Relación desplazamiento al rojo vs. distancia. Fuente: Wikipedia

 

Si hay un fenómeno físico importantísimo para cosmología y que sea conocido por todo el mundo, ese sin duda es el desplazamiento al rojo. Y es importantísimo porque gracias al desplazamiento al rojo, cambió por completo nuestra forma de ver y entender el Universo.
El espectro muestra las líneas características de un elemento. Los objetos al alejarse de nosotros presentan en su espectro un desplazamiento en la longitud de onda de las líneas espectrales respecto a como se ven en un laboratorio. Este efecto es el conocido como desplazamiento al rojo o efecto Doppler (un ejemplo de la vida común es la diferencia de como suena un sonido al aproximarse a nosotros su fuente (p.e. la sirena de una ambulancia) o a la alejarse). Sin embargo, hay varios tipos.

Desplazamiento al rojo Doppler
Es el más importante en las observaciones estelares. Como se indicó antes, es similar a lo que ocurre con el sonido de la sirena de una ambulancia según pasa delante de nosotros. Comparando las posiciones de las líneas espectrales conocidas en un laboratorio con las observadas en la estrella, podemos ver:
      z = delta(L) / L(0)
donde z es el desplazamiento al rojo, delta es la función de diferencia (p.e. si v(i) es velocidad inicial, v(f) es velocidad final, delta(v)=v(f)-v(i)), L la longitud de onda de la línea espectral observada y L(0) la longitud de onda de la línea espectral en el laboratorio.
También se establece que:
      z = v / c
donde v es la velocidad relativa del objeto y c la velocidad de la luz. Por ejemplo esta sencilla ecuación nos permitiría medir, mediante una análisis espectral, la velocidad de movimiento de las capas externas de las estrellas variables cefeidas.
Desplazamiento al rojo cosmológico
En 1926 Edwin Hubble determinó que la técnica del desplazamiento al rojo Doppler que gran número de galaxias presentaban un desplazamiento al rojo independientemente de la dirección en la que se observase. Presentando en un diagrama velocidad contra distancia (ver diagrama del post), aparece una correlación entre desplazamiento al rojo y distancia. La conclusión de semejante descubrimiento fue que el Universo se está expandiendo. El gradiente del gráfico es la llamada constante de Hubble, H(0). Originalmente el valor de H(0) fue 500 Kms/s.Mpc: estimaciones modernas calculan que el valor varía de 60 a 75 Kms/s.Mpc.
La explicación a este fenómeno es que un fotón es afectado por la expansión del espacio, alargando la longitud de onda, de modo que el fotón progresivamente presenta longitudes de onda más rojas. Hay que destacar que el desplazamiento al rojo Doppler es causado por el movimiento relativo de los cuerpos a través del espacio, mientras que el cosmológico es el resultado de la expansión cosmológica. Por tanto, la velocidad de recesión es solo una velocidad aparente. Se establece que:
      v = H(0) D      (Válida para distancias pequeñas)
      z = H(0) D / c       (Válida para distancias hasta 1000 Mpc)
donde v es la velocidad de recesión, z es el desplazamiento y D la distancia en Mpc. Estas medidas son sensibles a la incertidumbre del valor de H(0) y a las llamadas velocidades peculariares (El desplazamiento al rojo Doppler propio de un objeto debido a sus propios movimientos independientemente de la expansión del espacio)
Desplazamiento al rojo gravitacional
Los campos gravitatorios intentos (p.e. cerca de un agujero negro) pueden producir desplazamiento al rojo, pero no suele importante a efectos de determinación de distancias.
Se puede encontrar un fabuloso artículo sobre ondas gravitacionales en el blog Astrofísica y Física de Verónica Casanova.
Edwin Hubble
Existe una dependencia lineal entre el corrimiento al rojo y la distancia de las galaxias: a mayores distancias mayor corrimiento al rojo, siendo proporcional a la velocidad de recesión. Si bien, solamente es válido en el Universo local (z<0,1)
La constante de Hubble, H(0) tiene gran importancia. Siendo v la velocidad de recesión y d la distancia, tenemos:
      v = H(0) x d
Está sencilla fórmula muestra que todas las galaxias se están alejando de nosotros, a pesar de que por la atracción gravitatoria ésto no debería ser así. En realidad, nosotros no estamos en un punto privilegiado del Universo, y todas las galaxias se alejan unas de otras: el fenómeno se vería igual desde cualquier galaxia diferente a la nuestra. Sin embargo, hay que tener en cuenta las llamadas velocidades peculiares, que pueden causar desviaciones de la Ley de Hubble, como por ejemplo la interacción gravitatoria entre miembros de los cúmulos de galaxias, o nuestra galaxia vecina M31 (galaxia de Andrómeda) que presenta un corrimiento al azul.
Para objetos lejanos se usa el corrimiento al rojo cosmológico, resultado del incremento de nuestra separación del objeto observado. Dicho incremento es proporcional a la distancia al objeto: la luz que viene del objeto necesita más tiempo en viajar al expandirse el Universo. La longitud de onda de la es alargada por la expansión ya que no es ajena a la misma.
Principio Cosmológico
Así, se dice que el Universo es:
homogeneo: tiene una apariencia uniforme
isotrópico: no existe una dirección preferente
De este modo todos los observadores del Universo, independientemente de su posición, medirán el mismo fenómeno.
La separación entre galaxias aumenta en proporción a sus distancia intrínsecas pero no hay un concepto de “afuera”: el Universo no se expande dentro de una entidad mayor, todo lo que existe está contenido en el espacio-tiempo en expansión. Hay que aclarar que esta expansión no afecta a objetos pequeños como estrellas, planetas…
Otra consecuencia de la homogeneidad del Universo es la posibilidad de definir un tiempo cósmico de modo que se sincronizasen relojes de varios puntos del mismo. Por ejemplo se podría usar como referencia el momento en el que el CBR alcanzó una temperatura concreta.

