Астрономия

Какое красное смещение используется для определения постоянной Хаббла?

Какое красное смещение используется для определения постоянной Хаббла?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Я думаю, они измеряют космологическое красное смещение для использования в законе Хаббла-Леметра вместе с расстоянием для вычисления $ H_0 $. Это правильно, или они тоже используют доплеровский сдвиг?

$ H_0 $ указывает, насколько быстро расширяется Вселенная, поэтому я считаю логичным измерить космологическое красное смещение. Но галактики удаляются (из-за потока Хаббла) от нас, так что получают ли они дополнительный доплеровский сдвиг?


Термин «поток Хаббла» относится к гомологичному расширению пространства и результирующему удалению всех галактик друг от друга (если они не достаточно близко, чтобы быть гравитационно связанными). Этот эффект вызывает «космологическое красное смещение», то есть красное смещение, которое свет от далеких галактик достигает при перемещении в космосе.

Помимо этого движения друг от друга, галактики обладают так называемым своеобразный скорость, т.е. движение в пространстве. Это движение добавляет дополнительный доплеровский сдвиг к космологическому красному смещению в сторону больших или меньших длин волн, в зависимости от направления.

Считаю ли вы, что эти два типа красного смещения принципиально разные, это нетривиально. В большинстве учебников они описываются как две разные вещи: первая связана с динамикой ткани пространства, а вторая - с движениями излучателей и наблюдателей. Но на самом деле все может быть не так уж и иначе. Например, уэльский космолог Герайнт Льюис утверждает, что в некотором смысле космологическое красное смещение можно интерпретировать как сумму бесконечного множества бесконечно малых доплеровских смещений (Lewis 2016). С другой стороны, американский физик Шон Кэрролл утверждает, что идея расширения пространства, тем не менее, является чрезвычайно полезной концепцией (Carroll 2008).


Ep. 279 Постоянная Хаббла

Когда Эдвин Хаббл заметил, что далекие галактики разлетаются от нас во всех направлениях, он обнаружил, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Хаббл работал, чтобы точно рассчитать, насколько быстро происходит это расширение, создав постоянную Хаббла & # 8211, которую астрономы продолжают уточнять и ссылаться на нее в своих исследованиях.

Показать заметки

Расшифровка: Постоянная Хаббла

Фрейзер: Добро пожаловать в Astronomy Cast, наше еженедельное путешествие по космосу, основанное на фактах, где мы поможем вам понять не только то, что мы знаем, но и то, как мы знаем то, что знаем. Меня зовут Фрейзер Кейн, я издатель «Вселенной сегодня», и со мной доктор Памела Гей, профессор Университета Южного Иллинойса в Эдвардсвилле. Привет, Памела. Как поживаешь?

Памела: У меня все хорошо. Как дела, Фрейзер?

Фрейзер: Хорошо. Сегодня здесь, на западном побережье, глобальное потепление действительно хорошо лечит нас. Это прекрасно! Я в шортах и ​​футболке в середине ноября. Мы записываем эту серию с небольшим опозданием, так что уже почти декабрь и стоит прекрасная погода. Так что да, это здорово!

Памела: У нас здесь то же самое. Вчера я ехал на своей лошади на улице в коротких рукавах, и я, и лошадь были вспотевшими, и этого обычно не бывает за пределами этого места… да, мы разрушаем окружающую среду способами, которые позволяют носить футболки в ноябре.

Фрейзер: Ага. Спасибо, глобальное потепление! Итак, как всегда, мы записываем этот эпизод Astronomy Cast как прямую трансляцию в Google плюс тусовку, и если вы хотите посмотреть, как мы записываем вживую (поверьте, это намного лучше!), Тогда вы обведите Astronomy Cast на Google Plus, и тогда вы получите уведомление о мероприятии в своем потоке, в своем календаре, когда мы собираемся записывать наш следующий выпуск, а затем вы можете просто смотреть нас вживую и задавать свои вопросы, а также оставаться и общаться с фанатами. и это супер-весело. Так что это действительно отличный способ. # 8212 Если вам действительно нравится Astronomy Cast, это отличный способ вывести его на новый уровень. Хорошо, давай качать!
[рекламное объявление]

Фрейзер: Поэтому, когда Эдвин Хаббл заметил, что далекие галактики уносятся от нас во всех направлениях, он обнаружил реальность того, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Хаббл работал, чтобы точно рассчитать, насколько быстро происходит это расширение, создавая постоянную Хаббла, которую астрономы продолжают уточнять и ссылаться на нее в своих исследованиях сегодня. Итак, Памела, я думаю, что первый шаг - вернуться назад ... мы говорили о Хаббле и о Большом взрыве, но я думаю, что было бы здорово вернуться на секунду и поговорить об этом открытии, которое Хаббл сделал это в рамках своего исследования. Так что он искал?

Памела: Что ж, интересно то, что мне нужно вернуть вас на шаг назад, потому что это было не только его открытие. Все началось с парня с потрясающим именем, который в значительной степени забыт историей, по имени Весто Слайфер. Он работал в обсерватории Лоуэлла в Аризоне и был спектрометром. Он делал снимки галактик, которые не относились к тому типу красивых спиральных или эллиптических изображений, которые вы видите на сайтах астрофотографии, а, скорее, он взял свет, пропустил его через тонкую щель и, как я полагаю, призму, и распространил этот свет в радуга, которую он изобразил, называемую спектром, и мы говорили о ней в других эпизодах, и когда он смотрел на эти спектры, он смог использовать доплеровское смещение для измерения скорости галактик, и ожидалось, что галактики будет иметь случайное распределение движений & # 8212, что некоторые будут двигаться к нам, некоторые будут удаляться от нас, и он обнаружил большинство ближайших галактик, в то время как есть пара движущихся к нам, таких как Андромеда. большинство из них удаляются, и это просто поразило его сознание, и это было в те времена, когда мы не знали, что галактики являются галактиками, мы просто называли их спиральными туманностями. И это было похоже на всякую путаницу.

Фрейзер: Я уже упоминал об этом, что у меня есть старая книга по астрономии, которая была написана в 1920-х годах, и если вы посмотрите ее, в ней есть туманность Андромеды и другие туманности, и в сравнительно недавней истории так здорово увидеть, что это все еще была их идеей. Теперь вы упомянули доплеровское смещение, красное смещение, синее смещение ... так что же именно там происходило со светом этих галактик?

