo, esto implica que el Universo también es homogéneo, es decir, se vería más o menos igual si estuvieras ubicado en otra parte.

Esto a su vez significa que el estado actual del Universo se puede inferir observando la región local. Entonces se puede concluir que las galaxias observadas más distantes están en el mismo estado (estadísticamente hablando; por supuesto, no se ven exactamente iguales, pero cualquier propiedad dada, por ejemplo, la distribución de sus tamaños, será la misma que en nuestro vecindario). .


¿La tierra gira alrededor del Sol? Pruébalo.

Todos los libros dicen que la Tierra gira alrededor del sol, pero ¿cómo lo demuestras? En caso de que alguna vez viaje en el tiempo a la Edad Media, tenemos una manera (relativamente) rápida de demostrarle heliocentrismo al Rey.

Hoy tenemos muchas ventajas sobre los astrónomos antiguos. Tenemos telescopios de primera categoría que pueden detectar y registrar un espectro mucho más amplio que la mera luz visible. Podemos viajar fácilmente a los confines del globo para observar el cielo. Y, por supuesto, está la Estación Espacial Internacional.

(En la foto de arriba: algo que Copérnico no tenía & # x27t).

Nuestra mayor ventaja es el hecho de que ya sabemos lo que buscamos. No es necesario sintetizar una gran cantidad de datos discordantes en una teoría armoniosa. Solo necesitamos buscar formas de confirmar una teoría que se nos ha presentado.

Primera parte: observación

La mayoría de nosotros nos hemos aferrado a un cartel, o la barra de un tiovivo, o la mano de un padre, y hemos girado en círculo. ¿Qué vimos cuando miramos hacia afuera? Vimos la mitad del mundo a nuestro alrededor. Vimos que la mitad del mundo se alejaba, mientras nos balanceábamos hacia los lados. Luego, cuando completamos nuestra rotación, se nos devolvió la mitad original del mundo. Dado que la Tierra está haciendo exactamente lo mismo que hicimos nosotros cuando éramos niños, todo lo que tenemos que hacer es mostrar que su & # x27view & # x27 de la rotación es la misma que la nuestra.

Simplemente debemos salir todas las noches durante un año. Al principio, las estrellas se verán como una masa desordenada, pero a medida que nos familiaricemos con ellas, ciertos patrones se harán más claros. Durante unos meses, los patrones se deslizarán hacia los lados y desaparecerán por el borde del horizonte. A los seis meses, los patrones originales estarán completamente fuera de la vista. Luego, durante los próximos meses, volverán a aparecer y, al cabo de un año, volverán a su configuración original.

Hasta aquí todo bien. Y hasta ahora, tan obvio. Había una razón por la que la gente no entendió la idea de heliocentricidad durante miles de años.

Cuando giramos en círculo, podemos sentir el viento en nuestra cara y el esfuerzo que se necesita para mantenernos en el camino de nuestra órbita. No sentimos cosas como las órbitas de la tierra. ¿No presenta esto un caso convincente de que el universo, incluido el sol, está girando a nuestro alrededor y no al revés? Dado que no podemos entrar en el espacio para comprobar su estabilidad, ¿cómo podemos demostrar que la Tierra está girando y el universo no?

Segunda parte: documentación

Esta parte del problema requiere una mirada más detallada a las estrellas. Necesitamos reconocer los cambios en la posición de las estrellas individuales entre sí, no solo el movimiento de constelaciones enteras.

Aunque mirar hacia el cielo nocturno puede dar la impresión de mirar luces colocadas en un fondo negro plano, el espacio es tridimensional. Algunas estrellas están mucho más cerca de la tierra que otras, y a medida que la tierra gira alrededor del sol, la distancia entre ellas hace que las veamos cambiar de posición entre sí.

Esto se demuestra más fácilmente visualmente:

A medida que la tierra gira alrededor del sol, nuestra visión de las estrellas cambia. Al observar desde la Tierra en la posición más alta, un astrónomo vería la estrella roja ligeramente a la derecha de la estrella naranja. Alguien observando desde la tierra en la posición más baja vería la estrella roja a la izquierda de la estrella naranja. Una persona que observe desde la tierra en el centro de la figura vería solo la estrella naranja.

Estas observaciones son muy diferentes a las que haríamos en un universo geocéntrico:

Una persona en una tierra estacionaria vería las estrellas anaranjadas y rojas solo en una sola posición mientras se mueven alrededor de la tierra.

Al mantener un registro cuidadoso de las estrellas durante la noche, incluida su proximidad entre sí, podemos ver cambios aparentes en la posición de las estrellas a lo largo del tiempo. Estos cambios en la posición de las estrellas, paradójicamente, demuestran que el universo que nos rodea es (relativamente) estacionario, y que nosotros somos los que nos movemos. Y todo lo que tomó fue un año en el frío helado, documentando cuidadosamente las posiciones de las estrellas, para demostrar algo que ya sabíamos que era cierto.


Plano como un panqueque (grande)

Recuerde que medir la forma del universo es una cuestión de cosmología, el estudio de todo el universo. Y en cosmología, nadie se preocupa por ti. O yo. O sistemas solares. O agujeros negros. O galaxias. En cosmología, nos preocupamos por el universo solo en las escalas más grandes, los golpes y meneos a pequeña escala no son importantes para esta pregunta.

El universo tiene todo tipo de deformaciones en el espacio-tiempo donde varía de lo perfectamente plano. Cualquier lugar donde haya masa o energía, hay una curvatura correspondiente del espacio-tiempo, eso es la Relatividad General 101. Por lo tanto, un par de rayos de luz chocarían naturalmente dentro de un agujero negro errante, o se curvarían en ángulos extraños después de encontrar una galaxia o dos.

