¿Qué tan rápido se está expandiendo el universo? El enigma de dos valores para la constante de Hubble

En las últimas décadas, nuestra comprensión del Universo ha progresado enormemente. Recientemente se ha pensado que la "astronomía precisa" es un oxímoron. Hoy en día, los experimentos de satélites y los potentes telescopios terrestres han podido medir las características de nuestro Universo con una precisión asombrosa. Por ejemplo, conocemos la edad del Universo con una incertidumbre de solo 0.3%, y aunque aún no conocemos el origen de la Materia Oscura o Energía Oscura, hemos determinado su abundancia con una precisión superior al 1%.

Sin embargo, hay un valor en el que los astrónomos encuentran difícil pensar: qué tan rápido se expande nuestro universo. O, más precisamente, los astrónomos han usado múltiples métodos para estimar la constante de Hubble, ¡y los diferentes métodos convergen estrictamente en dos valores diferentes! Esto claramente puede no ser cierto, pero nadie ha descubierto todavía cómo conciliar los resultados, y las observaciones posteriores solo han mejorado la precisión, profundizando el conflicto. Seguramente necesitaremos nueva astronomía o nueva física para resolver este rompecabezas.

El descubrimiento del universo en expansión

En la década de 1920, Edwin Hubble utilizó el telescopio recién construido en el Observatorio Mount Wilson para estudiar objetos borrosos conocidos como nebulosas. Luego, los astrónomos discutieron si estas nebulosas son nubes de estrellas en nuestra Vía Láctea o si son galaxias completamente diferentes. Hubble ha descubierto estrellas dentro de estas nebulosas, cuyo brillo se está desvaneciendo lentamente. Estos fueron conocidos como Cefeidas y fueron estudiados previamente por Henrietta Levitt, quien demostró que existe una relación tensa entre el brillo interno de la estrella y el período de su variación. Esto significa que las cefeidas podrían usarse como las llamadas velas estándar, que se refieren a objetos cuyo brillo absoluto se conoce. Debido a que existe una relación simple entre cómo el brillo de un objeto disminuye con la distancia, Hubble pudo calcular la distancia de las cefeidas comparando su brillo aparente e interno. Mostró que las estrellas Cefeidas no están ubicadas dentro de nuestra galaxia y que las nebulosas son, de hecho, galaxias distantes.

Hubble también midió la velocidad con la que estas galaxias distantes se alejan de nosotros, observando los movimientos rojos de las líneas espectrales causadas por el efecto Doppler. Descubrió que cuanto más lejos está la galaxia, más rápido se aleja de nosotros, descrita por una relación lineal simple.

El parámetro H0 es lo que se llama una constante de Hubble. Más tarde, el sacerdote y físico belga Georges Lemaître se dio cuenta de que la relación velocidad-distancia medida por Hubble era evidencia de la expansión del Universo. Debido a que la propia expansión del espacio hace que otras galaxias se alejen de nosotros, no estamos en ningún lugar privilegiado, pero el mismo efecto lo mediría cualquier otro lugar del Universo. Un efecto que a veces se ilustra dibujando puntos en un globo cuando está inflado, los puntos se alejan entre sí con una velocidad que depende de su distancia. También es mejor no pensar en el corrimiento al rojo cosmológico como causado por la velocidad real como parámetro v en la ecuación anterior puede superar fácilmente la velocidad de la luz.

Debido a que las distancias astronómicas se miden generalmente en Megaparsec (Mpc), lo que equivale a 3,26 millones de años luz, la constante de Hubble se expresa en (km / s) / Mpc. El valor de H0 es de alrededor de 70 (km / s) / Mpc, que también se puede expresar como 7% / Gyr, lo que significa que la distancia entre dos objetos aumentará en un 7% después de mil millones de años.