Памела: Поэтому, когда объект удаляется от вас, его свет смещается в сторону красного цвета. Если это звук, звук будет смещен в сторону более длинных и глубоких шумов с длиной волны, так что он перейдет от звучания трубы к звучанию, в основном, как туба. Мы привыкли сталкиваться с этим с пожарными машинами. Мы слышим их, когда он приближается к нам, высота звука становится более высокой, а когда он удаляется, мы слышим этот низкий звук. Что ж, свет делает то же самое, более или менее, и поэтому, когда мы видим галактики, удаляющиеся от нас, свет от определенных спектральных линий, которые мы знаем точный цвет, он сдвигается, поэтому, если бы мы использовали ... как мы используем h-альфа-фильтр Гэри Гонеллы на каждой виртуальной звездной вечеринке по воскресеньям вечером, и мы видим эту красивую туманность. Что ж, эти красивые туманности, которые так хорошо видны через его фильтр h-альфа, который пропускает свет только от одного перехода от водорода, ну, ну, если бы эти туманности удалялись от нас с большими скоростями, их свет был бы совершенно другого цвета, и они исчезнут с изображений.

Фрейзер: Итак, один из фильтров, которые используют астрономы, - это смотреть на это на этой длине волны?

Памела: Итак, что мы на самом деле делаем с галактиками, так это то, что мы обычно не ограничиваем себя одной длиной волны. Во-первых, галактики тусклые, делая это, вы не получите много света, поэтому то, что мы делаем ... и мы также не знаем, с какой скоростью они находятся, поэтому, если вы не знаете, что Скорость, с которой они находятся, использование узкого светофильтра бесполезно, поэтому мы берем весь свет и распределяем весь свет, и мы будем смотреть на столько длины волны, сколько позволяет наш индивидуальный инструмент. Некоторые из лучших инструментов позволяют вам пройти весь путь от инфракрасного до низкого ультрафиолета в этом непрерывном спектре, где вы можете видеть провалы, созданные магнием, вы можете видеть провалы, созданные различными линиями водорода. Когда мы смотрим на эти галактики, мы видим самые разные вещи - линии кальция & # 8230. И мы используем все эти разные линии, чтобы вычислить сдвиг, создаваемый скоростью галактик.

Фрейзер: Итак, Слайфер, лучшее имя, которое я думаю, заложил основу для следующего открытия Хаббла, верно?

Памела: Верно, то, что сделал Весто Слайфер, было то, что он не мог на самом деле измерить расстояния до галактик, поэтому все, что он знал, было скопление - статистически невероятное число - 8212 галактик, на которые он смотрел, были сдвинуты так что они удалялись от нас, они были сдвинуты в красный цвет. Что ж, что Хаббл смог сделать, так это сделать глубокие, глубокие изображения, которые позволили ему увидеть отдельные звезды, которые позволили ему тщательно различать слабые объекты во многих из этих галактик, и он взял их временные ряды, чтобы он смог идентифицировать отдельные звезды, названные переменными цефеид. Они меняют яркость со временем, и по мере того, как они меняют яркость, они делают это очень систематическим образом, так что яркость, которая изменяется в течение одного периода времени ... мы знаем, что она излучает одно количество света. Тот, который меняется в течение очень разного периода времени, мы знаем, что он дает разное количество света, и поэтому он смог использовать это биение пульсирующих переменных звезд, чтобы сказать: «Я знаю, сколько света на самом деле излучает эта звезда. , более или менее." Это было частью путаницы, но я более или менее знаю, сколько света на самом деле испускается. Я могу измерить, сколько света я вижу, и это позволяет мне рассчитать расстояние таким же образом, когда мы видим фару мотоцикла, мы примерно знаем, насколько она должна быть яркой, и мы можем измерить расстояние до мотоцикла в зависимости от того, насколько яркой фары появляется.

Фрейзер: И что он обнаружил? Он смог найти эти звезды, эти стандартные свечи во всех этих галактиках вокруг него? Он может точно измерить расстояние, и это здорово.

Памела: Точно натянутая.

Фрейзер: Он умел по порядку ...

Памела: Я пойду с этим & # 8212 с большими планками погрешностей.

Фрейзер: Он смог «точно измерить» расстояние до этих галактик, и что он обнаружил?

Памела: Что ж, то, что он обнаружил ... и проблема с его точностью, он мог сказать относительные расстояния, но он не мог сказать фактические расстояния, поэтому он мог сказать: «Эта система дальше, чем эта система», и когда он Сделав эти измерения, он понял, что те системы, которые находятся дальше, движутся значительно быстрее, чем те, которые находятся поблизости, и это согласуется с наблюдением за расширяющейся Вселенной. Если вы представите себя в кинотеатре, и все стулья в кинотеатре сдвигаются друг от друга на сантиметр за фильм, что ж, в конце одного фильма стул рядом с вами находится на расстоянии одного сантиметра, а стул рядом с ним - два дополнительных сантиметра отсюда, и каждый фильм, ну, тот, который находится на расстоянии двух стульев, два фильма спустя он будет в четырех сантиметрах, три фильма спустя ... это просто продолжает увеличиваться, поскольку вы видите, что более удаленный стул, кажется, движется быстрее. Дело не в том, что он движется быстрее, а в том, что расстояние между стульями увеличивается с постоянной скоростью, из-за чего предметы, находящиеся дальше, кажутся движущимися быстрее.

Фрейзер: Верно. Верно. ОК. Итак, он делает это удивительное открытие, чтобы вычислить эти расстояния и эту скорость, и наткнулся на одно из самых важных открытий во всей науке.

Памела: И были люди, которые предсказывали, что это может быть именно так. Теории общей теории относительности и специальной теории относительности Эйнштейна, когда он перебирал все числа, когда он подробно исследовал нашу Вселенную, одним из выводов теории относительности является идея о том, что при вычислении пространства / времени быть константой, которая делает нашу Вселенную Устойчивым состоянием, но в то же время, если эта константа не имеет точного правильного значения, наша Вселенная либо расширяется, либо сжимается сама по себе. Это не статичное место, поэтому Эйнштейн изначально пытался использовать свою космологическую постоянную, чтобы удерживать вселенную, но были такие люди, как Ламантр, которые сказали: «Нет, нет, нет! Наша вселенная может расширяться! » и выдвинул эти идеи, и, таким образом, возникли теории о том, что, когда Хаббл соединил части спектров Весто Слайфера и свою собственную фотометрию переменных звезд, когда все эти части соединились, появилась полная картина в один очень особенный момент в мире. история.

Фрейзер: Итак, они… он пришел к этому… Я имею в виду, действительно ли он пришел к такому выводу и сказал: «Итак, мы живем в расширяющейся Вселенной, следовательно, Вселенная должна была возникнуть из одной точки в древнем прошлом? ”

Памела: Этого не было в исходной статье. Я явно не был жив, когда это происходило, поэтому я не могу сказать, о чем люди спорили на конференциях, я не могу сказать, какие буквы ходили туда-сюда, но в литературе этот оригинальный сюжет расстояния против скорости излагает аргументы в пользу расширяющейся Вселенной. Со временем возникли две теории: понятие Большого взрыва, а также так называемая модель Вселенной с устойчивым состоянием. Это модель, которая, как мы теперь знаем, не соответствует действительности, данные наблюдений не подтверждают ее, но нам потребовалось время, чтобы осознать это, а модель устойчивого состояния в основном говорит о появлении новых вещей, которые подталкивают Вселенная, так что это идея кинотеатра, в который поступает материал, а материал в кинотеатре расширяется, так что вы можете представить, как слизь раздвигает стулья по сравнению с тем, что уже существует, раздвигающим стул.

