Whatever dark energy is, explanatio

Whatever dark energy is, explanations for it have less wiggle room following a Hubble Space Telescope observation that has refined the measurement of the universe's present expansion rate to a precision where the error is smaller than five percent. The new value for the expansion rate, known as the Hubble constant, or H0 (after Edwin Hubble who first measured the expansion of the universe nearly a century ago), is 74.2 kilometers per second per megaparsec (error margin of +/- 3.6). The results agree closely with an earlier measurement gleaned from Hubble of 72 +/- 8 km/sec/megaparsec, but are now more than twice as precise.

The Hubble measurement, conducted by the SHOES (Supernova H0 for the Equation of State) Team and led by Adam Riess, of Space Telescope Science Institute and the Johns Hopkins University, uses a number of refinements to streamline and strengthen the construction of a cosmic "distance ladder," a billion light-years in length, that astronomers use to determine the universe's expansion rate.

Hubble observations of pulsating stars called Cepheid variables in a nearby cosmic mile marker, the galaxy NGC 4258, and in the host galaxies of recent supernovae, directly link these distance indicators. The use of Hubble to bridge these rungs in the ladder eliminated the systematic errors that are almost unavoidably introduced by comparing measurements from different telescopes.

Riess explains the new technique: "It's like measuring a building with a long tape measure instead of moving a yard stick end over end. You avoid compounding the little errors you make every time you move the yardstick. The higher the building, the greater the error."

Lucas Macri, professor of physics and astronomy at Texas A&M, and a significant contributor to the results said, "Cepheids are the backbone of the distance ladder because their pulsation periods, which are easily observed, correlate directly with their luminosities. Another refinement of our ladder is the fact that we have observed the Cepheids in the near-infrared parts of the electromagnetic spectrum where these variable stars are better distance indicators than at optical wavelengths."

This new, more precise value of the Hubble constant was used to test and constrain the properties of dark energy, the form of energy that produces a repulsive force in space, which is causing the expansion rate of the universe to accelerate.

By bracketing the expansion history of the universe between today and when the universe was only approximately 380,000 years old, the astronomers were able to place limits on the nature of the dark energy that is causing the expansion to speed up. (The measurement for the far, early universe is derived from fluctuations in the cosmic microwave background, as resolved by NASA's Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP, in 2003.)

Their result is consistent with the simplest interpretation of dark energy: that it is mathematically equivalent to Albert Einstein's hypothesized cosmological constant, introduced a century ago to push on the fabric of space and prevent the universe from collapsing under the pull of gravity. (Einstein, however, removed the constant once the expansion of the universe was discovered by Edwin Hubble.)

"If you put in a box all the ways that dark energy might differ from the cosmological constant, that box would now be three times smaller," says Riess. "That's progress, but we still have a long way to go to pin down the nature of dark energy."

Though the cosmological constant was conceived of long ago, observational evidence for dark energy didn't come along until 11 years ago, when two studies, one led by Riess and Brian Schmidt of Mount Stromlo Observatory, and the other by Saul Perlmutter of Lawrence Berkeley National Laboratory, discovered dark energy independently, in part with Hubble observations. Since then astronomers have been pursuing observations to better characterize dark energy.

Riess's approach to narrowing alternative explanations for dark energy -- whether it is a static cosmological constant or a dynamical field (like the repulsive force that drove inflation after the big bang) -- is to further refine measurements of the universe's expansion history.

Before Hubble was launched in 1990, the estimates of the Hubble constant varied by a factor of two. In the late 1990s the Hubble Space Telescope Key Project on the Extragalactic Distance Scale refined the value of the Hubble constant to an error of only about ten percent. This was accomplished by observing Cepheid variables at optical wavelengths out to greater distances than obtained previously and comparing those to similar measurements from ground-based telescopes.

The SHOES team used Hubble's Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) and the Advanced Camera for Surveys (ACS) to observe 240 Cepheid variable stars across seven galaxies. One of these galaxies was NGC 4258, whose distance was very accurately determined through observations with radio telescopes. The other six galaxies recently hosted Type Ia supernovae that are reliable distance indicators for even farther measurements in the universe. Type Ia supernovae all explode with nearly the same amount of energy and therefore have almost the same intrinsic brightness.

By observing Cepheids with very similar properties at near-infrared wavelengths in all seven galaxies, and using the same telescope and instrument, the team was able to more precisely calibrate the luminosity of supernovae. With Hubble's powerful capabilities, the team was able to sidestep some of the shakiest rungs along the previous distance ladder involving uncertainties in the behavior of Cepheids.