Pero promedie todos esos efectos a pequeña escala y observe el panorama general. Cuando examinamos luz muy antigua, digamos el fondo cósmico de microondas, que ha estado viajando por el universo durante más de 13.800 millones de años, obtenemos una verdadera idea de la forma del universo. Y la respuesta, por lo que sabemos, dentro de un margen de incertidumbre increíblemente pequeño, es que el universo es plano.


Todo lo que sabemos sobre el universo y algunas cosas que desconocemos

Hace un siglo, si le preguntabas a un cosmólogo sobre la edad del universo, la respuesta bien podría haber sido & # 8220infinita & # 8221. Era una forma ingeniosa de eludir la cuestión de cómo se formó, y la idea se había consagrado en 1917 cuando Albert Einstein presentó su modelo de un universo estático a través de su teoría general de la relatividad.

La relatividad general describe la gravedad, la fuerza que esculpe el universo, como resultado de la deformación de la masa de su tejido, el espacio-tiempo. A mediados de la década de 1920, el astrofísico George Lemaître demostró que, según la teoría, el universo no era & # 8217t estático sino en expansión, y por tanto habría sido más pequeño en el pasado.

La idea de Lemaître de que todo lo que hay alguna vez estuvo contenido en un solo & # 8220 átomo primordial & # 8221 se transformó en la década de 1960, cuando los astrónomos descubrieron la luz más antigua del universo, el fondo cósmico de microondas. Esto indicaba que todo había comenzado en un estado denso y cálido: el Big Bang.

En estos días, la mayoría de los cosmólogos confían en que sucedió hace unos 13.850 millones de años. La cifra se basa en estimaciones de la expansión del universo. Existe cierta incertidumbre allí, porque los métodos para estimar esa tasa arrojan diferentes valores (ver & # 8220 ¿Qué tan rápido se expande el universo & # 8221?). El rango de edades posible es de entre 12 mil millones y 14,5 mil millones de años.

Podemos cotejarlo con la estrella más antigua que conocemos. Está claro que HD 140283, también conocida como la estrella de Matusalén, es antigua porque está compuesta casi en su totalidad de hidrógeno y helio, los elementos predominantes que existieron después del Big Bang. Ahora, los astrónomos calculan que tiene 14,46 billones de años

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¿Cómo sabemos el estado actual del universo observándolo desde la Tierra? - Astronomía

Vi un destello de verde sobre el horizonte al atardecer. ¿Fue real? ¿Qué lo causó? ¿Podré volver a verlo?

¡Felicidades! El destello verde es real pero rara vez se ve, ya que requiere condiciones especiales para ser observado. El destello verde suele ser una banda o rayo vertical de luz verde justo encima del sol poniente o naciente, y puede ser verde, violeta o azul. Para verlo, necesita un horizonte claro y plano y un cielo sin neblina. Un océano funciona bien, al igual que los desiertos.

El destello verde es causado por los rayos de luz solar que se refractan (curvan) en la atmósfera. Debido a que la refracción depende de la longitud de onda (color) de la luz, la luz azul, violeta y verde se refracta más que la luz amarilla, naranja y roja. Entonces, al atardecer, cuando la luz tiene la mayor cantidad de atmósfera para ser doblada, el sol está rodeado de "sombras" de diferentes colores, con las sombras azul / violeta / verde más alejadas. Las sombras rojas, naranjas y amarillas son absorbidas por la atmósfera, y las sombras azules y violetas son dispersadas por la atmósfera, por lo que la sombra más fuerte que queda suele ser la verde. Este efecto solo es lo suficientemente fuerte como para verlo durante unos segundos durante el amanecer y el atardecer, de ahí el "destello verde".

Para volver a ver el destello verde, probablemente necesitará ver muchas puestas de sol en días despejados sobre el océano. En realidad, se trata principalmente de estar en el lugar correcto en el momento adecuado.


¿Cómo sabemos el estado actual del universo observándolo desde la Tierra? - Astronomía

No podemos ver a través del disco de la Vía Láctea, entonces, ¿cómo podemos saber que no hay galaxias cercanas al otro lado?

¡Haces una buena pregunta! De hecho, la galaxia más reciente del grupo local que se descubrió es la enana de Sagitario ( Nota: ¡desplácese hasta el final para obtener una actualización!) a fines de la década de 1990, una pequeña galaxia que está muy cerca de la Vía Láctea pero oculta detrás de ella desde nuestro punto de vista en la Tierra.

Hay algunas formas en que los astrónomos deducen la presencia de una pequeña galaxia justo detrás de la Vía Láctea, y todas implican mirar otras longitudes de onda distintas a la óptica por la razón que usted afirma: la luz visible no nos llega desde la otra. lado de la Vía Láctea porque es absorbido por el polvo en el disco. Sin embargo, esto no es un problema tan grande si miras la luz en longitudes de onda más largas que nuestros ojos no pueden ver pero que podemos detectar con telescopios especialmente diseñados. De hecho, cuanto más larga es la longitud de onda de la luz, menos obstaculizado está el polvo en la Vía Láctea, y en las longitudes de onda de radio no hay oscurecimiento de la Vía Láctea en absoluto. Entonces, para detectar galaxias en el otro lado del disco de la Vía Láctea, el primer paso es usar un radiotelescopio para detectar gas cuyo movimiento es diferente al de la Vía Láctea. Sin embargo, esto no funciona si la galaxia está demasiado cerca de la Vía Láctea, porque entonces su movimiento se mezcla con el movimiento del gas en nuestra propia galaxia, y se vuelve difícil distinguirlos (por eso nadie vio el Sagitario enano con radiotelescopios al principio). Otro enfoque es intentar detectar las estrellas de la pequeña galaxia en el infrarrojo (longitudes de onda más largas de lo que nuestros ojos pueden ver pero más cortas que las ondas de radio). Hay algo de oscurecimiento del polvo en estas longitudes de onda de las que preocuparse, pero con un telescopio sensible todavía es posible encontrar estrellas en otra galaxia cercana que se encuentra detrás del disco nuestro.

