Midiendo la constante de Hubble con Gigantes Rojas

• Título del artículo técnico: THE CARNEGIE-CHICAGO HUBBLE PROGRAM. I. AN INDEPENDENT APPROACH TO THE EXTRAGALACTIC DISTANCE SCALE USING ONLY POPULATION II DISTANCE INDICATORS
• Autores: Rachael L. Beaton, Wendy L. Freedman, Barry F. Madore, Giuseppe Bono, Erika K. Carlson, GisellaClementini, Meredith J. Durbin, Alessia Garofalo, Dylan Hatt, In Sung Jang, Juna A. Kollmeier, Myung Gyoon Lee, Andrew J. Monson, Jeffrey A. Rich, Victoria Scowcroft, Mark Seibert, Laura Sturch, and Soung-Chul Yang
• Institución del primer autor: The Observatories of the Carnegie Institution for Science, Pasadena, California
• Estado: Publicado en The Astrophysical Journal en Abril de 2016

Este astrobito tiene como objetivo ahondar un poco más en uno de los problemas que los astrónomos hoy en día intentan dilucidar: la constante de Hubble.

Hace cerca de 90 años,  Edwin Hubble compiló una colección de observaciones que medían distancias y velocidades radiales para finalmente concluir que hay una relación lineal entre la velocidad con la que una galaxia se aleja de nosotros y la distancia a la que esta galaxia se encuentra (E. Hubble, 1929). Gracias a este descubrimiento, más y más gente comenzó a  buscar alternativas para conseguir una mayor cantidad de datos que a su vez sean más exactos. Asimismo, mucho trabajo teórico se llevó (y está llevando) a cabo con la intención de darle sentido a las observaciones.

Figura 1: Gráfica 2 del artículo de Hubble donde determina la ley que lleva su nombre. Se puede ver como la velocidad radial y la distancia de cada galaxia en este gráfico sigue de cerca la relación la propuesta por la línea negra.

Hubble develó un cosmos que se expande, cuando antes se pensaba que en realidad las galaxias no eran más que nebulosas, cúmulos de polvo que no constituían más que los deshechos de una estrella que terminó su vida en una explosión. He ahí la importancia de este astrobito. Para que este descubrimiento fuera llevado a cabo, Hubble necesitó de métodos para medir distancias a galaxias, y herramientas que le permitieran determinar qué tan rápido se acercan o se alejan de nosotros (lo que llamamos velocidad radial).

Para medir la velocidad radial de una galaxia, los astrónomos utilizan el efecto Doppler, que indica que una onda emitida puede cambiar de frecuencia si es que el emisor u observador están en movimiento. A pesar de que el concepto suena lógico, hay muchas preguntas que responder antes de determinar con certeza qué velocidad lleva una galaxia. Por ejemplo, ¿Cómo sabemos qué frecuencia estamos observando, siendo que la galaxia que estamos observando está tan lejos? ¿Cómo determinamos qué tan certera es nuestra medición? Para la primera pregunta usamos fenómenos descubiertos en la Tierra, que nos derivan a leyes y propiedades que se dan en la naturaleza, como la mecánica cuántica. Esta nos dice que cada elemento tiene un conjunto de energías disponibles para emitir, y que este conjunto es único para cada elemento. Por lo tanto, si observamos una línea de emisión o absorción a los 656.2 nm, estamos observando Hidrógeno. Gracias a los avances tecnológicos, puedes imaginar que la precisión que tenemos hoy en día en detectores modernos es altamente superior a la que se tenía en 1929.

El problema viene en la medición de la distancia a las galaxias. Como te podrás imaginar, no es sensato pensar en usar una regla o GPS, porque claramente no tenemos cómo llegar ni siquiera a Andrómeda, nuestra la galaxia vecina. ¿Entonces cómo? ¡Los astrónomos usamos la luz! Sabemos cómo se comporta y si logramos encontrar fuentes energéticas que sean homogéneas, en teoría podemos deducir a qué distancia se encuentran.

¿Pero qué objeto o evento es homogéneo en el universo?¿Más problemas? En 1912 Henrietta Leavitt (Leavitt & Pickering, 1912)  descubrió una relación de periodo luminosidad (P-L) para las estrellas variables llamadas Cefeidas. Esto quiere decir que Henrietta se dio cuenta de que mientras más rápido variaba la luminosidad de la estrella, más luminosidad producía la estrella.