Riess would eventually like to see the Hubble constant refined to a value with an error of no more than one percent, to put even tighter constraints on solutions to dark energy.

The Hubble Space Telescope is a project of international cooperation between NASA and the European Space Agency (ESA) and is managed by NASA's Goddard Space Flight Center (GSFC) in Greenbelt, Md. The Space Telescope Science Institute (STScI) conducts Hubble science operations. The institute is operated for NASA by the Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., Washington, D.C.

STScI is an International Year of Astronomy 2009 (IYA 2009) program partner.

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

พลังงานมืดว่าเป็น คำอธิบายมันมีน้อยห้อง wiggle ที่ตามเก็บข้อมูลของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลที่มีบริสุทธิ์ของจักรวาลมีการขยายอัตราเพื่อความแม่นยำในการวัด ที่พลาดคือน้อยกว่าร้อยละ 5 ค่าสำหรับอัตราการขยายตัว เรียกว่าค่าคงฮับเบิล หรือ H0 (หลังจากที่เอ็ดวินฮับเบิลที่แรก วัดการขยายตัวของจักรวาลเกือบศตวรรษ), เป็น 74.2 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อ megaparsec (ข้อผิดพลาดกำไรของ+/-3.6) ผลลัพธ์เห็นอย่างใกล้ชิด ด้วยการวัดก่อนหน้าคาดห้วงของ 72 +/-8 กิโลเมตร/วินาที/megaparsec แต่ก็มากกว่าสองเท่าความแม่นยำวัดห้วง ดำเนินการ โดยรองเท้า (มหานวดารา H0 สำหรับสมการสถานะ) ทีม และนำ โดยอาดัม Riess สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศและมหาวิทยาลัยจอห์นฮ็อปกินส์ ใช้จำนวน refinements และเสริมสร้างการจักรวาล "บันไดระยะห่างของ, " พันล้าน light-years ยาว ที่นักดาราศาสตร์ใช้ในการกำหนดอัตราการขยายตัวของจักรวาลสังเกตห้วงเรียกตัวแปร Cepheid ในจักรวาลนี่ใกล้เคียงดาวขยับเครื่องหมาย กาแล็กซี่ NGC 4258 และโฮสต์ชื่อดาราจักรของ supernovae ล่า เชื่อมโยงตัวบ่งชี้เหล่านี้ห่างจากที่พักโดยตรง การใช้ฮับเบิลการเหล่านี้ rungs ในบันไดตัดข้อผิดพลาดระบบที่เกือบล้วนนำมาใช้ โดยเปรียบเทียบวัดจาก telescopes แตกต่างกันRiess อธิบายเทคนิคใหม่: "ได้เช่นวัดอาคารที่ มีแถบวัดระยะยาวแทนการย้ายเป็นลานไม้ปลายเหนือสุด คุณหลีกเลี่ยงข้อผิดพลาดเล็กน้อยทำให้ทุกครั้งที่คุณย้าย yardstick ทบต้น อาคารสูง ข้อผิดพลาดยิ่งขึ้น"Lucas Macri ศาสตราจารย์ทางฟิสิกส์และดาราศาสตร์ที่เท็กซัสเอ แอนด์เอ็ม และผู้บริจาคสำคัญผลกล่าวว่า "Cepheids มีหลักสำคัญของบันไดระยะห่าง เพราะ pulsation รอบระยะเวลาการ ที่ได้พบ สร้างความสัมพันธ์โดยตรงกับ luminosities ของพวกเขา ละเอียดลอออีกของบันไดของเราคือ ความจริงที่ว่า เราได้สังเกต Cepheids ในส่วนใกล้อินฟราเรดของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าดีกว่าระยะชี้กว่าที่ความยาวคลื่นแสงแปรดาวเหล่านี้"ค่านี้ใหม่ ละเอียดเพิ่มเติมของค่าคงฮับเบิลถูกใช้เพื่อทดสอบ และจำกัดคุณสมบัติของพลังงานมืด รูปแบบของพลังงานที่ก่อให้เกิดแรง repulsive ในพื้นที่ ซึ่งเป็นสาเหตุของอัตราการขยายตัวของจักรวาลเพื่อเร่งโดย bracketing ประวัติการขยายตัวของจักรวาลระหว่างวันนี้ และ เมื่อจักรวาลมีอายุประมาณ 380,000 ปีเท่า นักดาราศาสตร์ที่ไม่สามารถวางข้อจำกัดในลักษณะของพลังงานมืดที่ทำให้เกิดการขยายตัวเร็ว (การประเมินสำหรับจักรวาลไกล