Todavía puede haber galaxias más pequeñas y más cercanas que la Enana de Sagitario acechando justo detrás de la Vía Láctea, que aún no hemos visto. ¡Detectarlos es un desafío para los telescopios infrarrojos y de radio súper sensibles del futuro!

Actualizar: En un comunicado de prensa del 4 de noviembre de 2003, los astrónomos anunciaron que habían encontrado una nueva galaxia acechando detrás del disco de la Vía Láctea, incluso más cerca que el Enano Sagitario: Canis Major. ¡Realmente todavía estamos encontrando a nuestros vecinos extragalácticos más cercanos!

Esta página se actualizó por última vez el 28 de junio de 2015.

Sobre el Autor

Kristine Spekkens

Kristine estudia la dinámica de las galaxias y lo que nos pueden enseñar sobre la materia oscura del universo. Obtuvo su doctorado en Cornell en agosto de 2005, fue becaria postdoctoral Jansky en la Universidad de Rutgers de 2005 a 2008 y ahora es miembro de la facultad en el Royal Military College of Canada y en la Queen's University.


¿Cómo sabemos el estado actual del universo observándolo desde la Tierra? - Astronomía

Hola, soy un biólogo que enseña Ciencias de la Tierra, solo he tenido 2 cursos de Astronomía en la universidad. De todos modos, un estudiante me preguntó: "¿Cómo sabemos la masa de la Tierra y la masa de la luna?" ¿Podría darme una explicación razonable para un estudiante de secundaria? Gracias, citaré su sitio web como recurso para más preguntas.

La Tierra es el problema más fácil de los dos. Recuerde que de la ley de gravitación de Newton,

donde Fgrav es la fuerza gravitacional, G es la constante gravitacional universal, Mym son las masas de los dos objetos que se atraen entre sí y R es la distancia entre sus centros de masa.

Ahora de la segunda ley de Newton,

donde a es la aceleración, F es la fuerza y ​​m es la masa del objeto acelerado.

Entonces, como conocemos G, todo lo que tenemos que hacer es dejar caer un objeto y medir su aceleración a. Entonces conocemos F / m, que es lo mismo que Fgrav/ m ya que nuestro objeto se mueve solo bajo la influencia de la gravedad.

R, el radio de la Tierra (el centro de masa de una esfera, como la Tierra, es solo su centro geométrico, por lo que R es también la distancia entre el centro de masa de los objetos) se conoce razonablemente desde Eratóstenes de Cirene. Hizo sus experimentos con la luz del sol bajando por el pozo en Syene, pero no en Alejandría en el solsticio de verano. (Los rayos del sol son paralelos, por lo que si conoce la distancia entre Siena y Alejandría, y también el ángulo en el que los rayos del sol en Alejandría caen en la misma fecha, puede calcular el ángulo entre ellos y, por lo tanto, el radio de la Tierra. . Avíseme si necesita una explicación más detallada de esto y puedo entrar en más detalles, pero intente dibujar una imagen con un círculo y los rayos paralelos y vea si puede descubrir la geometría).

Otra forma de medir R es moverse de norte a sur y obtener sus latitudes midiendo la elevación de la estrella polar sobre el horizonte. Si sabe cuánto ha viajado en millas a través de la superficie de la tierra, conoce la relación entre la distancia angular y lineal, y dividir las millas por el ángulo (medido en radianes) le dará el radio de la Tierra en millas.

Una vez que sepas Fgrav/ m, G y R, puede reorganizar la ecuación (1):

donde M es la masa de la Tierra, y agregue los números.

Si no conocía G de antemano, necesitaría determinarlo experimentalmente. La forma más sencilla de hacer esto es a través del experimento de Cavendish, en el que se utiliza una balanza de torsión para medir la atracción entre pares de pesos de plomo. ¡También funciona!

La Luna es un problema mucho más complicado. El problema es que, dado que en ambas ecuaciones (1) y (2) m aparece en la misma relación con F, no es posible usar solo esas dos ecuaciones para resolver m (el cuerpo se acelera. ¡Pruébelo! La aceleración simplemente no depende de la masa del cuerpo acelerado). Puede estimarlo aproximadamente asumiendo que la Luna es tan densa como la Tierra y luego reduciendo la masa de la Tierra al volumen de la Luna:

pero eso te dará una masa que es demasiado alta, ¡ya que resulta que la Luna es menos densa que la Tierra! Una vez que enviamos naves espaciales a orbitar la Luna, pudimos medir la fuerza de la gravedad de la Luna sobre ellas y obtener una medida realmente precisa de la masa de la Luna exactamente de la forma en que medimos la masa de la Tierra.

Creo que la masa real de la Luna se conocía antes debido a medidas astronómicas precisas (la Tierra y la Luna realmente orbitan el centro de masa del sistema articular, que está dentro de la Tierra pero no en su centro, y qué tan lejos depende de la masa de la Luna) pero eso estaría más allá del alcance de una explicación de la escuela secundaria.