Hubble sólo usó este tipo de estrellas para medir distancias a las lejanas galaxias de su colección de datos. Hoy en día, las Cefeidas no son suficiente, porque las distancias interesantes ahora son muchísimo mayores a las de 1929 y las Cefeidas no son distinguibles a tales distancias.  Otra población de eventos relativamente homogéneos son las supernovas de tipo Ia. De estas puedes aprender en este maravilloso astrobito, pero lo que a nosotros nos importa ahora es que las supernovas son escasas en el universo cercano, pero que son esenciales y más comunes a medida que miramos más y más lejos.

Es así como nace lo que llamamos la escalera de distancias cósmicas: un método que asemeja a una escalera, ya que cada medición depende de la anterior. La escalera cósmica que más se usa usa paralaje para determinar la luminosidad de las Cefeidas de la galaxia, que luego se usan para determinar la distancia a galaxias con supernovas Ia conocidas.

Figura 2: Esta diagrama muestra cómo es utilizada la escalera de medición cósmica. Primero se mide la distancia usando el método de paralaje (el más exacto que tenemos). Cuando las distancias son muy grandes y el paralaje ya no es posible, se utilizan métodos como las Cefeidas, TRGB y las supernoas Ia. Creditos:ESA/Hubble

Todo este fascinante método ha logrado determinar un valor para la constante de Hubble. Riess et al. 2016 determinó H=73.24 km/sec/Mpc usando Cefeidas y supernovas Ia. Como imaginarás, este proceso acarrea incertidumbres y el resultado no es consistente con la medición que resulta de observar el fondo de microondas. Puedes leer más de la medición de la constante de Hubble usando el fondo cósmico en este astrobito.

Figura 3: La gráfica muestra cómo las mediciones de la constante de Hubble no son consistentes unas con otras, dependiendo del método utilizado. (Figura 1 del artículo arXiv:1604.01788)

Como las distintas mediciones deberían determinar lo mismo, la discrepancia levanta montones de dudas tanto del método como de la física que en teoría está siendo testeada. En respuesta a esta discrepancia, los autores del artículo que brevemente discutiremos hoy están intentando usar un método alternativo, independiente y confiable que pueda dilucidar qué es lo que está sucediendo.

Los autores proponen el uso de ‘el final de la rama de las gigantes rojas’ (the Tip of the Red Giant Branch en inglés – TRGB) que nos da una referencia sobre el diagrama color-magnitud y a su vez es un potente indicador de distancia. Ya que la TRGB es independiente del método de las Cefeidas, sólo nos queda esperar a que este grupo recolecte datos suficientes para determinar el valor de la constante de Hubble con un nuevo método. Lee este astrobito y entérate cómo y porqué la TRGB es una buena estimadora de distancia.

Figura 4: El diagrama de la derecha de color-magnitud de la galaxia de la izquierda nos muestra dónde esta la TRGB que en teoría posee la misma luminosidad en todas las galaxias, por lo que se puede usar para calibrar distancias (Figura 5 del artículo, arXiv:1604.01788)

Entonces, la escalera cósmica se construiría usando paralaje para medir la distancia a estrellas que se encuentran en el TRGB, y así encontrar el valor para la luminosidad de la TRGB. Sabiendo cuán luminosa es esta TRGB, podemos estimar la distancia a galaxias en donde podemos ver el TRGB, pero donde el paralaje es imposible por ser la galaxia muy distante. La idea es entonces usar estas estrellas para calcular la distancia a galaxias en donde ha ocurrido alguna supernova Ia, para luego calibrar esa relación y obtener un valor para la constante de Hubble. Este proceso involucra re-observar galaxias con supernovas conocidas e intentar distinguir la TRGB, lo que llevará algo de tiempo.

Ahora que Gaia (una campaña que logró precisiones nunca antes alcanzadas) está disponible, el error en las mediciones de la constante de Hubble usando el TRGB están estimados en 2.3%.

Solo queda esperar a que el grupo comience a entregar resultados y esperar que los errores no superen los que están predichos. ¡Mantente alerta a las noticias de este grupo!

Figura 4: Estimación de los errores de las mediciones para cada etapa de la escalera de distancias determinada por el Carnegie-Chicago Hubble Program (CCHP). (Figura 8 del artículo, arXiv:1604.01788)