La constante de Hubble no es una constante

Aunque estamos hablando de la constante de Hubble, está un poco mal porque su valor cambia con el tiempo. A esto lo llamamos el parámetro de Hubble H

Si tenemos expansión acelerada , obtenemos etcétera . Esto significa que H

¿Cómo sabemos realmente que vivimos en un Universo en aceleración? La prueba de esto provino de la medición del corrimiento al rojo de supernovas distantes realizada a fines de la década de 1990. Al igual que las cefeidas, las supernovas de tipo I se pueden utilizar como velas estándar (es decir, su distancia se puede derivar de su brillo aparente). Debido a que las estrellas explosivas son generalmente objetos muy brillantes, se pueden ver desde una gran distancia.

Mirar supernovas muy distantes también significa mirar hacia el pasado, por lo que cuando la constante de Hubble cambie, tendrá otro valor cuando la luz de esas supernovas comience a viajar hacia nosotros. El aumento de la distancia contra el corrimiento al rojo de las supernovas conducirá a una desviación de la relación lineal de la ley de Hubble-Lemaître para corrimientos al rojo altos. En la década de 1990, los astrónomos esperaban ver evidencia de un Universo en desaceleración porque pensaban que la expansión debía ser ralentizada por la atracción gravitacional de la materia. Sorprendentemente, encontraron una expansión acelerada, que demostró otra forma de materia o energía que actúa de manera repulsiva.

Einstein introdujo originalmente tal fuerza en sus ecuaciones de la relatividad general conocida como la constante cosmológica, indicada por la letra griega Λ (Lambda). Irónicamente, se introdujo para generar un Universo estático, por lo que Einstein abandonó la idea ("mi mayor error") cuando Hubble descubrió la expansión del Universo. Posteriormente se creó el término Energía Oscura para la fuerza, que impulsa la expansión acelerada.

El eco del Big Bang

¿Cómo podemos saber qué tan lejos están otras estrellas de todos modos? Los astrónomos han construido una escalera de distancia cósmica que aumenta sucesivamente las mediciones de distancia mediante diferentes métodos. En la base de la escalera hay estrellas cercanas, cuya distancia se puede determinar directamente mediante mediciones del paralaje, el cambio aparente en la posición de un objeto debido a un cambio en el punto de vista del observador. Esta medición se puede usar para calibrar la distancia de las cefeidas, que luego se usan para calibrar la distancia a las supernovas de tipo I, que tienen un brillo que depende de otras propiedades físicas.

Además de las escaleras de distancia medidas descritas anteriormente, también hay otras formas de determinar la constante de Hubble. Una de las medidas más precisas de las propiedades de nuestro Universo proviene de la observación de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB). El CMB fue descubierto accidentalmente por los radioastrónomos Penzias y Wilson después de que descartaron que la señal que vieron fue causada por palomas anidando en su antena. Esta omnipresente fuente de radiación electromagnética, que alcanza su punto máximo en la región de microondas, se creó unos 380.000 años después del Big Bang. Antes de eso, el Universo era un plasma opaco, ya que la luz rebotaba constantemente en los electrones y protones libres. Después de que el plasma se enfrió a unos 3000 K, los electrones se combinaron con los protones para formar átomos de hidrógeno neutros y la luz pudo viajar libremente para que el Universo se volviera transparente.

Esta luz, que se rehizo debido a la expansión del Universo, ahora se ve como CMB. Como los fotones de CMB se mueven libremente después de la última vez que se separaron, contienen una instantánea del Universo como se veía 380.000 años después del Big Bang. Mediante las mediciones del CMB y la comparación con modelos cosmológicos, es posible tanto extraer parámetros importantes como la mencionada cantidad de Materia Oscura y Energía Oscura, o la constante de Hubble.

¿Se está expandiendo el universo más rápido de lo que debería?

