Conflictos entre la historia de expansión del Universo Local y Distante

Astrobite Original: Conflicts between Expansion History of the Local and Distant Universe
Título: A 2.4% Determination of the Local Value of the Hubble Constant
Autores: A. D. Reiss, L. M. Macri, S. L . Hoffmann et al.
Institución del primer autor: Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University, Baltimore, MD
Estatus del Paper: sometido a The Astrophysical Journal

Los astrofísicos aman los conflictos. Si todo marcha bien entre la teoría y las observaciones, el mundo se convierte en un lugar pacífico y rosa. Pero este escenario no deja lugar al escrutinio, crítica, innovación o resolución. Es esta resolución la que cambia la manera de mirar el universo. Esto sucedió, por ejemplo con la relatividad general, volvió a suceder con el descubrimiento de la expansión del Universo y, ahora esta sucediendo una vez más.

Déjeme contarles la historia. Vesto Slipher observó 46 espectros de galaxias en 1927. Dos años más tarde, Edwin Hubble usó los espectros para calcular cuanto las líneas se desplazaban y subsecuentemente medir que tan rápido se estaban alejando estas galaxias de nosotros. Hubble descubrió que mientras más lejos estaban las galaxias, más rápido se movían y tuvo éxito en interpretar este cambio de la velocidad usando una relación lineal, ahora llamada ley de Hubble. La ley de Hubble es una de las grandes evidencias de que el Big Bang ocurrió en el pasado. La “constante de Hubble” (H₀) es el nombre que se le da a la razón de cambio de la velocidad con la distancia, y fue calculada por el propio Hubble en 500 km/s/Mpc (Mpc=Megaparsec).

Figura 1: Representación de la ley de Hubble tal y como fue descubierta por Edwin Hubble. En el subtitulo dice “VELOCIDAD = CONSTANTE DE HUBBLE x DISTANCIA”. En el eje y esta graficada la velocidad y en el x la distancia. El texto dentro de la gráfica en la esquina superior izquierda reza “Las galaxias más lejanas de nosotros están alejándose más rápido”; mientras que el texto en la esquina inferior derecha: “Las galaxias más cercanas están alejándose de nosotros a más bajas velocidades”.

Pasemos a algunas dédacas después, en el año de 1990. Las estimaciones de la constante de Hubble todavía no eran suficientemente precisas, primeramente porque para calcular dicha constante es necesario recopilar un enorme número de objetos astrofísicos distantes con suficiente presición para medir sus distancias y velocidades. La constante misma es una interesante bestia, ya que el valor aceptado por la comunidad varia entre 50 km/s/Mpc y 90 km/s/Mpc.

Entra el modelo Lambda-CDM

LCDM (Lambda-Cold Dark Matter, o Lambda-Materia Oscura Fría) es un modelo cosmológico de un universo que incluye dentro de si la Energía Oscura y la Materia Oscura Fría (precisamente Lambda es el símbolo usado para representar la Energía Oscura y de ahí el nombre). En 1998 se descubrió que dos grandes indicadores de distancias, las supernovas Tipo Ia (las cuales consisten en un tipo de explosión de supernova en sistemas binarios de estrellas) y las Cepheidas variables (un tipo de estrella pulsante) parecían ser menos brillante que lo esperado en base a las velocidades medidas. La única posibilidad era que estos objetos se movieran más rápido que lo que estimábamos para ellos. Esto es la semilla, damas y caballeros, de la expansión acelerada del universo.

Figura 2: Este diagrama revela el cambio en la razón de expansión desde el nacimiento del Universo hace 13.7 mil millones de años. Mientras la curva es más “plana”, la expansión es mayor. La curva cambia notablemente desde hace 7.5 mil millones de años, cuando los objetos en el Universo empiezan a apartarse unos de otros a razones más rápidas. Astrónomos han teorizado que esta aceleración es debida a una misteriosa fuerza que aparta las galaxias unas de otras. Recuerde que en inglés mil millones = un billón.