 

En 1926, Hubble realizó observaciones espectroscópicas encontrando desplazamiento al rojo en 40 galaxias próximas. Al realizar un gráfico de distancia contra desplazamiento al rojo, encontró que a medida que crecía la distancia (calculada mediante variables cefeidas), aumentaba el desplazamiento al rojo, y por lo tanto mayor velocidad de recesión (o alejamiento). Asumiendo el principio cosmológico por el cual se supone que el Universo es homogeneo e isotrópico, la posición de nuestra Galaxia no es especial: hipotéticos observadores en galaxias remotas observarían lo mismo. Todas las galaxias se están alejando unas de otras.La constante de Hubble nos da el ratio de expansión y fue calculada originalmente en un valor de 500 kms/s.Mpc. Actualmente el valor de la misma se estima entre 60 y 75 kms/s.Mpc. Esta gran discrepancia surge en parte a un fenómeno llamado movimiento propio de las galaxias, y que son movimientos intrínsecos de la misma en el espacio, independientemente de la expansión cosmológica, pudiendo ser desde nuestro punto de vista positivos o negativos.

Así, por ejemplo nuestra Galaxia y M31 se mueven ambas hacia el cúmulo de Virgo, y este movimiento no es debido a la expansión del Universo. Hubble se centró en galaxias cercanas (por obvias limitaciones técnicas de la época), donde dicho efecto es más notable. Sin embargo las galaxias cercanas el componente cosmológico se hace lo suficientemente notable como para ser mayor que el movimiento propio.
En aquella época, observar galaxias cercanas implicaba que la observación se veía muy afectada por el movimiento propio: sin embargo, observar galaxias lejanas tenía como problema, el conocimiento exacto de la distancia, ya que por aquel entonces la principal manera de calcularla era mediante la observación de estrellas cefeidas, pero en galaxias lejanas eran inobservables. No fue hasta 1968 cuando se mejoró la forma de medir las distancias a las galaxias.

Tal y como se anunció ayer (ver artículo “Los físicos acarician el sueño de una teoría unificada“), se han encontrado por primera ver evidencias observacionales del modelo inflacionario, e indirectamente, también de la existencia de las ondas gravitatorias. El experimento BICEP2 ha detectado el denominado modo B de polarización. Este modo únicamente puede ocurrir como consecuencia de la existencia de ondas gravitacionales.
El descubrimiento pasará a la historia de la Física, y sobre todo de la Cosmología. Las implicaciones del hallazgo son diversas, y entre ellas principalmente: Evidencias observacionales del modelo inflacionario (considerado hasta ahora por muchos como algo “ad hoc”), posibilidad de que quizás el Universo surgió de un vacío cuántico y, como ya hemos indicado, una nueva comprobación indirecta de la existencia de ondas gravitacionales.
No voy a hablar aquí de estos conceptos: os presentaré enlaces a varios excelentes artículos que lo tratan (los encontraréis al final del todo). En este artículo lo que os presento son 10 preguntas sobre temas relacionados con la Cosmología y la Física implicada en su estudio, y sus correspondientes respuestas.
Comencemos…


1.- ¿Qué fuerzas/interacciones existen en la naturaleza?