Comenzando por la izquierda, los astrónomos usan el telescopio espacial Hubble de la NASA / ESA para medir las distancias a las variables cefeidas por su paralaje. Una vez que las Cefeidas están calibradas, los astrónomos pasan por nuestra Vía Láctea hacia las galaxias cercanas (mostradas en el centro). Buscan estrellas Cefeidas en galaxias que recientemente han albergado supernovas de Tipo Ia y usan las Cefeidas para medir la luminosidad de las supernovas. Luego buscan supernovas en galaxias ubicadas aún más lejos.
Crédito: NASA, ESA, A. Feild (STScI) y A. Riess (STScI / JHU), CC BY 4.0

Actualmente, la medición más precisa del CMB la ha realizado el satélite Planck. Su observación es consistente con el modelo estándar cosmológico actual, el modelo ΛCDM, donde Λ significa Energía Oscura en forma de constante cosmológica y CDM para Materia Oscura Fría. La constante de Hubble derivada de la medición de Planck es H0 = (67,4 ± 0,5) km / s / Mpc.

Sin embargo, las medidas de la escalera de distancia dan un valor aproximadamente un 10% más alto. El valor más preciso, en este caso, se derivó del equipo SH0ES, que utilizó la distancia conocida de las Cefeidas cercanas en la Vía Láctea y la Gran Nube de Magallanes para calibrar la distancia de las Supernovas extragalácticas Tipo I como se ilustra en la imagen. En comparación con la medición de Planck, llegan a un valor significativamente más alto de H0 = (74,03 ± 1,42) km / s / Mpc. La tensión entre estos dos valores es de 4,4 desviaciones estándar, lo que corresponde a una probabilidad de

La diferencia entre las mediciones de H0 basadas en pasos de distancia y el valor derivado de las mediciones de CMB y BAO. Las flechas indican cómo cambiaría el valor de H0 por la nueva física.
Crédito: AG Riess y otros.

Por supuesto, muchas personas han intentado corregir esta diferencia con algunos errores inexplicables en cualquiera de los experimentos, pero sin éxito. Además, la diferencia no es solo entre estos dos experimentos, sino que hay otras medidas de pasos de distancia que muestran un valor más alto de H0.

Para hacer toda la situación aún más extraña, la medición de CMB de Planck fue confirmada recientemente por el Telescopio de Cosmología Atmama, que midió una constante de Hubble compatible con el valor de Planck. Además, las mediciones de CMB están respaldadas por observaciones de las denominadas oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) combinadas con otros datos astronómicos. En general se puede observar la tendencia a que los valores de H0 derivados del Universo temprano (CMB, BAO) son más bajos que los de las medidas de la escalera de distancias, que utilizan objetos con un corrimiento al rojo mucho menor y, por lo tanto, capturan un estado más reciente del Universo.

Un punto importante es que la medición de CMB depende de un modelo, lo que significa H0 se deriva del supuesto de que el modelo ΛCDM describe nuestro Universo. Entonces, una explicación emocionante de la diferencia sería una nueva física más allá del modelo estándar cosmológico actual. Entre las muchas interpretaciones físicas nuevas para la diferencia H0 está la idea de que la Energía Oscura no es simplemente constante sino también dependiente del tiempo. Otras teorías incluyen la interacción de la materia oscura o nuevas partículas relativistas. Sin embargo, como se puede ver en la figura, ninguna de estas ideas puede resolver por completo el estrés de Hubble.

Nuevas técnicas para medir la expansión cósmica

Otras técnicas para determinar la constante de Hubble incluyen la medición de los retardos de tiempo de las lentes gravitacionales. Las lentes gravitacionales fuertes pueden crear varias imágenes de un objeto ubicado detrás de ellas. Porque las imágenes tienen diferentes trayectorias de luz, también hay un retraso de tiempo cuando llegan estas imágenes, medible cuando el objeto varía en brillo. Modelando el potencial gravitacional de la lente y conociendo el corrimiento al rojo tanto de la lente como de la fuente, es posible extraer la constante de Hubble de esta medición de retardo de tiempo. El H0LICOW (H0 Lenses in Wellspring por COSMOGRAIL (los astrofísicos tienen una debilidad por los acrónimos locos), la colaboración recientemente utilizó este método para determinar la constante de Hubble, y su valor es consistente con los pasos de distancia medidos y en estrés con el resultado de CMB.