Es sumamente crucial notar el porqué las supernovas del Tipo Ia son grandes indicadores de distancia. Estas supernovas se forman por un proceso estandarizado llamado emisión termonuclear de las enanas blancas, el cual tiene el mismo tipo de espectro siempre, lo que nos permite estimar con gran precisión cuan brillantes son. Y si sabemos exactamente cuanto brilla un objeto astrofísico, usando una ley inversa del cuadrado podemos obtener su distancia. Por lo tanto, estas supernovas se convierten en magníficas herramientas para medir distancias usando sus luminosidades.

Regresemos al presente. El artículo que discutiremos aquí es un nuevo intento por medir con renovada precisión la constante de Hubble, esta vez usando variables Cepheidas en las mismas galaxias donde se han observado recientemente supernovas Tipo Ia. El objetivo de esto es:

– Reducir las incertidumbres y hacer medidas de distancias mucho más precisas para el sistema a observar a través de usar más de una técnica.

– Caracterizar la constante de Hubble y comparar su valor en el Universo local, donde los objetos observados residen, con valores obtenidos de otras pruebas.

Figura 3: “Escalera de Distancias”, término usado para referirse a como varios indicadores de distancias son calibrados usado primero aquellos por que sus mediciones son más simples a distancias menores para calibrar aquellos que son los únicos que se pueden usar a distancias mayores. En este caso, el eje “y” de cada plot es calibrado con el eje “x”. En el primer plot, las Cepheidas cercanas son calibradas con métodos geométricos, como el paralaje. En el segundo plot, las distancias no permiten usar métodos geométricos y las Cepheidas son usadas para calibrar las supernovas tipo Ia. Finalmente en el tercer plot las supernovas son usadas para, a partir de los redshift de las galaxias, medir los modulos de distancias de las galaxias (como primera aproximación, según detalla el artículo). Figura 10 del artículo técnico.

Para medir las distancias de estos objetos, el equipo ha exitosamente extrapolado cuan rápido estos objetos se mueven. Es un gran logro científico el hecho de que han alcanzado a reducir dramáticamente el error en la medida de las distancias a través de sus análisis. Sin embargo, los resultados son muy intrigantes. El artículo clama que el valor local de la constante de Hubble es H₀ = 73.85 ± 1.97 km/s/Mpc, con una precisión del 2.4%.

Figura 4: Varias comparaciones del rango en el cual estan las medidas de la constante de Hubble. Si las medidas tienen coherencia, el rango azul (Planck15+LCDM) y el rojo (el paper en discusión) se interceptarían. Como podemos ver, a pesar de los intervalos de confianza, los rangos no se interceptan. Figura 12 del artículo técnico.

Figura 5: Regiones donde residen los valores de mayor probabilidad entre los H₀ de Planck y del artículo. Podemos ver que variando el parámetro N_eff, ambas medidas, las del presente artículo y las de Planck, son coherentes entre sí. Figura 15 del artículo técnico.

Ahora explicaremos cual es el problema con esto. El H₀ encontrado por el artículo es ~ 6km/s/Mpc más alto que el encontrado por la Colaboración Planck, el cual es un equipo conocido por sus medidas cosmológicas precisas obtenidas del Fondo Cósmico de Microondas (CMB por sus siglas en inglés). El CMB es una medida primordial del Big Bang, cuyos resultados chocan con las últimas medidas de supernovas, que corresponden a las vecindades del Universo Local. La comparación ha sido hecha extrapolando la evolución de H₀ en el tiempo desde el Big Bang hasta el presente, y el conflicto es visto en las figuras de arriba. Los autores del artículo sugieren que en los análisis de Planck, cambiando un parámetro llamado N_eff (el número neto de especies contribuyendo a la energía oscura después del Big Bang) podríamos llevar el valor de H₀ a uno más cercano al encontrado en el Universo Local. Es importante notar que los valores de varios parámetros cosmológicos dependen directamente de la medida precisa de H₀.

Todavía es muy pronto para decir si este conflicto debido al LCDM representa buenas o malas noticias. Pero esto es lo que hace a la astrofísica tan excitante.