ต้นมาจากความผันผวนในฉากหลังไมโครเวฟคอสมิค เป็นแก้ไข โดย NASA ของ Wilkinson ไมโครเวฟ Anisotropy โพรบ WMAP ใน 2003)พวกเขาจะสอดคล้องกับการตีความที่ง่ายที่สุดของพลังงานมืด: ว่า เป็น mathematically เท่ากับอัลเบิร์ตไอน์สไตน์ตั้งสมมติฐานว่าค่าคงจักรวาล แนะนำศตวรรษผลักดันผ้าพื้นที่ และป้องกันไม่ให้ยุบภายใต้ดึงแรงโน้มถ่วงของจักรวาล (ไอน์สไตน์ ไร ลบค่าคงเมื่อค้นพบการขยายตัวของจักรวาล โดยเอ็ดวินฮับเบิล)"ถ้าคุณใส่ในกล่องทั้งหมดแบบว่า พลังงานมืดอาจแตกต่างจากค่าคงที่จักรวาล กล่องที่ตอนนี้จะเล็กลง 3 เท่า กล่าวว่า Riess "นั่นคือความคืบหน้า แต่เรายังมีทางไปไปขาลงของพลังงานมืด"ว่าค่าคงจักรวาลถูกรู้สึกของนาน หลักฐานที่สังเกตการณ์พลังงานมืดไม่มาตามจนถึง 11 ปีที่ผ่านมา เมื่อศึกษาสอง หนึ่งนำทาง Riess ชมิดท์ไบรอันของหอดูดาวเมาท์ Stromlo และอื่น ๆ โดยอู Perlmutter ลอว์เรนซ์เบิร์กลีย์แห่งชาติห้องปฏิบัติการ การค้นพบพลังงานมืดอย่างอิสระ ในส่วน ด้วยการสังเกตการณ์ของฮับเบิล ตั้งแต่นั้น นักดาราศาสตร์ได้ถูกการใฝ่หาข้อสังเกตุให้ดี ลักษณะของพลังงานมืดวิธีการของ Riess จำกัดให้แคบลงคำอธิบายอื่นสำหรับพลังงานมืด -ไม่ว่าจะเป็นค่าคงจักรวาลคงหรือฟิลด์ dynamical (เช่นแรง repulsive ที่ขับรถอัตราเงินเฟ้อหลังบางใหญ่) - เพื่อ ปรับปรุงวัดประวัติศาสตร์การขยายตัวของจักรวาลได้ก่อนฮับเบิลถูกเปิดตัวในปี 1990 การประเมินค่าคงฮับเบิลที่แตกต่างกัน โดยปัจจัยที่สอง ในปลายทศวรรษที่ 1990 ห้วงอวกาศกล้องโทรทรรศน์คีย์โครงการบนมาตราส่วนระยะทางจักรนอกระบบกลั่นค่าของค่าคงฮับเบิลที่ผิดเท่านั้นประมาณ 10 เปอร์เซ็นต์ นี้ถูกทำ โดยการสังเกตตัวแปร Cepheid ที่ความยาวคลื่นแสงออกให้ระยะทางมากขึ้นกว่าที่ได้รับก่อนหน้านี้ และเปรียบเทียบกับคล้ายวัดจากภาคพื้น telescopes ทีมรองเท้าใช้ของฮับเบิลใกล้ กล้องอินฟราเรด และสเปกโตรมิเตอร์หลายวัตถุ (NICMOS) และ กล้องขั้นสูงสำหรับการสำรวจ (ACS) สังเกตดาวแปร Cepheid 240 ข้ามเจ็ดชื่อดาราจักร ชื่อดาราจักรเหล่านี้อย่างใดอย่างหนึ่งถูก NGC 4258 ระยะทางที่แม่นยำมากกำหนดผ่านการสังเกตกับวิทยุ telescopes อื่น 6 ชื่อดาราจักรล่าสุดโฮสต์ supernovae ประเภท Ia ที่เชื่อถือได้ระยะตัวบ่งชี้สำหรับการประเมินมากขึ้นแม้แต่ในจักรวาล ประเภท Ia supernovae ทั้งหมดระเบิด ด้วยเกือบเดียวกันจำนวนพลังงาน และมีเกือบจะเหมือนกับ intrinsic สว่างดังนั้นโดยสังเกต Cepheids มีคุณสมบัติคล้ายคลึงกันมากที่ความยาวคลื่นใกล้อินฟราเรดในทั้งหมดเจ็ดชื่อดาราจักร กล้องเดียวกันและเครื่องมือ ทีมสามารถปรับเทียบความสว่างของ supernovae ได้แม่นยำมาก มีความสามารถมีประสิทธิภาพของฮับเบิล ทีมได้ sidestep บาง rungs shakiest ตามบันไดระยะห่างก่อนหน้านี้ที่เกี่ยวข้องกับความไม่แน่นอนในการทำงานของ CepheidsRiess ในที่สุดต้องหาค่าคงฮับเบิลที่บริสุทธิ์เพื่อเป็นค่าข้อผิดพลาดไม่เกินหนึ่งร้อยละ วางข้อจำกัดแม้สัดโซลูชั่นพลังงานมืดกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเป็นโครงการความร่วมมือระหว่างประเทศระหว่างนาซ่าและสำนักงานอวกาศยุโรป (ประเทศ) และถูกจัดการโดยของ NASA ก็อดเดิร์ดบินศูนย์ (GSFC) ในกรีนเบล Md. สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ (STScI) ดำเนินงานวิทยาศาสตร์ห้วง สถาบันที่ดำเนินการสำหรับ NASA โดยสมาคมมหาวิทยาลัยเพื่อการวิจัยด้านดาราศาสตร์ Inc., Washington, dcSTScI เป็นคู่โปรแกรมนานาชาติประจำปีของดาราศาสตร์ 2552 (IYA 2009)