Фрейзер: Новые стулья ... новые стулья, раздвигающие стулья.

Фрейзер: Так что конкретно он рассчитал это расширение? Как он это описал?

Памела: Это просто сюжет! Это замечательно, это очень чистый, простой для восприятия результат с множеством полос ошибок в исходном материале. Это был просто график зависимости расстояния от скорости, показывающий, что по мере увеличения расстояния скорость увеличивается. Теперь было шумно, это было уродливо, мы все еще ... у нас были только довольно маленькие телескопы по сегодняшним меркам, мы не могли видеть очень большие расстояния, он столкнулся с проблемами, когда начал наблюдать галактики в скоплении Девы, потому что это гравитационно -связанная система. Галактики в отдельном скоплении - это скопление не расширяется, это расстояние между скоплениями увеличивается.

Фрейзер: Верно. Нам часто задают этот вопрос, верно? А именно: «Расширяются ли фактические галактики? Расширяются ли солнечные системы? Мы расширяемся? » Я знаю, что у вас, ребята, скоро День Благодарения, так что ... так что вы можете расширяться.

Памела: Я не собираюсь отвечать на вопрос «Мы расширяемся?» в общем. В конкретном случае космологической постоянной нет, она не оказывает никакого влияния на человеческое тело.

Фрейзер: Да, это о ... я думаю, что до концепции темной энергии, на самом деле это, вы знаете, у вас есть две машины, уезжающие друг от друга, и эти две машины будут уезжать друг от друга, и они будут расходиться, они не будут ... сами автомобили тоже не будут расширяться.

Памела: Но нужно быть осторожным. Не объекты движутся, а пространство расширяется.

Фрейзер: Верно. Дорога растет вместе с машинами.

Памела: Дорога разрастается, и у них включены аварийные тормоза. У них нет скорости.

Фрейзер: Ага. Они остановлены. Но как он на самом деле это описал? Я имею в виду, вы говорите, что это сюжет с течением времени, но я знаю, что есть определенное количество мегапарсеков на…

Памела: Ну, тогда мы все еще пытались во всем разобраться. Итак, бедняга в своих первоначальных измерениях ... у нас были проблемы, мы не знали точно, как откалибровать расстояние до переменных звезд цефеид, поэтому, когда ваш измеритель сильно сломан, вы получите неправильный номер. Первоначально он закончил тем, что Вселенная расширялась со скоростью примерно 500 км / сек / мегапарсек, а это означает, что каждый миллион парсеков пространства ...

Фрейзер: Насколько велик миллион парсеков пространства?

Памела: Итак, на парсек приходится примерно три световых года, так что ...

Фрейзер: Как 3 миллиона световых лет, так что расстояние до Андромеды вроде как здесь, потому что Андромеда примерно в 2 миллионах световых лет отсюда.

Памела: Что-то ... Да, но затем мы собираемся смешать наши единицы и добавить туда км / секунду, просто чтобы отбросить все, так что это не такое большое расширение, учитывая размер нашей Вселенной, но дело в том, что его можно измерить. Проблема в том, что для точного измерения необходимо уметь точно измерять расстояния, и здесь все разваливается. Вот мы и пытаемся ... ни одна из переменных звезд не находится достаточно близко, чтобы мы могли использовать параллакс для их измерения, поэтому нам пришлось использовать всевозможные сломанные лестницы, чтобы проложить путь к ближайшей вселенной, и мы сделали целую эпизод на дистанционных шкалах, но ...

Фрейзер: Ага. Итак, 500 км / сек / мегапарсек, и это означает, что если ...

Фрейзер: Он ошибался, но это был его первоначальный расчет. Другими словами, если объект находится на расстоянии в один мегапарсек, он будет двигаться со скоростью 500 км / сек.

Фрейзер: А если он находится на расстоянии 2 мегапарсеков, то он удаляется от нас со скоростью 1000 км / сек.

Памела: Пространство между нами расширяется на…

Фрейзер: Да, со скоростью, чтобы этот другой объект выглядел так, как будто он движется со скоростью 1000 км / сек, и если мы находимся на расстоянии 3 мегапарсеков, 5 мегапарсеков, 10 мегапарсеков… ОК. Отлично, он проделал эти начальные расчеты, и они были умопомрачительными, но не сверхточными, верно? Но я знаю, что астрономы работали над этим числом как сумасшедшие, и на самом деле мы все еще сообщаем об этом, мы все еще пишем статьи, астрономы уточняют ...

Памела: Между 66 и 74…

Фрейзер: 66 и 74 км / сек / мегапарсек. Верно, что примерно в 10 раз меньше, чем он ожидал.

Памела: И что удивительно в этом числе, так это то, что на протяжении десятилетий между Алланом Сэндиджем и Жераром де Вокулёр велся ужасный спор между кошками и собаками о том, 50 км / сек / мегапарсек или 100 км / сек / мегапарсек Это было просто все это сообщество & # 8212 людей, которые выбрали чью-то сторону, и они издевались друг над другом, и это было некрасиво, и я помню, как студент одного из моих профессоров не собирался выбирать чью-то сторону, он просто сказал, что использовать 100 это проще. Двигаться дальше.

Фрейзер: Верно, потому что на самом деле это не имеет значения, потому что это большие числа, а шансы, что все ошибаются, так что это не имеет значения.

Памела: И только после смерти Жерара де Вокулёра люди наконец смогли найти ответ. Какая-то сумасшедшая штука в том, что ответ оказался примерно 70 - между 50 и 100, так что оба чувака ошибались, и, к сожалению, как и многие аргументы в астрономии, настоящая работа была сделана только после того, как один из людей сделал Это горячее, спорное испытание прошло, и теперь мы знаем, что ключевой проект Хаббла проделал потрясающую работу, пытаясь уточнить нашу шкалу расстояний с помощью цефеид, пытаясь выяснить проблему сверхновых, и мы приближаемся к цели. И что удивительно (и мы говорили об этом в других эпизодах), так это то, что существует так много разных доказательств, на которые мы можем взглянуть на & # 8212, используя микроволновую печь Уилкинсона и зонд изотропии (WMAP), чтобы посмотреть на космологические данные. значения для измерения сверхновых, чтобы ... мы все еще используем цефеиды для заземления.

Фрейзер: Теперь я знаю - и это всегда сбивало меня с толку, и я стараюсь как бы избегать этого, когда пишу статьи, а именно, что астрономы особенно в своих исследовательских работах ссылаются на расстояние до объектов, используя значение «zed», значение красного смещения, zed = 5 или что-то в этом роде. Что, черт возьми, это значит?