Son cuatro:
– La interacción gravitatoria, tiene como partícula mediadora un bosón sin masa y aún por descubrir, llamado gravitón. Además tiene un alcance infinito. Sin embargo, el modelo estándar no incorpora la gravedad debido a la magnitud extremadamente baja de esta fuerza. Para hacernos una idea, si la fuerza gravitacional es 1, la débil sería 10^31, la electromagnética 10^36 y la fuerte 10^37. No obstante, no hay que olvidar que esta es la fuerza que modela el Universo que observamos.
– En la interacción electromagnética actúa una partícula mediadora llamada fotón y que es un bosón sin masa, proporcionando a esta interacción alcance infinito. La producción de pares, es una interacción muy importante a nivel cosmológico. Por ejemplo un fotón decae en un positrón y un electrón virtual, y el electrón virtual es convertido en un electrón real mediante la interacción con un núcleo. La interacción con el núcleo es necesaria para evitar una violación de la ley de la conservación del momento. Otro proceso es la aniquilación de un positrón con un electrón, cuyo resultado genera dos fotones reales. Ambos procesos son de gran importancia para el universo temprano.
– La interacción fuerte es la que existe entre partículas con color y cuyas partículas mediadoras son ocho diferentes gluones que carecen de masa. A pesar de no tener masa, al igual que los fotones, el alcance es muy pequeño. Los quarks no aparecen solos en el Universo: aparecen juntos formación hadrones. A esto se le denomina el confinamiento de los quarks. Además, si se intenta separar un quark de un hadrón aportando energía, dicha energía es convertida en más quarks confinados en más hadrones. Si dos quarks intercambian un gluón, el quark cambiará su color.
– En la década de los años 60 fue presentada la teoría electrodébil, que combina la teoría cuántica de las interacciones débiles y electromagnéticas. La interacción débil es una interacción de corto alcance, donde sus partículas mediadoras son los bosones W+, W- y Z0. Mediante esta interacción el neutrón decae en un protón, un electrón y un antineutrino electrónico. Este proceso recibe el nombre de decaimiento beta y nos revela que la carga Q, el número bariónico B y los números leptónicos L, L(e), L(m) y L(t) son conservados. Los bosones W- y W+ son los mediadores en los decaimientos de tipo mu y anti-mu. En el caso del Z0, es el mediador de la creación del par muón/antimuón por la aniquilación mutua entre un electrón y un positrón.
2.- ¿Qué grandes eras podemos distinguir en la existencia de nuestro Universo?
Podemos distinguir tres eras en la existencia del Universo:
      0. Era inflacionaria. Dado que hay regiones en el Universo que por la teoría del Big Bang no pudieron estar en contacto, pero que sin embargo tienen la misma temperatura (Basado en observaciones del CBR (Radiación de fondo cósmico)) el modelo inflacionario propone que el Universo se creo por una rápida y acelerada expansión. En ella se supone que se dio la gran unificación de las fuerzas de la naturaleza (GUT). Duro desde el momento 10^(-40) seg (*) hasta 10^(-32) seg, y de z=10^38 a z=10^33 (**).
      1. Antes del CBR  fue la era dominada por la radiación. Esta era se divide en época de los Quarks o época electrodébil (duro hasta los 10^(-10) seg y z=10^18), época de los leptones (durante la cual se formaron los protones y neutrones, que duro hasta los 100 seg y z=10^10) y época de los fotones (en la cual se dio la nucleosíntesis del Helio, que duro hasta los 10^13 seg. Esta última época también formo parte de la era dominada por la materia.
      2. La era dominada por la materia comenzó cuando el Universo tenía unos 300.000 años de edad. En esta era se formaron las galaxias cuando el Universo tenía 10^16 seg y z=12, y es en la que actualmente nos encontramos.
Nuevas teorías sugieren una nueva cuarta era para el futuro, la era dominada por el vacío. En esta era la repulsión gravitatoria del vacío superará la de atracción gravitatoria de la materia.
3.- ¿Cómo se mapea el Universo?
El Universo se puede mapear o bien mediante una escala temporal o bien por su distribución espacial.
– Escala temporal: El desplazamiento al rojo puede ser usado como unidad de tiempo y es la unidad de medida cosmológica de tiempo y distancia. En la medida que la luz emitida por un objeto necesita tiempo para viajar, nosotros al observarla estamos mirando al pasado. A mayores desplazamientos al rojo, estamos viendo un Universo más joven y pequeño.
– Distribución espacial Tenemos varias escalas:
   – Sistema Solar: con un tamaño de 1,2×10^13 m, esta a 8,2 Kpc (*) del centro de la Vía Láctea y completa una vuelta a su alrededor cada 200.000.000 años.
   – Vía Láctea: Con un diámetro de 30 Kpc y 100.000.000.000 estrellas
   – Grupo local de galaxias: Con un diámetro de 1 Mpc
   – Estructuras de gran escala.