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

ไม่ว่าพลังงานมืดเป็นคำอธิบายสำหรับมันมีห้องพักกระดิกน้อยดังต่อไปนี้การสังเกตกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิกลั่นที่มีการวัดอัตราการขยายตัวของเอกภพในปัจจุบันที่มีความแม่นยำข้อผิดพลาดที่มีขนาดเล็กกว่าร้อยละห้า ค่าใหม่สำหรับอัตราการขยายตัวที่เรียกว่าฮับเบิลอย่างต่อเนื่องหรือ H0 (หลังจากเอ็ดวินฮับเบิลเป็นคนแรกที่วัดการขยายตัวของจักรวาลเกือบศตวรรษที่ผ่านมา) เป็น 74.2 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซค (อัตรากำไรขั้นต้นของข้อผิดพลาด +/- 3.6) . เห็นผลอย่างใกล้ชิดกับวัดก่อนหน้านี้ที่รวบรวมได้จากฮับเบิล 72 +/- 8 km / วินาที / เมกะพาร์เซค แต่ตอนนี้ขึ้นกว่าสองเท่าได้อย่างแม่นยำเป็น. วัดฮับเบิลที่จัดทำโดยรองเท้า (ซูเปอร์โนวา H0 สำหรับสมการของรัฐ) ทีม และนำโดยอดัม Riess ของสถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศและฮอปกินส์มหาวิทยาลัยจอห์นใช้เป็นจำนวนมากในการปรับแต่งเพื่อเพิ่มความคล่องตัวและเสริมสร้างการก่อสร้างของจักรวาล "บันไดระยะห่างของ" พันล้านปีแสงในระยะเวลาที่นักดาราศาสตร์ใช้ในการตรวจสอบ อัตราการขยายตัวของจักรวาล. สังเกตฮับเบิลดาวเต้นเป็นจังหวะที่เรียกว่าตัวแปร Cepheid ในเครื่องหมายไมล์จักรวาลในบริเวณใกล้เคียงกาแล็กซี NGC 4258 และในกาแลคซีโฮสต์ของซูเปอร์โนวาที่ผ่านมาโดยตรงเชื่อมโยงตัวชี้วัดระยะทางเหล่านี้ การใช้งานของฮับเบิลจะสร้างสะพานเชื่อมขั้นเหล่านี้ในบันไดกำจัดข้อผิดพลาดเป็นระบบที่นำมาเกือบจะหลีกเลี่ยงไม่ได้โดยการเปรียบเทียบการวัดจากกล้องโทรทรรศน์ที่แตกต่างกัน. Riess อธิบายเทคนิคใหม่: "มันเหมือนการวัดอาคารที่มีเทปวัดระยะยาวแทนการย้ายติดหลา จบสิ้น. คุณหลีกเลี่ยงการประนอมข้อผิดพลาดเล็ก ๆ น้อย ๆ ที่คุณทำทุกครั้งที่คุณย้ายปทัฏฐานทุก. สูงกว่าอาคารที่มีข้อผิดพลาดมากขึ้น. "ลูคัสMacri ศาสตราจารย์ฟิสิกส์และดาราศาสตร์ที่ Texas A & M และผู้มีส่วนร่วมสำคัญในการผลการกล่าวว่า "Cepheids เป็นหัวใจของบันไดระยะทางเพราะระยะเวลาการเต้นของพวกเขาซึ่งเป็นที่สังเกตได้ง่ายมีความสัมพันธ์โดยตรงกับการส่องสว่างของพวกเขา. การปรับแต่งของบันไดของเราก็คือความจริงที่เราได้สังเกตเห็น Cepheids