Памела: Когда мы начали этот разговор, мы поговорили о том, как Весто Слайфер измерил доплеровское смещение, красное смещение галактик, и математический способ перевести это, если вы возьмете длину волны света, который вы наблюдаете, и вычтите его. длину волны там, где вы ожидали, что будет свет, а затем разделите все это на то место, где вы ожидали, что будет свет, это дает вам, в основном, дробное смещение, и это значение математически называется «zed», «z» & # 8212 выберите термин.

Фрейзер: Для вас, американцев, вы можете сказать «я» наверняка.

Памела: Redshift, вероятно, лучший способ запутать меньшее количество людей.

Памела: Таким образом, это значение красного смещения - это всего лишь дробное смещение длины волны света. Это то, что вы можете наблюдать. Чтобы выйти за рамки этого частичного смещения света, вам необходимо сделать предположения о пространстве и времени. Это требует, чтобы вы сделали предположение о том, как расширяется Вселенная, поэтому, когда мы работаем над переводом этого дробного наблюдаемого сдвига в цвете, мы должны сказать: «Хорошо, так какое значение h [отсутствующий звук] мы собираемся принять? Какое математическое значение плотности массы во Вселенной мы примем? » Значение омега ... и только после того, как вы сделаете предположения относительно этих значений, вы сможете перевести это красное смещение в расстояние. Легко представить себе, что все, что больше 1, действительно далеко. Что меня немного забавляет, так это то, что когда я поступил в аспирантуру, я наблюдал за Вселенной с большим красным смещением, я смотрел на вещи с красным смещением 1,2, 1,3, а галактика с красным смещением 1 имеет время обзора примерно от 7,5 до 7,5. 8 миллиардов лет ...

Памела: … В зависимости от того, как вы на это смотрите, значит, вы оглядываетесь на более чем половину возраста нашей Вселенной.

Фрейзер: Верно. Я имею в виду, сравните это, как я уже упоминал, с Андромедой, находившейся на расстоянии 2½ миллиона световых лет от нас, вы смотрите только на 2½ миллиона лет назад. Другие объекты в нашем сверхскоплении, возрастом от 10 до 50 миллионов лет, так что вы видите галактики, которые находятся на расстоянии 6 миллиардов 8 миллиардов световых лет, и это просто ... это считается малым красным смещением?

Памела: Итак, z = 1 теперь считается красным смещением от умеренного до низкого. Все зависит от того, с кем вы разговариваете. Люди со сверхновыми звездами ... они начинают продвигаться дальше, но большая часть того, что мы видим, находится в этом z = 1, но это какое-то безумие, что мы никогда не сможем вернуться к началу. Итак, объекты с большим красным смещением, на которые мы смотрим, имеют красное смещение порядка 4. Некоторые из самых высоких объектов, на которые мы смотрели, по оценкам, имеют красные смещения 6, и именно здесь мы начинаем смотреть на свет, который возник более 12 миллиардов лет назад.

Фрейзер: Да, я имею в виду, что галактики теперь обнаруживаются с помощью гравитационного линзирования всего через 500 миллионов лет после Большого взрыва.

Памела: Верно. Итак, & gt 4 означает, что вы смотрите на первые 1-2 миллиарда лет существования нашей Вселенной, и для меня было удивительно видеть, как наше определение наблюдения с большим красным смещением изменилось с z & gt 1 - высокое красное смещение на z & gt 4. - большое красное смещение, а 1 - рядом. По мере того, как наши технологии развиваются, по мере того, как мы продвигаемся дальше, это похоже на гоночные автомобили. Определение высокоскоростного гоночного автомобиля изменилось с 1920-х годов. Что ж, теперь наше определение наблюдения Вселенной с большим красным смещением также изменилось.

Фрейзер: И есть несколько калькуляторов, я знаю [отсутствует звук], которые могут преобразовывать подобные вещи, так что вы можете указать коэффициент z, и вы получите ...

Памела: Лучший из всех - Нед Райт. Он в UCLA & # 8212, просто введите космологический калькулятор, он перенесет вас на его страницу с javascript, там есть вполне разумные значения по умолчанию. Я знаю много ученых, которые ... Я помню, как в первый раз мне пришлось это вычислить, я сидел и хотел плакать после того, как они узнали, о чем мы говорим в следующем эпизоде, а именно о космологической постоянной, и Нед Райт просто запрограммировал все это, так что ни одному аспиранту больше не придется плакать из-за этого.

Фрейзер: Верно. Вы делаете это один раз, а затем пользуетесь его калькулятором.

Памела: Да. Да. Вы доказываете, что можете это сделать, и затем продолжаете жить. Это похоже на деление в столбик.

Фрейзер: Итак, как я уже упоминал, вы знаете, что мы все еще публикуем статьи, и мы написали, должно быть, около шести месяцев назад: «Астрономы сужают, решают, вычисляют самое точное измерение расширения Вселенной за всю историю». а затем вы знаете то число, которое вы только что указали, так что вы знаете… насколько велики сейчас полосы погрешностей? Сколько еще им нужно пройти, чтобы действительно разобраться в этом?

Памела: Это зависит от того, в какую сторону вы смотрите. Таким образом, некоторые из них имеют ошибку 15%, некоторые из них - ошибку 5%, но что удивительно, так это то, что все эти перекрывающиеся полосы ошибок фактически перекрываются, поэтому, когда вы складываете все части вместе, похоже, что мы ' re, вероятно, хороша до +/- трех км / сек / мегапарсек, что отчасти потрясающе.

Фрейзер: Это просто потрясающе. Хаббл действительно оценил бы такую ​​точность.

Фрейзер: Так как он был, вероятно, в 10 раз меньше, но & # 8230круто! Хорошо, круто! Итак, как вы упомянули, дальше мы поговорим о космологической постоянной, что является самой большой ошибкой Эйнштейна. Так держать, Эйнштейн.

Памела: Ошибка и открытие.

Фрейзер: Ошибка и открытие. Что ж, спасибо тебе большое, Памела.

Памела: Хорошо, я поговорю с тобой позже.

Фрейзер: Поговорим с тобой на следующей неделе. До свидания.

Эта расшифровка не является точным соответствием аудиофайлу. Он отредактирован для ясности.


Расстояние и красное смещение звезд

Привет, PhilJ,
Добро пожаловать на эти форумы и продолжайте задавать вопросы.

«Таблицы расстояний от красного смещения звезд» - это фактически параметр Хаббла H, который для ближайших галактик равен H = v.d.

Современная оценка H составляет 71 км / сек / мегапарсек.

Соответствующие звезды находятся в других галактиках, потому что звезды в нашей собственной галактике имеют свои собственные скорости при вращении вокруг центра галактики, и обычно считается, что наша галактика не расширяется вместе со Вселенной.