Esta página se actualizó por última vez el 18 de julio de 2015.

Sobre el Autor

Dave Kornreich

Dave fue el fundador de Ask an Astronomer. Obtuvo su doctorado en Cornell en 2001 y ahora es profesor asistente en el Departamento de Física y Ciencias Físicas de la Universidad Estatal de Humboldt en California. Allí dirige su propia versión de Ask the Astronomer. También nos ayuda con alguna pregunta de cosmología.


La edad de la Tierra & # 8211 ¿Cómo lo sabemos?

La edad de la Tierra es de 4.54 mil millones de años & # 8211 más o menos 1% (0.05 mil millones de años). Pero, ¿cómo sabemos esto?

La espiral del tiempo (a través de Wikipedia)

La gente ha estado tratando de estimar la edad de la Tierra durante miles de años. Todas las mitologías tienen sus propios mitos de creación, mientras que algunos pensadores antiguos como Aristóteles pensaban que nuestro planeta era eterno. En 1654, el arzobispo James Ussher de Irlanda calculó la edad de todas las generaciones bíblicas e informó que la Tierra tenía 4004 años. Por supuesto, ninguno de esos es cierto, pero ¿cómo lo sabemos?

Cálculos iniciales

Antes de la ciencia moderna, la edad de la Tierra seguía siendo prácticamente desconocida. En 1862, el físico Lord Kelvin publicó los primeros cálculos minuciosos, situando la edad del planeta entre 20 y 400 millones de años. Asumió correctamente que la Tierra se formó como un objeto completamente fundido y trató de determinar la cantidad de tiempo que tardaría en enfriarse a la temperatura actual.

A los biólogos y geólogos les costó mucho aceptar esta teoría & # 8211 para ambos campos, el tiempo era demasiado corto para ser plausible. Pero otros físicos, incluido el hijo de Darwin, apoyaron la teoría, colocando la edad entre 20 y 40 millones de años. Sin embargo, los cálculos fueron erróneos porque no tuvieron en cuenta el calor producido a través de la desintegración radiactiva, un proceso entonces desconocido para la ciencia. En 1900, John Joly calculó la velocidad a la que los océanos deberían haber acumulado sal de los procesos de erosión y llegó a una edad de unos 100 millones de años, pero eso también estaba muy lejos. No fue hasta que la ciencia se desarrolló mucho más que los medios para estimar adecuadamente la edad de la Tierra estuvieron disponibles.

Datación radiométrica

Toda la materia está formada por elementos atómicos, cada uno con su propio elemento atómico. Sin embargo, algunos átomos también son isótopos & # 8211, lo que significa que tienen más (o menos) neutrones en el núcleo. Algunos de ellos son inherentemente inestables, lo que significa que sufrirán una desintegración radiactiva y se transformarán en un isótopo diferente. Es imposible saber cuándo se desintegrará un átomo, pero si tiene muchos átomos suficientes, la tasa de desintegración se puede calcular y describir mediante un parámetro conocido como vida media, que generalmente se expresa en unidades de años. Muchas rocas contienen isótopos radiactivos y el proceso de desintegración genera elementos exóticos. Si mide la concentración de elementos exóticos y conoce la vida media, puede estimar la edad de la roca.

Había mucho entusiasmo en torno a la datación radiométrica a principios del siglo XX, pero después de una serie de cálculos defectuosos y errores pequeños pero significativos, la mayoría de la gente acababa de darse por vencida. Pero un geólogo británico llamado Arthur Holmes no se rindió. Finalmente, fue pionero en el uso de la datación radiométrica de minerales y fue el primer geólogo en comprender que se había pasado por alto un factor: la convección del manto. Su investigación no solo implementó la datación radiométrica como un método de datación viable, sino que también allanó el camino para la aceptación de la tectónica de placas. Holmes publicado La edad de la Tierra, una introducción a las ideas geológicas en 1927 en el que presentó un rango de 1.6 a 3.000 millones de años & # 8211 una estimación suficientemente precisa para la época.

Las técnicas continuaron perfeccionándose especialmente en la década de 1960, con pruebas que se llevaron a cabo en una serie de materiales y los investigadores más finos hicieron retroceder aún más la edad de la Tierra, y finalmente comenzaron a girar alrededor de los 4.500 millones de años.

Usando meteoritos

Un geoquímico estadounidense llamado Clair Cameron Patterson utilizó la datación por plomo-plomo en varios meteoritos, incluido el meteorito Canyon Diablo, y publicó sus datos en 1956. La edad que obtuvo fue de 4.550 millones de años & # 8211 una diferencia del 1% con respecto a la actual & # 8217 aceptada. valor. Se cree que algunos meteoritos consisten en el mismo material que el disco de acreción inicial de la Tierra y, por lo tanto, su edad y la edad de la Tierra son similares.

Esta edad ha sido confirmada por cientos de otras determinaciones posteriores, tanto de muestras terrestres como de otros meteoritos. Las muestras de meteoritos muestran una extensión de 4.53 a 4.58 mil millones de años, y esta brecha se interpreta como la formación de la nebulosa solar y el colapso en el disco solar que formó el Sol y la Tierra.

La tectónica de placas recicla continuamente la corteza terrestre, y no hay rocas primordiales todavía disponibles en la superficie (o si las hay, no las hemos encontrado todavía). Los minerales de circón nos mostraron que la Tierra tiene al menos 4.374 mil millones de años, pero definitivamente podría ser más antigua.

La edad de la tierra

Entonces, como se menciona en el primer párrafo, la edad aceptada de la Tierra es 4.54 ± 0.05 mil millones de años. Lo sabemos a través de la datación radiométrica, que es el mejor método disponible para evaluar esta edad.