ในส่วนใกล้อินฟราเรดของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ที่ดาวตัวแปรเหล่านี้จะดีกว่าตัวชี้วัดระยะทางกว่าในช่วงความยาวคลื่นแสง. "ใหม่นี้ค่าที่แม่นยำยิ่งขึ้นของฮับเบิลคงถูกนำมาใช้ในการทดสอบและจำกัด คุณสมบัติของพลังงานมืดรูปแบบของพลังงานที่ก่อให้เกิดแรงผลักในพื้นที่ซึ่งเป็น ก่อให้เกิดอัตราการขยายตัวของเอกภพในการเร่ง. โดยคร่อมประวัติศาสตร์ขยายตัวของเอกภพระหว่างวันนี้และเมื่อจักรวาลเป็นเพียงประมาณ 380,000 ปีนักดาราศาสตร์ก็สามารถที่จะวางข้อ จำกัด เกี่ยวกับธรรมชาติของพลังงานมืดที่เป็นสาเหตุของการขยายตัว เพื่อเพิ่มความเร็ว (วัดไกลจักรวาลต้นมาจากความผันผวนของไมโครเวฟพื้นหลังตามที่ได้รับการแก้ไขโดยวิลกินสันของนาซาไมโครเวฟ Anisotropy ไต่สวน, WMAP, ในปี 2003) ผลของพวกเขามีความสอดคล้องกับการตีความที่ง่ายที่สุดของพลังงานมืด: ว่ามันเป็นทางคณิตศาสตร์ เทียบเท่ากับ Albert Einstein ของการตั้งสมมติฐานเกี่ยวกับดาราศาสตร์คงแนะนำศตวรรษที่ผ่านมาที่จะผลักดันบนผ้าของพื้นที่และป้องกันไม่ให้จักรวาลจากการยุบภายใต้การดึงของแรงโน้มถ่วง (ไอน์สไต แต่ออกคงที่เมื่อขยายตัวของเอกภพถูกค้นพบโดยเอ็ดวินฮับเบิล.) "ถ้าคุณใส่ในกล่องวิธีการทั้งหมดที่พลังงานมืดอาจแตกต่างจากดาราศาสตร์คงกล่องที่ตอนนี้จะเป็นครั้งที่สามที่มีขนาดเล็ก "Riess กล่าวว่า "นั่นคือความคืบหน้า แต่เรายังคงมีทางยาวไปขาลงธรรมชาติของพลังงานมืด." แม้ว่าดาราศาสตร์คงได้รู้สึกของนานที่ผ่านมาหลักฐานเชิงพลังงานมืดไม่ได้มาพร้อมจนถึงวันที่ 11 ปีที่ผ่านมาเมื่อทั้งสอง การศึกษาหนึ่งที่นำโดย Riess และไบรอันชมิดท์ของภูเขา Stromlo หอดูดาวและอื่น ๆ โดยซาอูล Perlmutter อเรนซ์เบิร์กลีย์ห้องปฏิบัติการแห่งชาติพบพลังงานมืดเป็นอิสระในการเป็นส่วนหนึ่งกับข้อสังเกตของฮับเบิล ตั้งแต่นั้นมานักดาราศาสตร์ได้รับการติดตามสังเกตให้ดีขึ้นลักษณะของพลังงานมืด. วิธี Riess ที่จะลดคำอธิบายทางเลือกสำหรับพลังงานมืด - ไม่ว่าจะเป็นค่าคงที่จักรวาลวิทยาแบบคงที่หรือสนามพลัง (เหมือนแรงผลักที่ขับรถอัตราเงินเฟ้อหลังจากที่บิ๊กแบง) - คือการปรับแต่งการวัดของประวัติศาสตร์การขยายตัวของจักรวาล. ก่อนที่ฮับเบิลได้เปิดตัวในปี 1990 ประมาณการของฮับเบิลอย่างต่อเนื่องโดยมีปัจจัยที่แตกต่างกันของทั้งสอง ในปลายปี 1990 