Галактики также имеют свои собственные пекулярные движения, поэтому существует вариация вокруг значения H, которая становится менее значительной на больших расстояниях.

Отношения Хаббла - одна из последних ступеней так называемой лестницы расстояний, о которой вы можете узнать больше здесь.

300 световых лет). Помимо этого, угол параллакса становится слишком маленьким, чтобы наши инструменты могли его разрешить. Тем не менее, предстоящая космическая интерферометрическая миссия (SIM) будет иметь возможность проводить астрометрию с микродуговыми секундами, что означает, что она, в принципе, может измерять расстояние до всего в галактике (в пределах своей предельной величины, конечно).

Помимо расстояний, которые можно измерить с помощью параллакса, мы должны использовать «вторичные» методы. Сюда входят стандартные свечи, о которых упоминал Хронос. Причина, по которой их следует рассматривать как второстепенные (или, в некоторых случаях, третичные или более высокие), заключается в том, что они должны быть откалиброваны каким-либо другим методом определения расстояния. То есть мы не знаем внутренней яркости стандартной свечи, если не можем измерить расстояние и поток до ближайшей свечи. К сожалению, это означает, что методы определения расстояния более высокого порядка несут в себе систематические ошибки методов более низкого порядка.

Стандартная свеча, которая может увести нас дальше всего (пока), - это сверхновая типа Ia. В принципе, это можно использовать для измерения постоянной Хаббла и нормализации отношения расстояния к красному смещению, которое является предметом этой дискуссии. Однако оказалось, что цефеиды лучше подходят для этой работы. Почему? Что ж, основная причина в том, что мы можем получить лучшую статистику с цефеидами - поблизости не хватает сверхновых. Однако сверхновые намного ярче, чем цефеиды, поэтому они могут унести нас на гораздо большее расстояние и намного лучше подходят для измерения изменений более высокого порядка в соотношении расстояние-красное смещение. Вот почему с их помощью мы смогли обнаружить ускорение Вселенной.

Чтобы расширить отличный пост SpaceTiger.

Наилучшие на сегодняшний день тригонометрические параллаксы были определены миссией HIPPARCOS, чей http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/CATALOGUE_VOL1/catalogue_summary.pdf" утверждает, что «средняя точность параллаксов (Hp & lt 9 mag)» составляет 0.97mas.

В дополнение к SIM, http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26" [Broken] предоставит существенно увеличенный "параллаксный" вид большей части галактики Млечный Путь. по крайней мере, для звезд, которые достаточно ярки, чтобы "видеть" (что будет ужасно много, вплоть до Vmag

Существует ряд средств, с помощью которых можно измерить расстояние, минуя «лестницу расстояний» со всем сопутствующим каскадом стандартов (и неопределенностей). Например, гравитационное линзирование. К сожалению, у всех этих методов есть свои проблемы (и ошибки), ограничения и т. Д. На сегодняшний день лестница, построенная на стандартных свечах, остается в значительной степени наиболее точной.


Космология

До сих пор мы рассматривали доказательства расширения Вселенной. Только в начале 20 века ученые осознали, что «спиральные туманности» на самом деле были разными галактиками, а не частью нашей. Жорж Лемэтр был одним из самых выдающихся астрономов 20-го века, и Эдвин Хаббл разработал свои теории.

Хаббл предположил, что существует связь между расстоянием до галактик и их красным смещением (или скоростью удаления). Другими словами, скорость движения галактики пропорциональна ее расстоянию.

Это Закон Хаббла - v = H0D

v = скорость спада
ЧАС0 = Постоянная Хаббла
D = расстояние до галактики (мегапарсек - Мпк)

Скорость измеряется путем измерения галактики за определенный период времени.

Мы можем рассчитать расстояние до ближайших галактик, зная их видимую и абсолютную светимость.

Для этого Хабблу нужна была постоянная пропорциональности - постоянная Хаббла.

Это специальное измерение для астрономов, поскольку оно означает, что они могут измерить возраст Вселенной.

Были выполнены различные измерения, в частности, с помощью космического телескопа Хаббла (HST) и зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP). Большинство прошлых измерений были значениями от 50 до 100 Мпк. HST измерял 74,2 и плюс 3,6 (км / с) / Мпк в 2009 году.

Если число слишком велико, мы находим звезды старше Вселенной, а если оно слишком мало, во Вселенной недостаточно материи, чтобы это объяснить. Таким образом, константа поддерживает теорию Большого взрыва.

Есть две области, в которых ученые пока не могут прийти к единому мнению:

  1. Точное измерение, с которым может согласиться каждый
  2. Зная, является ли константа постоянной и всегда была этим значением.

Значение Закона состоит в том, что Вселенная расширяется. Однако помните, что группы галактик могут быть связаны гравитацией (как наша), поэтому это не обязательно применимо.

Новое имя константы

В 2018 году закон был переименован в Хаббл-Лемэтр, чтобы признать работу бельгийского астронома Жоржа Лемэтра, который вывел закон и оценил константу до Хаббла.


Какое красное смещение используется для определения постоянной Хаббла? - Астрономия

С помощью имитируемого телескопа учащиеся рассматривают далекие скопления галактик и получают их спектры с помощью спектрометра счета фотонов. The telescope offers two fields of view, a wide field view of 2.5 degrees, and a magnified field ("instrument view") of 15 arc-minutes. Stars are represented by realistic point spread functions scaled to magnitude, and galaxies by images from actual CCD frames. In the instrument mode, students can position the slit of a spectrograph on the galaxy and take spectra. The photon counting spectrograph simulates actual Poisson statistics and contains both a sky background and a galaxy spectrum. The relative contribution of the galaxy depends on how much "light" from the image is included in the slit, so that the highest signal-to- noise is obtained when the slit is positioned on the brightest part of the galaxy, just as with a real spectrograph. Students are advised to obtain spectra with signal-to-noise of about 10, so that they can see and measure the Ca H and K lines, which are used to determine the redshift of the galaxy.

Wavelengths can be measured using the mouse cursor, and recorded for further analysis. The spectrometer also records the integrated apparent V magnitude of the galaxy, which is used, along with an assumed absolute magnitude, to determine the distance of the galaxy. With this information for five or six galaxies at various distances, students can plot out a Hubble diagram, determine the Hubble parameter, and estimate the age of the universe.

A wide variety of instructor-settable options are available. Instructors can construct their own galaxy fields using GENSTAR, a utility supplied by CLEA, and can even install their own image files to represent galaxies. The integration time to reach a given signal- to-noise can be set to conform to the needs of the class and the speed of the computer. Even the value of the Hubble parameter can be specified by the instructor the default is 75 km/sec/Mpc.