4.- ¿Cómo se organiza el Universo a gran escala?
Nuestra galaxia es una galaxia espiral en cuyos brazos hay abundancia de estrellas brillantes y jóvenes, y nubes de gas. Rodeando la galaxia hay un halo de cúmulos globulares que contienen las estrellas más viejas. Nuestra galaxia pertenece al denominado Grupo Local, formado por más de 40 galaxias y entre las cuales destacan principalmente la nuestra y la Galaxia de Andrómeda (M31). Las galaxias espirales son gigantes.
También existen galaxias irregulares, que no presentan una estructura regular. Son de menor tamaño que las espirales
Un tercer grupo son las galaxias elípticas, clasificadas en función de su forma elíptica. El índice se calcula con n=10(1-b/a), donde a es el semieje mayor y b el menor. Estas galaxias cubren un amplio rango de tamaños y, a diferencia de las irregulares y espirales, no presentan gas interestelar.
En la figura incluida en la entrada se puede ver la clasificación de las galaxias realizada por Hubble.
A gran escala podemos encontrar:
   – Un cúmulo de galaxias es un sistema de galaxias unido gravitacionalmente, y que contiene de cientos a miles de galaxias. Dominan las galaxias espirales y su tamaño espacial va de 1 Mpc (p.e. nuestro Grupo Local) a 8 Mpc (p.e. el cúmulo de Virgo).
   – Los super-cúmulos de galaxias son estructuras aún mayores que agrupan los cúmulos de galaxias.
   – Vacíos con diámetros típicos de 90 Mpc y una densidad de solamente 20%.
   – Filamentos que rodean los vacíos, con extensión de 30 a 50 Mpc y delgados compuestos de galaxias. Un ejemplo muy claro es la denominada “Gran Muralla”, de 90×260 Mpc cuadrados. Ver segunda imagen de la entrada.
5.- ¿En qué consiste la teoría de la Relatividad?
La teoría de la relatividad formulada por Einstein a principios del siglo XX constituye uno de los pilares de la cosmología moderna. La relatividad se compone de relatividad especial y general.
– Relatividad especial: Trata de marcos inerciales y velocidades cercanas a la de la luz. Hay dos consecuencias, la contracción de la longitud y la dilatación del tiempo. El espacio y el tiempo no son absolutos: crea el concepto de espacio-tiempo con coordenadas (x,y,z,t).
– Relatividad general: Trata de marcos acelerados. Es una teoría de la gravedad y es fundamental en la cosmología, pues la gravedad es la fuerza dominante a escalas cosmológicas. Creada de la equivalencia entre la masa y la energía, asocia la presencia de masa o energía en un espacio-tiempo curvado. En un gráfico reducido a dos dimensiones con una masa, el espacio-tiempo se podría asemejar a una sábana con una bola de masa hundiéndola: más profundidad a más masa. Una partícula moviéndose en un espacio-tiempo curvado sigue una trayectoria curvada hacia la masa. Una geodésica, en el contexto relativista, sería el camino de una partícula en un espacio-tiempo curvo. La geodésica es el camino más corto entre dos puntos en el espacio-tiempo.
6.- ¿Qué es la ley de Hubble?
Existe una dependencia lineal entre el corrimiento al rojo y la distancia de las galaxias: a mayores distancias mayor corrimiento al rojo, siendo proporcional a la velocidad de recesión. Si bien, solamente es válido en el Universo local (z<0,1). La constante de Hubble, H(0) tiene gran importancia. Siendo v la velocidad de recesión y d la distancia, tenemos:
      v = H(0) x d
Está sencilla fórmula muestra que todas las galaxias se están alejando de nosotros, a pesar de que por la atracción gravitatoria ésto no debería ser así. En realidad, nosotros no estamos en un punto privilegiado del Universo, y todas las galaxias se alejan unas de otras: el fenómeno se vería igual desde cualquier galaxia diferente a la nuestra. Sin embargo, hay que tener en cuenta las llamadas velocidades peculiares, que pueden causar desviaciones de la Ley de Hubble, como por ejemplo la interacción gravitatoria entre miembros de los cúmulos de galaxias, o nuestra galaxia vecina M31 (galaxia de Andrómeda) que presenta un corrimiento al azul. 
Para objetos lejanos se usa el corrimiento al rojo cosmológico, resultado del incremento de nuestra separación del objeto observado. Dicho incremento es proporcional a la distancia al objeto: la luz que viene del objeto necesita más tiempo en viajar al expandirse el Universo. La longitud de onda de la es alargada por la expansión ya que no es ajena a la misma.
En 1926, Hubble realizó observaciones espectroscópicas encontrando desplazamiento al rojo en 40 galaxias próximas. Al realizar un gráfico de distancia contra desplazamiento al rojo, encontró que a medida que crecía la distancia (calculada mediante variables cefeidas), aumentaba el desplazamiento al rojo, y por lo tanto mayor velocidad de recesión (o alejamiento). Asumiendo el principio cosmológico por el cual se supone que el Universo es homogeneo e isotrópico, la posición de nuestra Galaxia no es especial: hipotéticos observadores en galaxias remotas observarían lo mismo. Todas las galaxias se están alejando unas de otras.
