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La constante de Hubble: Una nueva forma de medir la expansión del Universo PDF Imprimir E-Mail
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Escrito por Pedro Díaz   
viernes, 29 de julio de 2011
Empleando un procedimiento de agrupamiento de galaxias junto otra información derivada de observaciones del Universo primigenio, los investigadores han cuantificado la constante de Hubble con una incertidumbre inferior al 5%. El nuevo trabajo está basado en datos procedentes de un sondeo de más de 125.000 galaxias.

Image

Datos del sondeo 6df Galaxy: Cada punto es una galaxia y La Tierra se encuentra en el centro de la esfera. Cortesía de International Centre for Radio Astronomy Research.


Un candidato a doctorado en Investigación del Centro Internacional de Investigación de Radioastronomía (ICRAR) en Perth, ha logrado una de las mediciones más precisas que jamás se hayan realizado acerca de la rapidez con que se está expandiendo el Universo.

Florian Beutler, candidato a doctorado en el ICRAR en la Western Australia University, ha calculado la velocidad a la que se está expandiendo el Universo cuantificando la constante de Hubble.

“La constante de Hubble es un número de gran importancia en Astronomía ya que se utiliza para calcular el tamaño y la edad del Universo”, ha manifestado Mr Beutler.

Conforme se expande el Universo, arrastra y separa otras galaxias de la nuestra. La constante de Hubble vincula la rapidez a la que se mueven con lo alejadas que están de nosotros.

Analizando la luz procedente de una galaxia lejana se puede determinar fácilmente su velocidad y dirección. Determinar la distancia de la galaxia a la Tierra resulta mucho más difícil (*). Hasta ahora, esto se ha realizado a través de la observación del brillo de elementos individuales del interior de la galaxia y haciendo uso de lo que sabemos acerca del cuerpo, podemos calcular la distancia a la que se encuentra.

Esta metodología para establecer la distancia de una galaxia a La Tierra está basada en unos supuestos bien establecidos, pero está expuesta a errores sistemáticos, por lo que Mr Beutler trata de abordar el problema empleando un procedimiento completamente diferente.

El procedimiento que ha sido publicado el 26 de julio en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, está basado en un sondeo realizado en más de 125 000 galaxias realizado con el Telescopio Schmidt del Reino Unido en la Western Australia University. El sondeo designado como “6dF Galaxy Survey”, constituye la mayor exploración realizada hasta el día de hoy en galaxias relativamente cercanas, abarcando casi la mitad del cielo.

Las galaxias no están distribuidas uniformemente por todo el espacio, sino que forman cúmulos. Empleando una medida del agrupamiento de las galaxias sometidas a examen,junto con otra información procedente de observaciones del Universo primigenio, Mr Beutler ha determinado la constante de Hubble con una incertidumbre inferior al 5%.

“Esta manera de calcular la constante de Hubble, es tan directa y precisa como otros procedimientos y proporciona una verificación independiente”, afirma el profesor Matthew Colles, Director del Observatorio Astronómico de Australia y uno de los coautores de Mr Beutler. “La nueva medida concuerda con las determinaciones realizadas anteriormente y proporciona un fuerte aval de los trabajos anteriores”.

Las determinaciones se pueden afinar aún más mediante la utilización de un muestreo mayor de galaxias.

“El enorme sondeo realizado para este trabajo, genera numerosas repercusiones científicas para los astrónomos a nivel internacional” afirma el profesor Lister Staveley-Smith sudirector de Ciencias del ICRAR. El nuevo valor de la constante de Hubble es 67,0 ± 3,2 km s-1 Mpc-1

Fuente: Science Daily

(*) N del T. Para determinar la distancia de una galaxia a La Tierra, inicialmente se utilizaron las ceféidas variables. Posteriormente se corrigió el sistema, puesto que se vio que había dos tipos diferentes de ceféidas. Más tarde se comenzó a utilizar para las más lejanas su corrimiento hacia el rojo, "designado como z", e incluso también se utiliza su luminosidad (relacionando la aparente con la real).

Los procedimientos más fiables son el de las ceféidas (corregido), luego el del "valor de z" y por último el de la luminosidad aparente.

El método de las ceféidas consiste en buscar estrellas variables cefeidas en la galaxia y medir el tiempo que tarda la estrella en completar un ciclo de variación de brillo. De esto se puede deducir su luminosidad. Se mide su brillo aparente y usando la ley del inverso del cuadrado se calcula su distancia. Como el tamaño de la galaxia es relativamente pequeño comparándolo con la distancia que nos separa de ella, la distancia a la variable ceféida será también, con buena aproximación, la distancia a la galaxia en la que se encuentra.

La distancia a una estrella se puede medir por el método del paralaje, pero este sistema solo es válido para distancias menores a 320 años luz (unos 10 parsecs), debido a que el ángulo mas pequeño que podemos medir es de 0,01 segundos de arco.
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