Hubble's law

Edwin Hubble first proposed this law in 1929 based on a study of the light received from the distant galaxies. He observed that the characteristic colors, or spectral lines (see spectrum spectrum,
arrangement or display of light or other form of radiation separated according to wavelength, frequency, energy, or some other property. Beams of charged particles can be separated into a spectrum according to mass in a mass spectrometer (see mass spectrograph).
. Click the link for more information. ), emitted by the stars in the galaxies do not have exactly the same wavelengths observed in the laboratory rather they are systematically shifted to longer wavelengths, toward the red end of the spectrum.

Such "red shifts" could occur because other galaxies are moving away from our own galaxy, the Milky Way. The change in the wavelength of light that results from the relative motion of the source and the receiver of the light is an example of the Doppler effect Doppler effect,
change in the wavelength (or frequency) of energy in the form of waves, e.g., sound or light, as a result of motion of either the source or the receiver of the waves the effect is named for the Austrian scientist Christian Doppler, who demonstrated the effect
. Click the link for more information. . The precise definition of the red shift is the increase in the wavelength divided by the original wavelength for a given relative velocity, this quantity is the same for all wavelengths or colors. For example, a red shift of 0.05 means that all wavelengths are increased by 5% because of the recessional velocity. Thus the velocity of any given galaxy is measured by its red shift.

Subsequent work has confirmed the general features of Hubble's law, but one specific part&mdashHubble's constant&mdashhas been drastically corrected. This value suggests the relative rate at which the scale of the universe changes with time. The value is currently estimated at about 45 to 46 mi (72 to 74 km) per second per megaparsec, based on studies of type 1a supernovas, which have a known brightness, using Cepheid variable stars to determine the supernovas distances. There is still some uncertainty in the value of this constant&mdasha more recent estimate based on data from the Planck space observatory was about 42 mi (67 km) per second per megaparsec, and a third, more recent method that was based on type 1a supernovas but used red giants to determine distances resulted in an estimate of about 43 mi (70 km) per second per megaparsec&mdashalthough the difference much less what it was in 1990. Hubble's original value for the expansion rate was between five and ten times too large because he underestimated the distances to the galaxies. The Hubble constant has received much attention because its reciprocal can be thought of as a time that represents the age of the universe. A low Hubble's constant implies that the universe is expanding slowly and therefore must be very old to have reached its current size. Conversely, a high estimate implies a rapid expansion and a relatively young universe. Current estimates place the age of the universe at around 13.799 billion years.

Relative Motion of the Galaxies

Hubble's law applies to all galaxies or clusters sufficiently distant from one another that gravitational forces are negligible. According to the law, these galaxies are flying away from each other at tremendous speeds as the fabric of space they occupy stretches, such that the greater the distance between any two galaxies, the greater their relative speed of separation. In other words, the expansion of the universe is roughly uniform. This empirical finding strongly supports the theory that the universe began with an explosive big bang (see cosmology cosmology,
area of science that aims at a comprehensive theory of the structure and evolution of the entire physical universe. Modern Cosmological Theories
. Click the link for more information. ).

Hubble's law was deduced from observations that indicate that the more distant a galaxy, the greater its red shift and hence the greater its velocity relative to the Milky Way. The fact that all other galaxies (with the exception of M31, the Andromeda Galaxy Andromeda Galaxy,
cataloged as M31 and NGC 224, the closest large galaxy to the Milky Way and the only one visible to the naked eye in the Northern Hemisphere. It is also known as the Great Nebula in Andromeda. It is 2.
. Click the link for more information. ) seem to be receding from the Milky Way does not imply that there is anything special about our position in space. Because the expansion of the universe is approximately uniform, it would appear to an observer in any galaxy that all other galaxies, including the Milky Way, were receding from the observer's galaxy.

Bibliography

See E. Harrison, Cosmology (1981).


Which redshift is used to determine the Hubbleconstant? - Астрономия

Hubble's Law and the Distance Scale

Hubble's Law and the Distance Scale

  • Copernicus and Kepler -- scale and dynamics of the solar system
  • Bessel -- parallax of stars, and placement of stars at vast distances
  • Hubble -- use of Cepheid variables to determine distance to galaxies
  • Hubble's Law
    • Henrietta Leavitt discovered a relationship in apparent magnitude and period for Cepheids in the Small Magellenic Cloud (SMC). Since they are all at about the same distance, she recognized that this was a period-luminosity relation.
    • Harlow Shapley set about calibrating the scale and applied it to Cepheids in the Milky Way, determining the size and scale of our galaxy. (Unfortunately, he calibrated using Pop II Cepheids in globular clusters, and so made an error.)
    • Edwin Hubble determined the distance to the Andromeda galaxy in 1924, thus proving that these "spiral nebulae" were external galaxies.
    In 1912, even before Hubble showed that galaxies are external island universes , Slipher observed the red-shifted spectral lines from galaxies. From this it had already been argued that spiral nebulae were external galaxies based on their unusual velocities.

    In 1929, Hubble published his paper announcing what is now called Hubble's Law . Recall that for v << c, redshift is given by ( Dl/l о ) = v/c

      In astrophysics, we use z = ( Dl/l о ) as the redshift , so velocities are related
      to redshift simply by

        v = cz .


      где H о is a constant of proportionality, now called the Hubble Constant . Hubble's finding implies that the more distant a galaxy, the larger the recession velocity. This leads directly to the expansion of the universe , which we will discuss in some detail.

      Before this discovery, the prevailing view was that the universe was static (in a steady state). This led Einstein, just a few years before (1915) to choose a value for an integration constant in his General Theory of Relativity that gave a static universe. He called this the biggest blunder of his life after Hubble's announcement, but his second biggest blunder was to set it to zero, thus giving a uniform expansion. We now suspect that it has some other value, such that the universe is accelerating its expansion!

      72 +/- 8 km s - 1 Mpc - 1 .

      The Astrophysical Journal, 553:47-72, 2001 May 20
      © 2001. The American Astronomical Society. All rights reserved. Printed in U.S.A.

      Final Results from theHubbleSpace Telescope KeyProject to Measure the Hubble Constant

      Wendy L. Freedman , Barry F. Madore , Brad K. Gibson , Laura Ferrarese , Daniel D. Kelson , Shoko Sakai , Jeremy R. Mould , Robert C. Kennicutt, Jr. , Holland C. Ford , John A. Graham , John P. Huchra , Shaun M. G. Hughes , Garth D. Illingworth , Lucas M. Macri , and Peter B. Stetson