La constante de Hubble nos da el ratio de expansión y fue calculada originalmente en un valor de 500 kms/s.Mpc. Actualmente el valor de la misma se estima entre 60 y 75 kms/s.Mpc. Esta gran discrepancia surge en parte a un fenómeno llamado movimiento propio de las galaxias, y que son movimientos intrínsecos de la misma en el espacio, independientemente de la expansión cosmológica, pudiendo ser desde nuestro punto de vista positivos o negativos. Así, por ejemplo nuestra Galaxia y M31 se mueven ambas hacia el cúmulo de Virgo, y este movimiento no es debido a la expansión del Universo. Hubble se centró en galaxias cercanas (por obvias limitaciones técnicas de la época), donde dicho efecto es más notable. Sin embargo las galaxias cercanas el componente cosmológico se hace lo suficientemente notable como para ser mayor que el movimiento propio. En aquella época, observar galaxias cercanas implicaba que la observación se veía muy afectada por el movimiento propio: sin embargo, observar galaxias lejanas tenía como problema, el conocimiento exacto de la distancia, ya que por aquel entonces la principal manera de calcularla era mediante la observación de estrellas cefeidas, pero en galaxias lejanas eran inobservables. No fue hasta 1968 cuando se mejoró la forma de medir las distancias a las galaxias.
7.- ¿Qué es el principio Cosmológico?
Se dice que el Universo es:
– Homogéneo: tiene una apariencia uniforme
– Isotrópico: no existe una dirección preferente
De este modo todos los observadores del Universo, independientemente de su posición, medirán el mismo fenómeno. 
La separación entre galaxias aumenta en proporción a sus distancia intrínsecas pero no hay un concepto de “afuera”: el Universo no se expande dentro de una entidad mayor, todo lo que existe está contenido en el espacio-tiempo en expansión. Hay que aclarar que esta expansión no afecta a objetos pequeños como estrellas, planetas…
Otra consecuencia de la homogeneidad del Universo es la posibilidad de definir un tiempo cósmico de modo que se sincronizasen relojes de varios puntos del mismo. Por ejemplo se podría usar como referencia el momento en el que el CBR alcanzó una temperatura concreta.
8.- ¿Qué es la radiación cósmica de fondo?
La radiación cósmica de fondo (o CBR, de Cosmic Background Radiation) fue predecida en 1948 por Gamow, y posteriormente en 1964 por Dicke. Si bien fue descubierta por Penzias y Wilson, el CBR fue detectado por primera vez en 1941 por Mckellar.
Las observaciones (principalmente del satélite COBE) establecieron que el CBR tiene esencialmente un perfecto espectro de cuerpo negro de Planck (ver figura del post), con una temperatura de 2,728 K y extremadamente isotrópico: en escalas angulares de aproximadamente 7º, la variación es únicamente de 1/100.000. El CBR, además constituye la justificación más importante del principio cosmológico por el cual el Universo es isotrópico en grandes distancias angulares. Actualmente, el pico del CBR se encuentra en la región de las microondas, si bien a medida que observamos hacia el pasado, la longitud de onda se hace menor y aumenta su temperatura, alcanzando los 10^9 K en los momentos de la nucleosíntesis primordial. Por ejemplo, en observaciones de quásares con z=2, se ha detectado que el CBR tiene una temperatura de 10 K, coincidiendo con los modelos establecidos.
9.- ¿Cuál es el modelo del Big Bang Caliente?
El modelo del Big Bang Caliente (Hot Big Bang) es el principal modelo cosmológico junto con el modelo inflaccionario. En él, las partículas y interacciones no gravitatorias forman parte importante dentro del modelo debido a que gobiernan la evolución a altas temperaturas y densidades. Algo importante dentro del modelo, es la llamada ruptura de simetría, que ocurre cuando las cuatro interacciones divergen de la única que se cree que existía en los primeros instantes del Universo (ya en 1970 Glashow, Salam y Weinberg propusieron que la fuerza electromagnética y la nuclear débil podían ser expresadas como la manifestación de una única: la electrodébil). Así se espera que a mayores temperaturas, la fuerzas se puedan unificar.
El modelo del Big Bang caliente se aplica para instantes posteriores a 10^(-32) segundos desde la creación del Universo. En momentos anteriores usaremos el modelo inflacionario. El gran éxito del modelo del Big Bang caliente es enorme acuerdo entre el modelo y las observaciones realizadas.Por otro lado, mediante la radiación de fondo cósmico (CBR) obtenemos una imagen del Universo cuando sólo tenía 300.000 años de antigüedad. El Universo temprano era difuso y no se podía observar nada directamente, lo cual limita nuestra capacidad de estudiarlo.
10.- ¿Qué evidencias observacionales existen del Big Bang?