En el futuro, las mediciones completamente independientes de la constante de Hubble podrían arrojar más luz sobre este misterio. Uno de ellos es el uso de ondas gravitacionales "sirenas estándar". En este caso, la distancia absoluta se puede determinar directamente mediante la medición de una onda gravitacional, mientras que el cambio de rojo se determina mediante la observación simultánea de radiación electromagnética. La ventaja de utilizar ondas gravitacionales es que la distancia absoluta desde la fuente se puede determinar directamente sin mediciones de distancia media. Entonces, cualquier error sistemático que podamos tener en la distancia cósmica no afectará el resultado.

El método se utilizó para extraer la constante de Hubble de los eventos de ondas gravitacionales GW170817 y GW190521, sin embargo, debido a las grandes barras de error, los resultados son consistentes con CMB y mediciones de distancia. Afortunadamente, la incertidumbre disminuirá a medida que se detecten más y más eventos de ondas gravitacionales, por lo que probablemente podamos dar un favor por el valor alto o bajo de H0 en los próximos años.

Por un lado, la tensión de Hubble es una molesta inconsistencia en nuestra comprensión del Universo, por lo demás bien confirmada. Por otro lado, podría ser un emocionante vistazo a la nueva física. Así que continuemos con la esperanza de que las observaciones futuras resolverán este enigma y conducirán a nuevas revelaciones.

  • Darren dice:

    Lo que podemos ver está creciendo. Se expande a otras partes del universo.

  • Palmadita dice:

    Vale la pena señalar que muchas de las dificultades se deben a que el intervalo de tiempo entre "temprano" y "tarde" es ... inobservable. Tienes esta observabilidad muy obvia en el Fondo de microondas cósmico, que se remonta al punto en que el Universo se enfrió lo suficiente para que se formaran los átomos: pero en ese momento, el Universo era solo esta gran bola aterradora de hidrógeno caliente en expansión. Eso fue unos ~ 400.000 años después del Big Bang.

    Pero desde ese punto hasta algo así como * al menos * 150 millones de años después, el Universo simplemente estaba ... allí. Nada estaba lo suficientemente caliente como para brillar, pero nada se volvió * lo suficientemente frío * como para condensarse, así que está ... oscuro. Hay un período corto después de la formación del CMB en el que el gas brilló debido a la excitación del CMB (hasta aproximadamente 3 millones de años), pero luego las cosas se enfriaron lo suficiente como para que básicamente * nada * brillara. Sin luz. Nada que observar. Los astrónomos llaman a esto la "edad oscura" y realmente lo dicen en serio. Desde 3 millones hasta al menos 150 millones de años después, es simplemente ... nada que ver. Y ese 'brillo' de 400K-> 3M será esencialmente inobservable, ya que es equivalente a algo por debajo de un radio de 10 MHz ahora, y, sí, hay * solo un poco * de ruido de otras cosas (la galaxia es muy ruidosa a baja velocidad). frecuencias).

    A los 150 millones de años, el Universo está comenzando a brillar nuevamente debido a la formación de estrellas, y podríamos * posiblemente * ver indicios del Universo brillando en esa primera luz (que ahora está alrededor de ~ 100 MHz), que es lo que espera el observatorio LOFAR. . Pero de nuevo, caramba, no puedo pensar en * nada * que pueda causar problemas alrededor de 100-200 MHz.

    Esas medidas * realmente * proporcionarían un ancla completamente nueva para las mediciones de Hubble, porque finalmente se encuentra en un nuevo período de tiempo. Sin embargo, incluso entonces, todavía deja un período completamente oscuro del Universo temprano, donde simplemente no tienes idea de cómo diablos se han expandido las cosas, y desafortunadamente probablemente nunca.