      Received 2000 July 30 accepted 2000 December 19

      We present here the final results of the Космический телескоп Хаббла (HST) Key Project to measure the Hubble constant. We summarize our method, the results, and the uncertainties, tabulate our revised distances, and give the implications of these results for cosmology. Our results are based on a Cepheid calibration ofseveral secondary distance methods applied over the rangeof about 60400 Mpc.The analysis presented here benefits from a numberof recent improvements and refinements, including (1) a larger LMC Cepheid sample to define the fiducialperiod-luminosity (PL) relations, (2) a more recent HSTWide Field and PlanetaryCamera 2 (WFPC2) photometriccalibration, (3) a correction for Cepheid metallicity, and (4) a correction for incompleteness bias in theobserved Cepheid PL samples. We adopt a distancemodulus to the LMC (relative to which the more distant galaxies are measured) of m 0(LMC)= 18.50 ± 0.10 mag, or 50 kpc. New, revised distances are given for the 18 spiral galaxies for which Cepheids have been discovered as part of theKey Project, as well as for 13 additionalgalaxies with published Cepheid data. The new calibrationresults in a Cepheiddistance to NGC 4258 in better agreement with the maser distance to this galaxy. Based on these revised Cepheid distances, we find values (in km s -1 Mpc -1 ) ofH0 = 71 ± 2 (random) ± 6 (systematic) (Type Ia supernovae), H0 = 71 ± 3 ± 7 (Tully-Fisher relation), H0 = 70 ± 5 ± 6 (surface brightness fluctuations), H0 = 72 ± 9 ± 7 (Type II supernovae), and H0 = 82 ± 6 ± 9 (fundamental plane). Wecombine these results forthe different methods withthree different weighting schemes,and find good agreementand consistency with H0= 72 ± 8 km s -1 Mpc -1 . Finally,we compare these results with other, global methodsfor measuring H0.

      • between distances determined by trigonometric parallax and Cepheids,
      • and between Cepheid distances and the Redshift scale.

      The observed velocities of galaxies are due to both peculiar velocities , and to the recession velocity due to expansion of space (recessional motion is called the Hubble flow ). Since the latter grows with distance, the motions of nearby galaxies are dominated by their peculiar velocities.

      Example: The quasar PC 1247+3406 is moving away from us at over 94% of the speed of light. What is its redshift? What is its distance (parametrized with час )?

      z = ( Dl/l о ) = ( l-l о )/ l о = < [ (1+ v/c)/ (1 - v /c)] 1/2 - 1> = 2.48

      d = (c/100 час) [(z + 1) 2 - 1]/[(z + 1) 2 + 1]
      = (3 x 10 5 /100 час) (0.847) = 2.54/час Gpc


      Which redshift is used to determine the Hubbleconstant? - Астрономия

      Simultaneous measurements of distance and redshift can be used to constrain the expansion history of the universe and associated cosmological parameters. Merging binary black hole (BBH) systems are standard sirens—their gravitational waveform provides direct information about the luminosity distance to the source. There is, however, a perfect degeneracy between the source masses and redshift some nongravitational information is necessary to break the degeneracy and determine the redshift of the source. Here we suggest that the pair instability supernova (PISN) process, thought to be the source of the observed upper limit on the black hole mass in merging BBH systems at ∼ 45 ⊙ , imprints a mass scale in the population of BBH mergers and permits a measurement of the redshift-luminosity-distance relation with these sources. We simulate five years of BBH detections in the Advanced LIGO and Virgo detectors with a realistic BBH merger rate, mass distribution with smooth PISN cutoff, and measurement uncertainty. We show that after one year of operation at design sensitivity the BBH population can constrain H(z) to 6.1 % at a pivot redshift z≃ 0.8. After five years the constraint improves to 2.9 % . If the PISN cutoff is sharp, the uncertainty is smaller by about a factor of two. This measurement relies only on general relativity and the presence of a mass scale that is approximately fixed or calibrated across cosmic time it is independent of any distance ladder. Observations by future “third-generation” gravitational wave detectors, which can see BBH mergers throughout the universe, would permit subpercent cosmographical measurements to z ≳ 4 within one month of observation.


      Observations in astronomy

      The redshift observed in astronomy can be measured because the emission and absorption spectra for atoms are distinctive and well known, calibrated from spectroscopic experiments in laboratories on Earth. When the redshift of various absorption and emission lines from a single astronomical object is measured, z is found to be remarkably constant. Although distant objects may be slightly blurred and lines broadened, it is by no more than can be explained by thermal or mechanical motion of the source. For these reasons and others, the consensus among astronomers is that the redshifts they observe are due to some combination of the three established forms of Doppler-like redshifts. Alternative hypotheses and explanations for redshift such as tired light are not generally considered plausible. ⎽]

      Spectroscopy, as a measurement, is considerably more difficult than simple photometry, which measures the brightness of astronomical objects through certain filters. ⎾] When photometric data is all that is available (for example, the Hubble Deep Field and the Hubble Ultra Deep Field), astronomers rely on a technique for measuring photometric redshifts. ⎿] Due to the broad wavelength ranges in photometric filters and the necessary assumptions about the nature of the spectrum at the light-source, errors for these sorts of measurements can range up to δz = 0.5 , and are much less reliable than spectroscopic determinations. ⏀] However, photometry does at least allow a qualitative characterization of a redshift. For example, if a sun-like spectrum had a redshift of z = 1 , it would be brightest in the infrared rather than at the yellow-green color associated with the peak of its blackbody spectrum, and the light intensity will be reduced in the filter by a factor of four, (1 + z) 2 . Both the photon count rate and the photon energy are redshifted. (See K correction for more details on the photometric consequences of redshift.) ⏁]

      Local observations

      In nearby objects (within our Milky Way galaxy) observed redshifts are almost always related to the line-of-sight velocities associated with the objects being observed. Observations of such redshifts and blueshifts have enabled astronomers to measure velocities and parametrize the masses of the orbiting stars in spectroscopic binaries, a method first employed in 1868 by British astronomer William Huggins. Ε] Similarly, small redshifts and blueshifts detected in the spectroscopic measurements of individual stars are one way astronomers have been able to diagnose and measure the presence and characteristics of planetary systems around other stars and have even made very detailed differential measurements of redshifts during planetary transits to determine precise orbital parameters. ⏂] Finely detailed measurements of redshifts are used in helioseismology to determine the precise movements of the photosphere of the Sun. ⏃] Redshifts have also been used to make the first measurements of the rotation rates of planets, ⏄] velocities of interstellar clouds, ⏅] the rotation of galaxies, ΐ] and the dynamics of accretion onto neutron stars and black holes which exhibit both Doppler and gravitational redshifts. ⏆] Additionally, the temperatures of various emitting and absorbing objects can be obtained by measuring Doppler broadening – effectively redshifts and blueshifts over a single emission or absorption line. ⏇] By measuring the broadening and shifts of the 21-centimeter hydrogen line in different directions, astronomers have been able to measure the recessional velocities of interstellar gas, which in turn reveals the rotation curve of our Milky Way. ΐ] Similar measurements have been performed on other galaxies, such as Andromeda. ΐ] As a diagnostic tool, redshift measurements are one of the most important spectroscopic measurements made in astronomy.