El modelo de Big Bang caliente está apoyado en observaciones que no son directamente realizadas en las épocas en las que el Universo era caliente. Estas son:
1.- Todas las galaxias distantes tienen un desplazamiento al rojo (y nunca al azul) que indica expansión.
2.- Las abundancias de elementos ligeros como el hidrógeno, helio-3, helio-4 o litio, no pueden ser explicadas únicamente mediante la evolución estelar.
3.- La radiación de fondo cósmico es isotrópica e indica que en dicho periodo caliente el Universo era extremadamente uniforme.

Enlaces a artículos sobre el modelo inflacionario, ondas gravitatorias….

– Sobre ondas gravitatorias: “Ondas Gravitatorias. Carnaval de la Física“. Astrofísica y Física
– Experimento BICEP2: “El universo saca Bicep2“. Cuentos Cuánticos
– Mas sobre BICEP2: “BICEP2 obtiene la primera prueba directa de la inflación cósmica“. La Ciencia de la Mula Francis/Naukas
– Modelo inflacionario: “Universo Inflacionario: Parte I – Planteamiento e Introducción“. Cuentos Cuánticos
– Campo de Higgs electrodébil: “El campo de Higgs electrodébil“. Vega 0.0

Notas: 
– El valor 10^10 equivale a un 10 elevado a la décima potencia o 10.000.000.000, 10^(-3) equivaldría a 0,001. 
– Z es una variable usada para “medir las distancias en el Universo”. En próximas entradas se concretará su uso y verdadero significado. De momento sirva indicar que mayores valores indican mayores distancias.
– 1 Mpc=1000 Kpc. 1 Kpc=3,26 años luz.
25 Oct / 2013

La ley de Hubble

Existe una dependencia lineal entre el corrimiento al rojo y la distancia de las galaxias: a mayores distancias mayor corrimiento al rojo, siendo proporcional a la velocidad de recesión. Si bien, solamente es válido en el Universo local (z<0,1)

La constante de Hubble, H(0) tiene gran importancia. Siendo v la velocidad de recesión y d la distancia, tenemos:
      v = H(0) x d
Está sencilla fórmula muestra que todas las galaxias se están alejando de nosotros, a pesar de que por la atracción gravitatoria ésto no debería ser así. En realidad, nosotros no estamos en un punto privilegiado del Universo, y todas las galaxias se alejan unas de otras: el fenómeno se vería igual desde cualquier galaxia diferente a la nuestra. Sin embargo, hay que tener en cuenta las llamadas velocidades peculiares, que pueden causar desviaciones de la Ley de Hubble, como por ejemplo la interacción gravitatoria entre miembros de los cúmulos de galaxias, o nuestra galaxia vecina M31 (galaxia de Andrómeda) que presenta un corrimiento al azul.
Para objetos lejanos se usa el corrimiento al rojo cosmológico, resultado del incremento de nuestra separación del objeto observado. Dicho incremento es proporcional a la distancia al objeto: la luz que viene del objeto necesita más tiempo en viajar al expandirse el Universo. La longitud de onda de la es alargada por la expansión ya que no es ajena a la misma.
Principio Cosmológico
Así, se dice que el Universo es:
homogeneo: tiene una apariencia uniforme
isotrópico: no existe una dirección preferente
De este modo todos los observadores del Universo, independientemente de su posición, medirán el mismo fenómeno.
La separación entre galaxias aumenta en proporción a sus distancia  intrínsecas pero no hay un concepto de “afuera”: el Universo no se expande dentro de una entidad mayor, todo lo que existe está contenido en el espacio-tiempo en expansión. Hay que aclarar que esta expansión no afecta a objetos
pequeños como estrellas, planetas…
Otra consecuencia de la homogeneidad del Universo es la posibilidad de definir un tiempo cósmico de modo que se sincronizasen relojes de varios puntos del mismo. Por ejemplo se podría usar como referencia el momento en el que el CBR alcanzó una temperatura concreta.
Arranca la ponencia