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิโครงการที่สำคัญในกาแล็กซีระยะทางขนาดกลั่นค่าของฮับเบิลอย่างต่อเนื่องที่จะเกิดข้อผิดพลาดเพียงประมาณร้อยละสิบ นี้ก็ประสบความสำเร็จโดยการสังเกตตัวแปร Cepheid ในช่วงความยาวคลื่นแสงออกไประยะทางมากกว่าที่ได้รับก่อนหน้านี้และการเปรียบเทียบเหล่านั้นไปยังวัดที่คล้ายกันจากกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน. ทีมรองเท้าใช้กล้องฮับเบิลใกล้อินฟราเรดและสเปกโตรมิเตอร์หลายวัตถุ (NICMOS) และกล้องขั้นสูงสำหรับ การสำรวจ (ACS) ที่จะสังเกตเห็น 240 Cepheid ตัวแปรดาวทั่วเจ็ดกาแลคซี หนึ่งในนั้นคือกาแลคซี NGC 4258 ซึ่งเป็นระยะทางที่ถูกกำหนดได้อย่างถูกต้องมากผ่านการสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ อีกหกเดือนในกาแลคซีเมื่อเร็ว ๆ นี้เจ้าภาพซูเปอร์โนวาชนิด Ia ที่เป็นตัวชี้วัดระยะทางที่เชื่อถือได้สำหรับการวัดที่ไกลออกไปแม้จะอยู่ในจักรวาล ซุปเปอร์โนวา Ia ทั้งหมดระเบิดมีเกือบจำนวนเดียวกันของพลังงานและดังนั้นจึงมีเกือบสว่างที่แท้จริงเดียวกัน. โดยการสังเกต Cepheids ที่มีคุณสมบัติคล้ายกันมากในช่วงความยาวคลื่นอินฟราเรดใกล้ในทุกเจ็ดกาแลคซีและการใช้กล้องโทรทรรศน์เดียวกันและเครื่องมือที่ใช้ในทีมก็สามารถ ให้มากขึ้นได้อย่างแม่นยำปรับความสว่างของซุปเปอร์โนวา ด้วยความสามารถที่มีประสิทธิภาพของฮับเบิลทีมก็สามารถที่จะหลีกเลี่ยงบางส่วนของขั้น shakiest พร้อมบันไดระยะก่อนหน้านี้ที่เกี่ยวข้องกับความไม่แน่นอนในการทำงานของ Cepheids. Riess ในที่สุดก็จะชอบที่จะเห็นฮับเบิลคงกลั่นเพื่อให้มีค่าที่มีข้อผิดพลาดไม่เกินกว่าหนึ่ง ร้อยละที่จะนำข้อ จำกัด แม้กระทั่งที่เข้มงวดมากขึ้นในการแก้ปัญหาพลังงานมืด. กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเป็นโครงการความร่วมมือระหว่างนาซาและองค์การอวกาศยุโรป (ESA) และมีการจัดการโดยองค์การนาซ่าก็อดดาร์ดศูนย์การบินอวกาศ (GSFC) ในกรีนเบล, Md กล้องโทรทรรศน์อวกาศสถาบันวิทยาศาสตร์ (STScI) ดำเนินการการดำเนินงานด้านวิทยาศาสตร์ฮับเบิล สถาบันมีการดำเนินการสำหรับนาซ่าโดยสมาคมมหาวิทยาลัยเพื่อการวิจัยในดาราศาสตร์, Inc, Washington, DC สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศเป็นปีสากลแห่งดาราศาสตร์ 2009 (IYA 2009) คนที่โปรแกรม

