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Acerca del Problema con H0

Astrobite Original: The Trouble with H0 (or not?)
Título: The Trouble with H0
Autores: J.L. Bernal, L. Verde and A.G. Riess
Institución del primer autor: Universidad de Barcelona, España
Estatus del Paper: sometido a Journal of Cosmology and Astroparticle Physics

Ya hace un rato (aquí) astrobitos reportó acerca de un grupo de astrofísicos (liderados por ni más ni menos que el ganador del nobel, Adam Riess) quienes afirmaban haber determinado la tasa de expansión de nuestro Universo Local con una precisión del 2.4%. Como se menciona en dicha entrada, el artículo técnico señalaba que existe una diferencia significativa entre el valor encontrado para la constante de Hubble (H0) y el valor encontrado por la Colaboración Planck. En este nuevo trabajo, Riess y su equipo realizan un nuevo esfuerzo para solucionar el que ahora han llamado, problema H0.

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Figura 1: Comparación entre los valores de H0 usando diferentes pruebas: datos de PLANCK de 2015 (azul), datos de PLANCK considerando modelos para neutrinos (en rojo), quasars mediddos de lentes gravitacionales (en verde) y supernovas de este trabajo (bandas negras y grices).

Acerca de Planck

El modelo estándar de la cosmología (modelo Lambda-CDM) es robusto y, salvo algunas pocas excepciones, ha logrado pasar todas las pruebas que se le han impuesto. La mayoría de los parámetros que entran en el modelo han sido restringidos a tener errores del 1% o menos. Una de las preocupaciones más grandes del modelo y donde se han realizado los mayores esfuerzos observacionales es la de mapear la historia de expansión del Universo, que es los que nos atañe en esta entrada. Los astrofísicos miden la historia de la expansión local (o reciente) del Universo (resumida básicamente en la constante H0) a través de Supernovas Tipo Ia, lentes gravitacionales de cuásares y otras pruebas similares. La medida de la historia de la expansión del Universo temprano, por su parte, se realiza usando observaciones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB por sus siglas en inglés), cuyas más recientes medidas han sido realizadas por PLANCK y el Telescopio del Polo Sur (SPT por sus siglas en inglés).

No obstante, es necesario tomar en cuenta ciertas consideraciones. La historia de la expansión está ligada a como medimos y/o entendemos las escalas de distancias entre objetos en la determinada época que estamos estudiando. En nuestro Universo, el cambio de escalas de distancia es no-lineal entre el tiempo del CMB y ahora. En los últimos años, PLANCK ha dado luz sobre tres importantes parámetros con una gran significancia estadística:

1. La Geometría del Universo – Considerada epacialmente plana.
2. H0 – 67.8+-0.9 km/s/Mpc dependiendo en cómo se interpreten las propiedades del Universo Local.
3. Un número llamado Rs (en la jerga científica conocido como el horizonte del sonido), un parámetro que depende de la densidad y naturaleza de diferentes especies atómicas existentes en el Universo temprano.

Ambos, H0 y Rs, son escenciales para construir las llamadas “escaleras de distancias”, desde las épocas tempranas del Universo hasta nuestros días. Escaleras de distancias es un término que implica que las calibraciones de las distancias a diferentes escalas (y épocas del Universo) dependen unas de otras (p.ej. las estrellas Cefeidas calibran las distancias obtenidas con supernovas, las supernovas calibran a la distancias obtenidas con la ley de Hubble, etc.). Como he mencionado, PLANCK mide estos parámetros usando el CMB. Expliquemos un poco este punto: el Universo temprano constituye un plasma dominado por la radiación. Este plasma estaba distribuido de forma homgenea, hasta cierto punto (a cierta escala) donde dominan las primeras fluctuaciones de materia embebidas en el CMB. Las escalas a las que suceden esas fluctuaciones son capaces de arrojar luz acerca de la historia de la expansión del Universo temprano. Usando esta información, modelos astrofísicos permiten extrapolar a como se comportaría la expansión en nuestro tiempo. En términos simples, de un H determinado al momento (redshift) del CMB (redshift~1100), podemos extrapolar el valor de H en el tiempo presente. Este último es precisamente H0. El problema es que el valor extrapolado por PLANCK en nuestro tiempo no coincide con el medido usando métodos locales.

De acuerdo al grupo de Reiss, dos cosas pueden estar fallando:

1. Los modelos del Universo Temprano utilizados por PLANCK pueden estar equivocados, lo cual puede implicar alguna nueva física que deba considerarse.
2. Inconsistencias internas en los datos y/o análisis de PLANCK.

Figura 2: Gráfico de Rs y H0 con los datros de PLANCK 2015 (en rojo), PLANCK 2015 considerando neutrinos (en verde), viejos datos del CMB de WMAP (en purpura), reconstrucción de la expansión del Universo independiente del modelo (en azul) y con supernovas (en negro y gris). La figura en la derecha tiene solo los datos "recomendados" por PLANCK mientras que la de la izquierda tiene tanto los preliminares como recomendados. Puede verse que la elipse verde en la derecha alivia la tension entre los valores aceptados para H0 en el Universo Local.

Figura 2: Gráfico de Rs y H0 con los datos de PLANCK 2015 (en rojo), considerando neutrinos (en verde), viejos datos del CMB de WMAP (en púrpura), reconstrucción de la expansión del Universo independiente del modelo (en azul) y con supernovas (en negro y gris). La figura de la derecha tiene solo los datos “recomendados” por PLANCK mientras que la de la izquierda tiene tanto los preliminares como recomendados. Puede verse que la elipse verde en la derecha alivia la tensión entre los valores aceptados para H0 en el Universo Local.

Mediendo H0 y Rs

Además de PLANCK ¿existen otras formas de medir H0 y Rs? Si, éstas son:

H0: usando distancias medidas de supernovas con los datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) o el Supernova Legacy Survey. Esto es de hecho lo que el anterior artículo de Reiss hizo. Sin embargo, H0 del Universo Temprano puede ser determinado de otros proyectos que han mapeado el CMB, siendo el más notable WMAP, una de las más exitosas sondas construidas en la historia (¡y merecedor de un premio nobel por eso!).

Rs: Este número se obtiene en el Universo Temprano midiendo las llamadas Oscilaciones Acústicas Bariónicas , una señal de la era del CMB.

Por lo tanto H0 y Rs proveen escalas absolutas de distancias en los extremos opuestos del tiempo del Universo.

¿Qué proponen los autores del artículo de esta entrada?

Los autores proponen la siguiente estrategia:

1. Estudiar los cambios de la física del universo temprano y reciente por separado, usando ligeras perturbaciones en los modelos establecidos (para ver como se alteran los resultados).
2. Realizar un estudio independiente de los modelos para H0 y Rs.

El análisis encuentra que existe la posibilidad que Rs en el Universo Temprano y H0 en el Universo Local no estén calibrados de forma estadísticamente correcta. Cabe también la posibilidad de que un ligero incremento en un parámetro llamado Neff (el número efectivo de especies de neutrinos en el Universo Temprano) alivie algo de la tensión entre los resultados (esto ya había sido mencionado en el astrobite anterior). Otra sugerencia es que el análisis de PLANCK – dividido entre un ‘preliminar’ y un ‘recomendado’ set de datos – debería de cubrir solo el segundo.

La gran pregunta que todos se hacen es: ¿puede que exista nueva física en el horizonte? Las perturbaciones hechas sobre los modelos del Universo así como las pruebas independientes de los modelos revelan una mezcla en la respuesta. Pero deberemos esperar por nuevas publicaciones de otros proyectos del CMB para que se revele más luz acerca de este excitante problema.

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