Tras la divertida ponencia sobre el Big Bang, Javier Armentia toma el relevo para continuar la historia del Universo a una velocidad vertiginosa. Javier nos habló sobre las primeras galaxias que aparecieron en el Universo. Presenta dos ejemplos de galaxias muy antiguas: MACS 0647-1D, captada por el Telescopio Espacial Hubble (HST) en 2001 y situada a 13.300 millones de años luz, y UDFj 39546284, capturada en una imagen de campo profundo por el HST y que tiene un valor z=11,9 (lo que implica que se es una imagen de cuando el Universo tenía una edad entre 350 y 600 millones de años).

Galaxias muy muy lejanas

Personajes claves para comprender la naturaleza de las galaxias fueron Henrietta Leavitt (quién analizó miles de espectros estelares y permitió determinar las distancias a las galaxias gracias a las estrellas cefeidas) y Edwin Hubble. En 1913 se mide la distancia a la Pequeña Nube de Magallanes y en 1923 a la galaxia de Andrómeda (M31). Sin embargo el descubrimiento que revolucionó nuestro concepto del Universo fue que las galaxias se alejan más rápidamente cuanto más lejos están. 

Javier nos explica como se determinan las distancias a cuerpos tan lejanos

A continuación presentó la clasificación de Hubble de las galaxias, dividiéndolas según su morfología en espirales, elípticas e irregulares. Poco a poco se empezó a abandonar el concepto de galaxia como ‘universo isla’: se comienza a ver que las galaxias se agrupan (presentando a gran escala vacíos y regiones con mayor densidad de galaxias), interactúan,…

Viajando al pasado

También habla de la importancia de la materia oscura y de la estructura a gran escala, donde se aprecian claramente la agrupación de las galaxias en regiones filamentosas rodeadas por vacíos. Es notable la similitud entre esta forma y por ejemplo la estructura filamentosa de la red neuronal de nuestro cerebro o la iluminación nocturna de Europa. Para finalizar aborda la tasa de creación de estrellas, indicando que ésta es cada vez menor, entre otros motivos causado por la propia expansión de Universo -que frena la actuación de la gravedad-.

¿Camino de un universo frío?

En 1926, Hubble realizó observaciones espectroscópicas encontrando desplazamiento al rojo en 40 galaxias próximas. Al realizar un gráfico de distancia contra desplazamiento al rojo, encontró que a medida que crecía la distancia (calculada mediante variables cefeidas), aumentaba el desplazamiento al rojo, y por lo tanto mayor velocidad de recesión (o alejamiento). Asumiendo el principio cosmológico por el cual se supone que el Universo es homogeneo e isotrópico, la posición de nuestra Galaxia no es especial: hipotéticos observadores en galaxias remotas observarían lo mismo. Todas las galaxias se están alejando unas de otras.

La constante de Hubble nos da el ratio de expansión y fue calculada originalmente en un valor de 500 kms/s.Mpc. Actualmente el valor de la misma se estima entre 60 y 75 kms/s.Mpc. Esta gran discrepancia surge en parte a un fenómeno llamado movimiento propio de las galaxias, y que son movimientos intrínsecos de la misma en el espacio, independientemente de la expansión cosmológica, pudiendo ser desde nuestro punto de vista positivos o negativos. Así, por ejemplo nuestra Galaxia y M31 se mueven ambas hacia el cúmulo de Virgo, y este movimiento no es debido a la expansión del Universo. Hubble se centró en galaxias cercanas (por obvias limitaciones técnicas de la época), donde dicho efecto es más notable. Sin embargo las galaxias cercanas el componente cosmológico se hace lo suficientemente notable como para ser mayor que el movimiento propio. En aquella época, observar galaxias cercanas implicaba que la observación se veía muy afectada por el movimiento propio: sin embargo, observar galaxias lejanas tenía como problema, el conocimiento exacto de la distancia, ya que por aquel entonces la principal manera de calcularla era mediante la observación de estrellas cefeidas, pero en galaxias lejanas eran inobservables. No fue hasta 1968 cuando se mejoró la forma de medir las distancias a las galaxias.

Para ver post anteriores se puede acceder al listado en el apartado Artículos.