Medición de ondas sísmicas

Es imposible perforar hasta el centro de la tierra, por lo que los científicos se basan en observaciones indirectas de la materia que se encuentra debajo de la superficie mediante el uso de ondas sísmicas y su conocimiento de cómo viajan estas ondas durante y después de un terremoto. La velocidad de las ondas sísmicas se ve afectada por las propiedades del material que atraviesan las ondas; la rigidez del material afecta la velocidad de estas ondas. Medir el tiempo que tardan ciertas ondas en llegar a un sismómetro después de un terremoto puede indicar propiedades específicas de los materiales que encontraron las ondas. Cuando una onda se encuentra con una capa con una composición diferente, cambiará de dirección y / o velocidad. Hay dos tipos de ondas sísmicas: ondas P u ondas de presión, que atraviesan tanto líquidos como sólidos, y ondas S, u ondas de corte que atraviesan sólidos pero no líquidos. Las ondas P son las más rápidas de las dos y la brecha entre ellas proporciona una estimación de la distancia al terremoto. Los estudios sísmicos de 1906 indican que el núcleo externo es líquido y el núcleo interno es sólido.


Pregúntele a Ethan: ¿Cómo sabemos que el universo tiene 13,8 mil millones de años?

A medida que miramos hacia atrás a distancias cada vez mayores, también vemos más atrás en el tiempo. Cuán lejos debemos. [+] volver para llegar al nacimiento de nuestro Universo? Crédito de la imagen: ESA / Hubble & amp NASA Reconocimiento: Judy Schmidt.

Ya has escuchado la historia antes: el Universo comenzó con el Big Bang hace 13.800 millones de años y formó átomos, estrellas, galaxias y, finalmente, planetas con los ingredientes adecuados para la vida. Mirar lugares distantes en el Universo también es mirar hacia atrás en el tiempo, y de alguna manera, a través del poder de la física y la astronomía, hemos descubierto no solo cómo comenzó el Universo, sino su edad. Pero, ¿cómo sabemos cuántos años tiene el Universo? Eso es lo que Thys Hauptfleisch quiere saber para Ask Ethan de esta semana:

Ethan, ¿cómo se calcularon los 13,8 mil millones de años? (¡En inglés por favor!)

En realidad, tenemos dos métodos diferentes e independientes para medir este número, y aunque uno es mucho más preciso que el otro, el método menos preciso implica muchas menos suposiciones.

Una descripción de la historia cósmica de nuestro Universo. Crédito de la imagen: NASA / GSFC / Dana Berry.

La más precisa es pensar en el hecho de que nuestro Universo se está expandiendo y enfriándose hoy, y reconocer que, por lo tanto, era más caliente y más denso en el pasado. Si nos remontamos a épocas anteriores y anteriores, encontraríamos que como el volumen del Universo era más pequeño, toda la materia en él no solo estaba más cerca, sino que las longitudes de onda de todos los fotones individuales (partículas de luz) en él eran más cortos, ya que la expansión del Universo los ha alargado para ser tan largos como lo son hoy.

La radiación se desplaza al rojo a medida que el Universo se expande, lo que significa que era más enérgico en el Universo. [+] pasado, con una mayor cantidad de energía por fotón. Crédito de la imagen: E. Siegel.

Dado que la longitud de onda de un fotón define su energía y temperatura, un fotón de longitud de onda más corta es más energético y tiene una temperatura más alta. A medida que retrocedemos más y más en el tiempo, la temperatura sube y sube, hasta que en algún momento llegamos a las primeras etapas del Big Bang caliente. Esto es importante: hay es una "etapa inicial" para el caliente Big Bang!

Si extrapolamos "infinitamente" hacia atrás, llegaríamos a una singularidad, donde la física se derrumba. Con nuestra comprensión moderna del Universo muy temprano, sabemos que un estado inflacionario precedió al denso y caliente Big Bang, y que el estado inflacionario tuvo una duración indeterminada. Entonces, cuando hablamos de "la edad del Universo", estamos hablando de cuánto tiempo ha pasado desde que el Universo pudo ser descrito por primera vez por el Big Bang caliente hasta el día de hoy.

Una vez que termine la inflación cósmica, podemos describir nuestro Universo como lo hacemos hoy y poner en marcha el reloj. [+] haciendo tictac desde el caliente Big Bang. Crédito de la imagen: Bock et al. (2006, astro-ph / 0604101) modificaciones de E. Siegel.

Bajo las leyes de la Relatividad General, si tienes un Universo como el nuestro, que es:

  • de densidad uniforme en las escalas más grandes,
  • que tiene las mismas leyes y propiedades generales en todas las ubicaciones,
  • que es el mismo en todas las direcciones, y
  • en el que el Big Bang ocurrió en todos los lugares en todas partes a la vez,

entonces hay una conexión única entre cuántos años tiene el universo y cómo se expandió a lo largo de su historia.

La tasa de expansión del Universo está determinada por los diversos tipos y porcentajes de materia y. [+] energía presente en su interior. Crédito de la imagen: NASA, ESA y A. Feild (STScI).

En otras palabras, si podemos medir cómo se está expandiendo el Universo hoy y cómo se ha expandido a lo largo de toda su historia, podemos saber exactamente cuáles son todos los diferentes componentes que lo componen. Aprendemos esto de una gran cantidad de observaciones, que incluyen:

  • A partir de mediciones directas de los brillos y distancias de objetos del Universo como estrellas, galaxias y supernovas, nos permite construir la escalera de distancias cósmicas.
  • A partir de mediciones de estructuras a gran escala, el agrupamiento de galaxias y oscilaciones acústicas bariónicas.
  • Y de las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas, una "instantánea" del Universo cuando tenía apenas 380.000 años.