      Extragalactic observations

      The most distant objects exhibit larger redshifts corresponding to the Hubble flow of the universe. The largest observed redshift, corresponding to the greatest distance and furthest back in time, is that of the cosmic microwave background radiation the numerical value of its redshift is about z = 1089 ( z = 0 corresponds to present time), and it shows the state of the Universe about 13.8 billion years ago, ⏈] and 379,000 years after the initial moments of the Big Bang. ⏉]

      The luminous point-like cores of quasars were the first "high-redshift" ( z > 0.1 ) objects discovered before the improvement of telescopes allowed for the discovery of other high-redshift galaxies.

      For galaxies more distant than the Local Group and the nearby Virgo Cluster, but within a thousand megaparsecs or so, the redshift is approximately proportional to the galaxy's distance. This correlation was first observed by Edwin Hubble and has come to be known as Hubble's law. Vesto Slipher was the first to discover galactic redshifts, in about the year 1912, while Hubble correlated Slipher's measurements with distances he measured by other means to formulate his Law. In the widely accepted cosmological model based on general relativity, redshift is mainly a result of the expansion of space: this means that the farther away a galaxy is from us, the more the space has expanded in the time since the light left that galaxy, so the more the light has been stretched, the more redshifted the light is, and so the faster it appears to be moving away from us. Hubble's law follows in part from the Copernican principle. ⏊] Because it is usually not known how luminous objects are, measuring the redshift is easier than more direct distance measurements, so redshift is sometimes in practice converted to a crude distance measurement using Hubble's law.

      Gravitational interactions of galaxies with each other and clusters cause a significant scatter in the normal plot of the Hubble diagram. The peculiar velocities associated with galaxies superimpose a rough trace of the mass of virialized objects in the universe. This effect leads to such phenomena as nearby galaxies (such as the Andromeda Galaxy) exhibiting blueshifts as we fall towards a common barycenter, and redshift maps of clusters showing a Fingers of God effect due to the scatter of peculiar velocities in a roughly spherical distribution. ⏊] This added component gives cosmologists a chance to measure the masses of objects independent of the mass to light ratio (the ratio of a galaxy's mass in solar masses to its brightness in solar luminosities), an important tool for measuring dark matter. ⏋]

      The Hubble law's linear relationship between distance and redshift assumes that the rate of expansion of the universe is constant. However, when the universe was much younger, the expansion rate, and thus the Hubble "constant", was larger than it is today. For more distant galaxies, then, whose light has been travelling to us for much longer times, the approximation of constant expansion rate fails, and the Hubble law becomes a non-linear integral relationship and dependent on the history of the expansion rate since the emission of the light from the galaxy in question. Observations of the redshift-distance relationship can be used, then, to determine the expansion history of the universe and thus the matter and energy content.

      While it was long believed that the expansion rate has been continuously decreasing since the Big Bang, recent observations of the redshift-distance relationship using Type Ia supernovae have suggested that in comparatively recent times the expansion rate of the universe has begun to accelerate.

      Highest redshifts

      <<#invoke:see also|seealso>> Currently, the objects with the highest known redshifts are galaxies and the objects producing gamma ray bursts. The most reliable redshifts are from spectroscopic data, and the highest confirmed spectroscopic redshift of a galaxy is that of UDFy-38135539 ⏌] at a redshift of z = 8.6 , corresponding to just 600 million years after the Big Bang. The previous record was held by IOK-1, ⏍] at a redshift z = 6.96 , corresponding to just 750 million years after the Big Bang. Slightly less reliable are Lyman-break redshifts, the highest of which is the lensed galaxy A1689-zD1 at a redshift z = 7.6 ⏎] and the next highest being z = 7.0 . ⏏] The most distant observed gamma ray burst was GRB 090423, which had a redshift of z = 8.2 . ⏐] The most distant known quasar, ULAS J1120+0641, is at z = 7.1 . ⏑] ⏒] The highest known redshift radio galaxy (TN J0924-2201) is at a redshift z = 5.2 ⏓] and the highest known redshift molecular material is the detection of emission from the CO molecule from the quasar SDSS J1148+5251 at z = 6.42 ⏔]

      Extremely red objects (EROs) are astronomical sources of radiation that radiate energy in the red and near infrared part of the electromagnetic spectrum. These may be starburst galaxies that have a high redshift accompanied by reddening from intervening dust, or they could be highly redshifted elliptical galaxies with an older (and therefore redder) stellar population. ⏕] Objects that are even redder than EROs are termed hyper extremely red objects (HEROs). ⏖]

      The cosmic microwave background has a redshift of z = 1089 , corresponding to an age of approximately 379,000 years after the Big Bang and a comoving distance of more than 46 billion light years. ⏗] The yet-to-be-observed first light from the oldest Population III stars, not long after atoms first formed and the CMB ceased to be absorbed almost completely, may have redshifts in the range of 20 < z < 100 . ⏘] Other high-redshift events predicted by physics but not presently observable are the cosmic neutrino background from about two seconds after the Big Bang (and a redshift in excess of z > 10 10 ) ⏙] and the cosmic gravitational wave background emitted directly from inflation at a redshift in excess of z > 10 25 . ⏚]

      Redshift surveys

      <<#invoke:main|main>> With advent of automated telescopes and improvements in spectroscopes, a number of collaborations have been made to map the universe in redshift space. By combining redshift with angular position data, a redshift survey maps the 3D distribution of matter within a field of the sky. These observations are used to measure properties of the large-scale structure of the universe. The Great Wall, a vast supercluster of galaxies over 500 million light-years wide, provides a dramatic example of a large-scale structure that redshift surveys can detect. ⏛]

      The first redshift survey was the CfA Redshift Survey, started in 1977 with the initial data collection completed in 1982. ⏜] More recently, the 2dF Galaxy Redshift Survey determined the large-scale structure of one section of the Universe, measuring redshifts for over 220,000 galaxies data collection was completed in 2002, and the final data set was released 30 June 2003. ⏝] The Sloan Digital Sky Survey (SDSS), is ongoing as of 2013 and aims to measure the redshifts of around 3 million objects. ⏞] SDSS has recorded redshifts for galaxies as high as 0.8, and has been involved in the detection of quasars beyond z = 6 . The DEEP2 Redshift Survey uses the Keck telescopes with the new "DEIMOS" spectrograph a follow-up to the pilot program DEEP1, DEEP2 is designed to measure faint galaxies with redshifts 0.7 and above, and it is therefore planned to provide a high redshift complement to SDSS and 2dF. ⏟]


      Age of the Universe

      The discovery that the universe is expanding led to the proposal of the big bang theory. This theory suggests that, at some point in the distant past, all of space-time itself was concentrated at a single point.

      Obtaining a value for the Hubble constant therefore allowed the first rough estimates of the age of the universe to be made.

      It was discovered in 1998, through observations of type Ia supernovae in extremely distant galaxies, that the rate of expansion of the universe is increasing. Prior to this discovery, it had been assumed that the expansion of the universe was slowing down. Taking this into account led to our current estimate for the age of the universe of around 13.8 billion years.