[This post participates in the Carnival of Space #186 at Weirdwarp
 
Si hay un fenómeno físico importantísimo para cosmología y que sea conocido por todo el mundo, ese sin duda es el desplazamiento al rojo. Y es importantísimo porque gracias al desplazamiento al rojo, cambió por completo nuestra forma de ver y entender el Universo. 
El espectro muestra las líneas características de un elemento. Los objetos al alejarse de nosotros presentan en su espectro un desplazamiento en la longitud de onda de las líneas espectrales respecto a como se ven en un laboratorio. Este efecto es el conocido como desplazamiento al rojo o efecto Doppler (un ejemplo de la vida común es la diferencia de como suena un sonido al aproximarse a nosotros su fuente (p.e. la sirena de una ambulancia) o a la alejarse). Sin embargo, hay varios tipos.

Relación desplazamiento al rojo vs. distancia. Fuente: Wikipedia

Desplazamiento al rojo Doppler
Es el más importante en las observaciones estelares. Como se indicó antes, es similar a lo que ocurre con el sonido de la sirena de una ambulancia según pasa delante de nosotros. Comparando las posiciones de las líneas espectrales conocidas en un laboratorio con las observadas en la estrella, podemos ver:
      z = delta(L) / L(0)
donde z es el desplazamiento al rojo, delta es la función de diferencia (p.e. si v(i) es velocidad inicial, v(f) es velocidad final, delta(v)=v(f)-v(i)), L la longitud de onda de la línea espectral observada y L(0) la longitud de onda de la línea espectral en el laboratorio. 
También se establece que:
      z = v / c
donde v es la velocidad relativa del objeto y c la velocidad de la luz. Por ejemplo esta sencilla ecuación nos permitiría medir, mediante una análisis espectral, la velocidad de movimiento de las capas externas de las estrellas variables cefeidas.
Desplazamiento al rojo cosmológico
En 1926 Edwin Hubble determinó que la técnica del desplazamiento al rojo Doppler que gran número de galaxias presentaban un desplazamiento al rojo independientemente de la dirección en la que se observase. Presentando en un diagrama velocidad contra distancia (ver diagrama del post), aparece una correlación entre desplazamiento al rojo y distancia. La conclusión de semejante descubrimiento fue que el Universo se está expandiendo. El gradiente del gráfico es la llamada constante de Hubble, H(0). Originalmente el valor de H(0) fue 500 Kms/s.Mpc: estimaciones modernas calculan que el valor varía de 60 a 75 Kms/s.Mpc.
La explicación a este fenómeno es que un fotón es afectado por la expansión del espacio, alargando la longitud de onda, de modo que el fotón progresivamente presenta longitudes de onda más rojas. Hay que destacar que el desplazamiento al rojo Doppler es causado por el movimiento relativo de los cuerpos a través del espacio, mientras que el cosmológico es el resultado de la expansión cosmológica. Por tanto, la velocidad de recesión es solo una velocidad aparente. Se establece que:
      v = H(0) D      (Válida para distancias pequeñas)
      z = H(0) D / c       (Válida para distancias hasta 1000 Mpc)
donde v es la velocidad de recesión, z es el desplazamiento y D la distancia en Mpc. Estas medidas son sensibles a la incertidumbre del valor de H(0) y a las llamadas velocidades peculariares (El desplazamiento al rojo Doppler propio de un objeto debido a sus propios movimientos independientemente de la expansión del espacio) 
Desplazamiento al rojo gravitacional
Los campos gravitatorios intentos (p.e. cerca de un agujero negro) pueden producir desplazamiento al rojo, pero no suele importante a efectos de determinación de distancias.
Se puede encontrar un fabuloso artículo sobre ondas gravitacionales en el blog Astrofísica y Física de Verónica Casanova.

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Dos tristes noticias para el mundo de la astronomía.
El Dr. Brian Marsden, director del MPC (Minor Planet Center) y astrónomo del Smithsonian Astrophysical Observatory, falleció el día 18 de Noviembre a la edad de 73 años. El Dr. Brian Marsden era un destacado astrónomo especializado en astrometría, asteroides y cometas. Entre sus logros destacados se encuentra el pronóstico del retorno del cometa Swift-Tuttle, progenitor de los meteoros Perseidas. También fue un activo defensor de no considerar a Plutón como un planeta. DEP.
El Dr. Allan Sandage, destacado cosmólogo, falleció el día 13 de Noviembre a la edad de 84 años. El Dr. Allan Sandage trabajo en Edwin Hubble en los observatorios de Mt. Wilson y Monte Palomar, y al fallecimiento de éste, fue el nuevo responsable del programa de cosmología de ambos observatorios. Su logro más destacado fue la recalibración de la constante de Hubble. DEP.
Fuentes:
   http://www.universetoday.com/79392/astronomer-brian-marsden-has-died/
   http://www.universetoday.com/79015/cosmologist-allan-sandage-dies/