    • andarb dice:

      ¡Gracias por el comentario claro!

  • Darren dice:

    Sabemos que "el Universo" es solo una especie en un universo infinitamente más grande tanto en el espacio como en el tiempo. Básicamente no sabemos nada.

    • Palmadita dice:

      ¡No, casi * sabemos * que lo es!

      Existe la idea errónea de que cuando la gente habla del "tamaño del Universo", piensa que los astrónomos se refieren a "todo el Universo". Significan "el Universo * observable *" o incluso más específicamente, el "Universo observable por la luz". Entonces vas a decir algo como "oh, justo después del Big Bang, el Universo era del tamaño de nuestro Sistema Solar" o algo así. Pero lo que pretenden es justo después del Big Bang, * todo lo que puedes ver ahora * es el tamaño de nuestro Sistema Solar.

      Pero no dicen eso, por ejemplo, si encuentras una manera de viajar más rápido que la velocidad de la luz, * llegarás * alguna vez * al "fin del Universo". No hay pruebas de que el Universo sea, o alguna vez fue, algo más que infinito. Ciertamente * nuestro * Universo observable no es el mismo que el Universo observable a unos 11 mil millones de años luz de distancia. Solo que los parches que comenzaron siendo “pequeños” (como el Sistema Solar) ahora son mucho más grandes y siguen creciendo.

      Como dije, este es un error muy común. El Big Bang no significa que * todo el Universo * comenzó como un punto. Significa que * nuestro Universo observable *, como el Universo observable de la Tierra, comenzó como un punto. Sin embargo, sabemos que hay más que nuestro Universo observable. Simplemente no sabemos cuánto, y sin cosas más rápidas que la luz, nunca lo sabremos: porque estamos bastante seguros de que el * Universo mismo * creció * mucho, mucho más rápido * que la velocidad de la luz, originalmente.

  • Donnie Agema dice:

    Perdóname por ser tan denso, pero si miramos más hacia el pasado y miramos más hacia el pasado, vemos el aumento, si eso no equivale a un retorno más al presente, la expansión disminuye como lo haría. ser esperado. ¿Qué me estoy perdiendo?

    • Palmadita dice:

      No es lo mismo que mirar más hacia el pasado. Imagínelo de esa manera. Suponga que encuentra una rueda de hace 100 años que estaba en uso continuo. Mirar la rueda es como mirar el pasado: ves los materiales, los métodos de construcción, etc. que se usaron hace 100 años.

      Pero también puede observar el desgaste de la rueda, y eso le informa sobre las carreteras y cómo han cambiado * en los últimos 100 años *. Mirar el desgaste no es mirar el pasado, sino toda la historia de la rueda.

      Lo mismo aqui. La * imagen * de una galaxia a 100 millones de distancia te dice cómo era la galaxia hace 100 millones de años. Pero mirar el cambio rápido, el cambio rojo, te dice cómo ha cambiado el universo durante ese * tiempo completo *. Y esto es lo que sucede aquí: vemos que durante escalas de tiempo cortas, la expansión parece constante, pero eso es solo porque la aceleración es pequeña. En escalas de tiempo * largas *, utilizando las "ruedas más antiguas", podemos ver que la expansión debe acelerarse.

  • Chris dice:

    Tal vez no conozcamos tales maravillas, me parece que es un gran botón rojo brillante que no debería presionarse. El problema es que alguien lo empujará inevitablemente.

  • ThomasH dice:

    Para los francófonos que lean esto: este episodio del programa de radio "La méthode scientifique" está dedicado a este tema, ¡y es realmente agradable de escuchar!
    https://www.franceculture.fr/emissions/la-methode-scientifique/la-methode-scientifique-emission-du-mardi-16-mars-2021

Ricardo Prieto
Ricardo Prieto

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