Tres tipos diferentes de medidas, indicadores de distancia que se encuentran en estrellas y galaxias, las grandes. [+] estructura de escala del Universo, y las fluctuaciones en el CMB, nos dicen la historia de expansión del Universo. Crédito de las imágenes: ESA / Hubble y NASA, Sloan Digital Sky Survey, ESA y Planck Collaboration.

Juntas todas estas cosas y obtienes un Universo que está compuesto,hoy, de 68% de energía oscura, 27% de materia oscura, 4,9% de materia normal, aproximadamente 0,1% de neutrinos, aproximadamente 0,01% de radiación y prácticamente nada más. Pero agrega cómo el Universo se está expandiendo hoy, y podemos extrapolar esto en el tiempo y aprender toda la historia de expansión del Universo, y de ahí su edad.

El desglose de los diversos componentes que contribuyen a la densidad de energía del Universo como función. [+] de tiempo. Crédito de la imagen: E. Siegel.

El número que obtenemos, más precisamente de Planck pero aumentado de otras fuentes como las mediciones de supernovas, el proyecto clave HST y el Sloan Digital Sky Survey, es que el Universo es 13,81 mil millones de años, con una incertidumbre de solo 120 millones de años. Esto significa que confiamos en la edad del Universo con una precisión del 99,1%, ¡lo cual es una hazaña asombrosa!

Sí, tenemos varios conjuntos de datos diferentes que apuntan a esta conclusión, pero en realidad, es el mismo método. Somos simplemente afortunados de que haya una imagen coherente hacia la que todos apuntan, pero en realidad, cualquiera de las limitaciones en sí mismas es insuficiente para decir "así es exactamente como es el Universo". En cambio, todos ofrecen una variedad de posibilidades, y es solo su intersección lo que nos dice dónde vivimos.

La combinación de los tres tipos principales de conjuntos de datos, indicadores de distancia como supernovas, galaxias. [+] agrupamiento y el CMB, apuntan exactamente a lo que constituye nuestro Universo. Crédito de la imagen: Suzuki et al. (The Supernova Cosmology Project), aceptado para publicación, Ap.J., 2011., a través de http://supernova.lbl.gov/Union/.

Si el Universo tuviera las mismas propiedades actuales hoy, pero estuviera hecho de materia 100% normal y sin materia oscura o energía oscura, nuestro Universo sería solo 10 mil millones de años. Si el Universo fuera un 5% de materia normal (sin materia oscura ni energía oscura) y la constante de Hubble fuera de 50 km / s / Mpc en lugar de 70 km / s / Mpc, nuestro Universo sería enorme. 16 mil millones de años. Sin embargo, con las combinaciones de cosas que tenemos hoy, podemos afirmar con confianza 13,81 mil millones de años es la edad del Universo, con una incertidumbre muy pequeña. Es una hazaña científica increíble.

Y la totalidad de eso es legítimamente uno método. Es el principal, es el mejor, es el más completo y tiene un montón de pruebas diferentes apuntando hacia él. Pero hay otro, y es increíblemente útil para comprobación nuestros resultados.

Las estrellas titilantes que ves son evidencia de variabilidad, que se debe a un período / brillo único. [+] relación. Crédito de la imagen: Joel D. Hartman, Universidad de Princeton, a través de http://www.astro.princeton.edu/

Es el hecho de que sabemos cómo viven las estrellas, cómo queman su combustible y mueren. En particular, sabemos que todas las estrellas, cuando están vivas y se queman a través de su combustible principal (fusionando hidrógeno en helio), tienen un brillo y color específicos, y permanecen en ese brillo y color específicos. solo durante un cierto período de tiempo: hasta que sus núcleos comiencen a quedarse sin combustible.

En ese punto, las estrellas más brillantes, más azules y de mayor masa comienzan a "apagarse" de la secuencia principal (la línea curva en el diagrama de color-magnitud, a continuación), evolucionando hacia gigantes y / o supergigantes.

Los ciclos de vida de las estrellas se pueden entender en el contexto del diagrama de color / magnitud que se muestra aquí. . [+] Images credit: Richard Powell under c.c.-by-s.a.-2.5 (L) R. J. Hall under c.c.-by-s.a.-1.0 (R).

By looking at where that turn-off-point is for a cluster of stars that all formed at the same time, we can figure out — if we know how stars work — how old those stars in the cluster are. When we look at the oldest globular clusters out there, the ones lowest in heavy elements and whose turn-offs come for the lowest-mass stars out there, we find that they pretty consistently come in at an age of up to around 13.2 billion years, but not much older. (There are significant uncertainties of around a billion years on this, mind you.)

The most ancient globular clusters known contain stars up to 95% of the Universe's age. Image . [+] credit: ESA/Hubble & NASA.

Ages of 12 billion years and up are very common, but ages of, say, 14 billion years and over are unheard of, although there was a period in the 1990s where ages of 14–16 billion years were often cited. (An improved understanding of stars and their evolution has bumped these numbers down.)

So all in all, we have two methods — one from our cosmic history and one from measuring local stars — that show us our Universe’s age is between 13 and 14 billion years old. It wouldn’t surprise anyone if we turned out to be as little as 13.6 or as much as 14.0 billion years old, but we’re no 13.0 or 15.0 billion years old with extreme certainty. Say we’re 13.8 billion years old with confidence, and now you know how we’ve figured it out!