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

ไม่ว่าพลังงานมืดคืออะไร คำอธิบายมันมีห้องเลื้อยน้อยต่อไปนี้เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลสังเกตว่ามีการกลั่นการวัดของจักรวาลที่อัตราปัจจุบันเพื่อความแม่นยำที่ข้อผิดพลาดน้อยกว่า 5 เปอร์เซนต์ ค่าใหม่สำหรับการขยายตัว เรียกว่าฮับเบิลที่คงที่หรือด้วย ( หลังจาก เอ็ดวิน ฮับเบิล ที่แรกวัดการขยายตัวของจักรวาลเกือบศตวรรษที่ผ่านมา ) เป็น 12.6 กิโลเมตร ต่อ วินาที ต่อ megaparsec ( ข้อผิดพลาดบาท / - 3.6 ) การยอมรับใกล้เคียงกับการประเมินก่อนหน้านี้ที่รวบรวมได้จากฮับเบิล 72 / 8 กิโลเมตร / วินาที / megaparsec แต่ตอนนี้มากขึ้นกว่าสองเท่าแน่นอน

วัดฮับเบิล ,โดยรองเท้า ( Supernova H0 สำหรับสมการของรัฐ ) และทีมงาน นำโดย อดัม ริส แห่งสถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศและมหาวิทยาลัยจอนส์ฮอปกินส์ ใช้หมายเลขของการปรับแต่งเพื่อปรับปรุงและเสริมสร้างการสร้างบันไดระยะห่างของจักรวาล " , " ความยาวพันล้านปีแสง ซึ่งนักดาราศาสตร์ใช้เพื่อตรวจสอบอัตราการขยายตัว

ของจักรวาลฮับเบิลสังเกตขยับดาวที่เรียกว่านากใหญ่ธรรมดาในเครื่องหมายไมล์คอสมิกใกล้เคียง ดาราจักร NGC 4258 และพิธีกรกาแล็กซีของมหานวดาราล่าสุด เชื่อมโยงโดยตรงกับตัวชี้วัดระยะทางเหล่านี้ ใช้ของฮับเบิลที่สะพาน rungs เหล่านี้ในบันไดตัดระบบข้อผิดพลาดที่เกือบจะได้รู้จักโดยการเปรียบเทียบวัดจากกล้องโทรทรรศน์ที่แตกต่างกัน .

ริสอธิบายเทคนิคใหม่ : " มันเหมือนกับการวัดอาคารด้วยสายวัดยาวแทนที่จะย้ายสนามติดท้ายไปจบ คุณหลีกเลี่ยงการทำข้อผิดพลาดเล็ก ๆน้อย ๆที่คุณทุกครั้งที่คุณย้ายขอบเขต ยิ่งสร้าง ยิ่งผิดพลาด "

ลูคัสโม มาครี ศาสตราจารย์ด้านฟิสิกส์และดาราศาสตร์ที่เท็กซัสเป็น& M และผู้สนับสนุนที่สำคัญ ผลบอกว่า" เหมือนกับเป็นกระดูกสันหลังของบันไดระยะห่าง เพราะระยะเวลาการเต้นของพวกเขาที่สามารถสังเกต luminosities มีความสัมพันธ์โดยตรงกับพวกเขา อีกการปรับแต่งของบันไดของเราคือความจริงที่ว่าเราได้สังเกตเหมือนกับในช่วงคลื่นอินฟราเรดใกล้ส่วนของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าที่ตัวแปรดาวเหล่านี้เป็นตัวชี้วัดที่ความยาวคลื่นแสงมากกว่าระยะทางดีกว่า "

นี้ใหม่ค่าความแม่นยำของค่าคงที่ฮับเบิลถูกใช้เพื่อทดสอบ และกำหนดคุณสมบัติของความมืด พลังงาน รูปแบบของพลังงานที่ผลิตแรงน่ารังเกียจในพื้นที่ ซึ่งเป็นสาเหตุของการขยายตัวของจักรวาลเพื่อเร่ง

โดยถ่ายภาพคร่อมการขยายตัวจักรวาลระหว่างวันนี้และเมื่อจักรวาลถูกเพียงประมาณ 380 , 000 ปี เก่าที่นักดาราศาสตร์สามารถวางข้อ จำกัด เกี่ยวกับธรรมชาติของพลังงานมืดที่ก่อให้เกิดการขยายตัวเร็วขึ้น ( วัดที่ห่างไกลก่อนจักรวาลมาจากความผันผวนในพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิกเป็นแก้ไขโดยนาซ่าการเปลือยกายดาวเทียมสำรวจคลื่นไมโครเวฟวิลกินสันใน , 2003 )

ผลของพวกเขาสอดคล้องกับการตีความที่ง่ายที่สุดของพลังด้านมืด :ว่ามันเป็นทางคณิตศาสตร์เทียบเท่ากับ อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ สมมุติฐานเอกภพคงที่ แนะนำให้กดบนผ้าของพื้นที่และป้องกันโลกจากการยุบภายใต้การดึงของแรงโน้มถ่วงในศตวรรษที่แล้ว ( Einstein , อย่างไรก็ตาม , ออกคงที่เมื่อการขยายตัวของจักรวาลที่ถูกค้นพบโดยเอ็ดวินฮับเบิล

)" ถ้าคุณใส่ในกล่องวิธีการทั้งหมดที่พลังงานมืดอาจแตกต่างจากค่าคงที่เอกภพที่กล่องจะเล็กกว่า 3 ครั้งว่า " ริส " นั่นคือความก้าวหน้า แต่เรายังต้องไปอีกไกล จะปักลง ธรรมชาติของพลังงานมืด "