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It took centuries, but we now know the size of the Universe

"Let us go rambling about the Universe." This is the invitation that American astronomer Harlow Shapley gave to an audience in Washington DC in 1920. He was taking part in the so-called Great Debate with fellow scientist Heber Curtis on the scale of the Universe.

Shapley believed that our Milky Way galaxy was 300,000 light years across. That is actually three times too big according to the latest thinking, but his measurements were pretty good for the time. In particular, he calculated broadly correct proportional distances within the Milky Way &ndash the position of our Sun relative to the centre of the galaxy, for instance.

In the early 20th Century, though, 300,000 light years seemed to many of Shapley's contemporaries an almost absurdly large figure. And the idea that other Milky Way-like spiral galaxies &ndash which could be seen with telescopes &ndash were equally large was outlandish.

Indeed, Shapley himself believed the Milky Way must be exceptional. "Even if the spirals are stellar, they are not comparable in size with our stellar system," he told his listeners.

Curtis disagreed. He thought, correctly, that there were many other galaxies as big as our own spread throughout the Universe. But, interestingly, his starting point was a belief that the Milky Way was far smaller than Shapley had calculated. According to the calculations that Curtis used, the Milky Way was just 30,000 light years in diameter &ndash or, about three times too small going on modern measurements.

Three times too big three times too small &ndash when we are talking about such enormous distances it is understandable that astronomers debating almost a century ago could get their figures a little bit wrong.

Today we are fairly confident that the Milky Way is probably between 100,000 and 150,000 light years across. The observable Universe is, of course, much larger. According to current thinking it is about 93 billion light years in diameter. How can we be so sure? And how did we ever come up with such measurements from right here on Earth?

Ever since Copernicus argued that the Earth was not the centre of the Solar System, it seems we have always found it difficult to rewrite our preconceptions of what the Universe is &ndash and especially, how big it may be. Even today, as we will see, we are gathering new evidence to suggest the whole Universe may be much bigger than some have recently thought.

Caitlin Casey, an astronomer at the University of Texas at Austin, studies the Universe as we know it. As she points out, astronomers have developed an ingenious array of tools and measuring systems to calculate not just the distance from Earth to other bodies in our Solar System, but the spans between galaxies and the journey to the edge of the observable Universe itself.

According to the calculations that Curtis used, the Milky Way was just 30,000 light years in diameter

The steps to measuring all these things are known as the "cosmic distance ladder". The first rung of the ladder is easy enough for us to get onto and these days it relies on modern technology.

"We can just bounce radio waves off of neighbouring planets in the Solar System, like Venus and Mars, and measure the time it takes for those waves to come back to Earth," says Casey. "That gives us a very precise measurement."

Big radio telescopes like Arecibo in Puerto Rico can do this sort of work &ndash but they can also do even more than that. Arecibo, for instance, can detect asteroids flying around the Solar System and even produce images of them based on how radio waves reflect off the asteroid's surface.

But using radio waves to measure distances beyond our Solar System is not practical. The next rung on the cosmic distance ladder is something known as parallax measurement.

This is also something we do all the time without realising. Humans, like many animals, intuitively recognise the distance between themselves and objects, thanks to the fact that we have two eyes.

If you hold an object in front of you &ndash say your hand &ndash and look at it with one eye open, then switch to using only the other eye, you will see your hand appears to shift sideways slightly. This is called parallax. The difference between those two observations can be used to work out the distance to the object in question.

At this distance, we are still nowhere near the edge of our own galaxy

Our brains do it naturally with the information from both our eyes, and astronomers do exactly the same thing with nearby stars, except they use different sensors: telescopes.

Imagine having two eyes floating in space, either side of our Sun. Thanks to the Earth's orbit, that is exactly what we do have, and we can view stars' shift relative to objects in the background by this method.

"We take a measurement of where stars are in the sky, say, in January and we wait six months and measure those same stars in July, when we're on the opposite side of the Sun," says Casey.

However, there is a point at which objects are so far away &ndash about 100 light years &ndash that the observed shift is too small to provide a useful calculation. At this distance, we are still nowhere near the edge of our own galaxy.

Main sequence stars, when used for this analysis, are considered one type of "standard candle"

The next step up is a technique called "main sequence fitting". It relies on our knowledge of how stars of a certain size &ndash known as main sequence stars &ndash evolve over time.

For one thing, they change colour, gradually becoming redder with age. By measuring their colour and brightness accurately, and then comparing this to what is known about the distance of closer main sequence stars measurable by parallax, we can estimate the positions of these more distant stars.

The principle that backs these calculations is that which states that stars of the same mass and age would appear equally bright were they the same distance from us. Since they are often not, we can use the difference in those measurements to work out how far away they actually are.

Main sequence stars, when used for this analysis, are considered one type of "standard candle" &ndash meaning a body whose magnitude (or brightness) we can calculate mathematically. These candles are dotted around space, lighting the Universe in predictable ways. But main sequence stars are not the only examples.

This understanding of how brightness relates to distance is pretty fundamental to working out the distance to even farther objects &ndash like stars in other galaxies. Main sequence fitting will not work there, though, because the light from those stars &ndash which are millions of light years away if not more &ndash is hard to analyse with accuracy.

By observing how bright it actually appears to us, they can calculate its distance

But way back in 1908, a scientist called Henrietta Swan Leavitt at Harvard came up with a fantastic discovery that has helped us measure such colossal distances. Swan Leavitt realised that there was a special class of stars called Cepheid variables.

"She made this observation that a certain type of star varies its brightness over time, and the variation in the brightness, the pulsations of these stars, relates directly to how bright they are intrinsically," says Casey.

In other words, a brighter Cepheid will "pulsate" more slowly (over the course of many days, in fact) than a dimmer Cepheid. Because astronomers can measure the pulse of a Cepheid relatively easily, they can predict how bright the star is. Then, by observing how bright it actually appears to us, they can calculate its distance.

This is similar in principle to the main-sequence fitting approach, in that brightness is again the key. But the key point is that distance can be measured in different ways. And the more ways of measuring distances we have, the better we can understand the true scale of our cosmic backyard.

In the early 1920s, Edwin Hubble detected Cepheid variables in the nearby Andromeda galaxy and discerned that it was just under a million light years away.

There is one more feature of the Universe that can help us to measure really extreme distances

Today, our best estimate is that the galaxy is actually 2.54 million light years away. But that does not shame Hubble's measurement. In fact, we are still trying to work out a best estimate for the distance to Andromeda. The 2.54 million light years figure is actually an average of several recent calculations.

This is the point at which the sheer scale of the Universe, even now, continues to boggle our minds. We can make very good estimates, but in truth it is extremely difficult to measure distances between galaxies with fine accuracy. The Universe really is that big. And it does not stop there.

Hubble also measured the brightness of exploding white dwarf stars &ndash Type 1A supernovas. These can be seen in quite distant galaxies, billions of light years away.

Because the brightness of these explosions is calculable, we can determine how far away they are, just like we can with Cepheid variables. The Type 1A supernovas and Cepheid variables, then, are both additional examples of what astronomers call standard candles.

But there is one more feature of the Universe that can help us to measure really extreme distances. It is called redshift.

If an ambulance or police car blaring a siren has ever passed you in the street, you will be familiar with the Doppler Effect. As the ambulance approaches you the siren seems high in pitch and then, as it passes you and moves away, it falls again.

As the Universe is expanding, each galaxy is moving away from the others

The same thing happens with light waves, on a much finer scale. We can detect the change by analysing the spectrum of light from distant bodies. This spectrum will have dark lines in it because some specific colours are absorbed by elements in and around the light source &ndash the surface of stars, for example.

The further away objects are from us, the further towards the red end of the spectrum those lines will be shifted. That is not just because the objects are far away, but because they are actually moving further away from us over time, thanks to the Universe's expansion. And seeing redshift in the light from distant galaxies is one way of proving that the Universe is, indeed, expanding.

It is like putting dots on the surface of a balloon &ndash each representing a galaxy &ndash and then blowing up the balloon, says Kartik Sheth, a programme scientist at NASA. As the balloon expands the distance between the dots on its surface grows. "As the Universe is expanding, each galaxy is moving away from the others."

"Basically, a wave would normally just be whatever frequency it was emitted at, but now you're stretching space-time itself so therefore the wave looks longer."

Light has reached us from galaxies that are 13.8 billion years old

The faster that galaxy is moving from us, the further away it must be &ndash and the more redshifted its light will be when we analyse it back here on Earth. Again, it was Edwin Hubble who discovered that there was a proportional relationship between his Cepheids in distant galaxies and how much the light from those galaxies was redshifted.

Now comes the big key to our puzzle. The most redshifted light we can detect in the observable Universe suggests that light has reached us from galaxies that are 13.8 billion years old.

Because this is the oldest light we have detected, that also gives us a measurement for the age of the Universe itself.

But over the last 13.8 billion years, the Universe has been continually expanding &ndash and at first it did so very rapidly. Taking that into account, astronomers have worked out that the galaxies right on the edge of the observable Universe, whose light has taken 13.8 billion years to reach us, must now be 46.5 billion light years away.

One possibility is that, somewhere, a few of our calculations are not quite right

That is our best measurement for the radius of the observable Universe. Doubling it, of course, gives the diameter: 93 billion light years.

This figure rests on many other measurements and bits of science, and it is the culmination of centuries of work. But, as Casey notes, it is still a little rough.

For one thing, given the complexity of some of the oldest galaxies we can detect, it is not clear how they were able to form so quickly after the Big Bang. One possibility is that, somewhere, a few of our calculations are not quite right.

"If one of the rungs of the cosmic distance ladder is off by 10%, then everything's off by 10%, because they rely on each other," says Casey.

The whole Universe is roughly 250 times as large as the observable Universe

And where things get really complex is when we try to think about the Universe beyond that which is observable. The "whole" Universe, as it were. Depending on which theory of the shape of the Universe you prefer, the whole Universe could actually be finite or infinite.

Recently, Mihran Vardanyan and colleagues at the University of Oxford in the UK analysed known data about objects in the observable Universe, to see if they could work out anything about the shape of the whole Universe.

The result, after using computer algorithms to look for meaningful patterns in the data, was a new estimate. The whole Universe is at least 250 times as large as the observable Universe.

We can never see these more distant regions. Still, the observable Universe alone should be big enough for most people. Indeed, for scientists like Casey and Sheth, it remains a constant source of fascination.

We're not even at the centre of our Solar System or at the centre of our galaxy

"Everything that we've learned about the Universe &ndash how big it is, all the amazing objects that are in it &ndash we do that simply by collecting these photons of light that have travelled millions and millions of light years only to come and die on our detectors, our cameras or radio telescopes," says Sheth.

"It's rather humbling," says Casey. "Astronomy has taught us that we're not the centre of the Universe, we're not even at the centre of our Solar System or at the centre of our galaxy."

One day, we might travel physically much further into the Universe around us than we have so far dreamed. For now, we can only look. But just looking can let us ramble pretty far.

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