แต่ค่าคงที่เอกภพคือคิดนานแล้ว หลักฐานควบคุมก็พลังด้านมืดไม่มา จนเมื่อ 11 ปีก่อนตอนที่ 2 ศึกษา หนึ่ง นำโดย ไบรอัน ชมิดท์ ของ ภูเขา stromlo ริส และ หอดูดาว และอื่น ๆ โดยซอลเพิร์ลมุตเตอร์ของ Lawrence Berkeley ห้องปฏิบัติการแห่งชาติ ได้ค้นพบพลังด้านมืดอย่างอิสระ ในส่วนที่มีฮับเบิลสังเกต ตั้งแต่นั้น นักดาราศาสตร์ได้สังเกตลักษณะใฝ่ดี

พลังด้านมืดวิธีการเลือกคำอธิบายริสแคบแห่งความมืด -- ไม่ว่าจะเป็นค่าคงที่เอกภพสถิตหรือสนามพลัง ( เหมือนแรงผลักที่ทำให้เงินเฟ้อหลังจากบิกแบง ) -- คือเพิ่มเติมปรับการวัดของประวัติศาสตร์การขยายตัวของจักรวาล

ก่อนที่ฮับเบิลถูกเปิดตัวในปี 1990 ประมาณค่าคงที่ฮับเบิลหลากหลาย โดยปัจจัยที่สองในปลายปี 1990 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ที่สำคัญโครงการขนาดระยะทางและฟิสิกส์ดาราศาสตร์โอลิมปิกถึงค่าของค่าคงที่ฮับเบิลข้อผิดพลาดเพียงประมาณสิบเปอร์เซ็นต์ นี้สามารถทำได้โดยการสังเกตในแสงความยาวคลื่นนากใหญ่ธรรมดาออกไประยะทางมากกว่าที่ได้รับก่อนหน้านี้และเปรียบเทียบกับการวัดที่คล้ายกันจากกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน .

รองเท้ามือสองของทีมฮับเบิลกล้องใกล้อินฟราเรดและสเปกโตรมิเตอร์หลายวัตถุ ( นิคมอส ) และกล้องเพื่อการสำรวจชั้นสูง ( ACS ) สังเกต 240 Cepheid ตัวแปรดาวทั้งเจ็ด กาแลกซี่ หนึ่งของกาแล็กซีเหล่านี้คือว่า 4258 ที่มีระยะทางมากถูกต้องแล้ว โดยการสังเกตด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ .อีกหกกาแล็กซีเมื่อเร็วๆ นี้ ประเภท Ia supernovae ซึ่งเป็นตัวชี้วัดระยะทางได้ไกลยิ่งวัดในจักรวาล ประเภท Ia supernovae ทั้งหมดระเบิดเกือบจำนวนเดียวกันของพลังงาน และดังนั้นจึง ได้เกือบเดียวกันภายในสว่าง

สังเกตเหมือนกับที่มีคุณสมบัติคล้ายกันมากที่ความยาวคลื่นใกล้อินฟราเรดในทั้งหมดเจ็ดกาแล็กซีและการใช้กล้องโทรทรรศน์เดียวกันและอุปกรณ์ , ทีมได้มากขึ้นอย่างแน่นอน ปรับความสว่างของซุปเปอร์โนวา . กับฮับเบิลพลังความสามารถของทีมก็สามารถที่จะหลีกเลี่ยงบางส่วนของ shakiest rungs ตามบันไดระยะห่างก่อนหน้านี้เกี่ยวข้องกับความไม่แน่นอนในพฤติกรรมเหมือนกับ

ริสในที่สุดจะชอบที่จะเห็นค่าคงที่ฮับเบิลประณีตค่ามีความคลาดเคลื่อนไม่เกิน 1 เปอร์เซ็นต์ ที่จะใส่ได้แน่น ข้อจำกัดในการแก้ปัญหาพลังงาน มืด

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเป็นโครงการความร่วมมือระดับนานาชาติระหว่างนาซาและองค์การอวกาศยุโรป ( ESA ) และมีการจัดการโดยศูนย์การบินอวกาศของนาซา ก็กอดดาร์ด ( gsfc ) ในกรีนเบลท์ , แมรี่แลนด์ที่สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ( stsci ) เรียนวิทยาศาสตร์ปฏิบัติการ สถาบันจะดำเนินการกับนาซ่า โดยสมาคมมหาวิทยาลัยเพื่อการวิจัยด้านดาราศาสตร์ , อิงค์ , วอชิงตัน ดี.ซี.

stsci เป็นนานาชาติปี 2009 ( iya ดาราศาสตร์ 2009 ) พันธมิตรโปรแกรม