Comenzó con una explosión. . .
El universo está ahí fuera, esperando que lo descubras
Una historia visual del Universo en expansión incluye el estado caliente y denso conocido como Big Bang y el crecimiento y la formación de la estructura posteriormente. Pero conocer cuantitativamente lo que es (y fue) la tasa de expansión en el presente (y en el pasado) es vital para comprender nuestra historia cósmica y nuestro futuro. Crédito de la imagen: NASA / CXC / M. Weiss
Por Ethan Siegel, para Forbes Enero 3 de 2018
Las opiniones expresadas por Ethan Siegel, colaborador de Forbes son suyas, exclusivamente.
Desde que Hubble descubrió por primera vez la relación entre la distancia de una galaxia y su alejamiento de nosotros, los astrofísicos han corrido para medir exactamente qué tan rápido se está expandiendo el Universo. A medida que el tiempo avanza, la estructura del espacio se estira y las distancias entre los objetos gravitacionalmente libres aumentan, lo que significa que todos deberían ver que el Universo se expande a la misma velocidad. Sin embargo, lo que esa tasa es el tema de un gran debate que hoy se debate en la cosmología. Si mides esa tasa del resplandor del Big Bang, obtienes un valor para la constante de Hubble: 67 km / s / Mpc. Si lo mides desde estrellas individuales, galaxias y supernovas, obtienes un valor diferente: 74 km / s / Mpc. ¿Quién tiene razón y quién está equivocado? Es una de las mayores controversias en la ciencia de hoy.
Los destinos esperados del Universo (las tres ilustraciones superiores) corresponden a un Universo donde la materia y la energía luchan contra la tasa de expansión inicial. En nuestro Universo observado, una aceleración cósmica es causada por algún tipo de energía oscura, que hasta ahora no ha sido explicada. Crédito de la imagen: E. Siegel / Beyond the Galaxy
Si el Universo se está expandiendo hoy, eso significa que debe haber sido más compacto, más denso y aún más caliente en el pasado distante. El hecho de que las cosas se estén separando cada vez más, en una escala cósmica, implica que estuvieron más cerca el uno del otro hace mucho tiempo. Si la gravedad funciona para agruparse y agrupar grandes masas, entonces el universo rico en galaxias y vacíos que vemos hoy debe haber sido más uniforme hace miles de millones de años. Y si puedes medir la tasa de expansión hoy, así como también lo que hay en el Universo, puedes aprender:
- si el Big Bang ocurrió (lo hizo),
- qué edad tiene nuestro Universo (13.8 mil millones de años),
- y si volverá a colapsar o expandirse para siempre (se expandirá para siempre).
Puedes aprenderlo todo, si puedes medir con precisión el valor de la constante de Hubble.
Una gráfica de la tasa de expansión aparente (eje y) frente a la distancia (eje x) es consistente con un universo que se expandió más rápido en el pasado, pero que todavía se está expandiendo en la actualidad. Esta es una versión moderna de, que se extiende miles de veces más que el trabajo original de Hubble. Tenga en cuenta el hecho de que los puntos no forman una línea recta, lo que indica el cambio de la tasa de expansión en el tiempo. Crédito de la imagen: Ned Wright, basado en los últimos datos de Betoule et al. (2014)
La constante de Hubble parece ser una cantidad sencilla de medir. Si puede medir la distancia a un objeto y la velocidad con la que parece alejarse de usted (desde su desplazamiento al rojo), eso es todo lo que se necesita para derivar la constante de Hubble, que relaciona la distancia y la velocidad de recesión. El problema surge porque los diferentes métodos de medición de la constante de Hubble dan resultados diferentes. De hecho, hay dos clases principales de métodos, y los resultados que obtiene cada uno son incompatibles con el otro.
La construcción de la escalera de distancia cósmica implica ir desde nuestro Sistema Solar a las estrellas a las galaxias cercanas a las distantes. Cada "paso" lleva consigo sus propias incertidumbres; también estaría sesgado hacia valores más altos o más bajos si viviéramos en una región underdense o overdense. Crédito de la imagen: NASA, ESA, A. Feild (STScI) y A. Riess (STScI / JHU)
1.) El método de la 'escalera de distancia'. Mire hacia una galaxia distante. ¿Qué tan lejos está? Si puedes medir las estrellas individuales dentro de él, y sabes cómo funcionan las estrellas, puedes inferir una distancia a esas galaxias. Si puedes medir una supernova dentro de ella y sabes cómo funcionan las supernovas, haz lo mismo: obtienes una distancia. Saltamos de paralaje (dentro de nuestra propia galaxia) a Cefeidas (dentro de nuestra propia galaxia y otras cercanas) a supernovas de Tipo Ia (en todas las galaxias, desde las cercanas a las ultra-distantes), y podemos medir distancias cósmicas. Cuando combinamos eso con los datos del desplazamiento al rojo, constantemente obtenemos tasas de expansión en el rango de 72-75 km / s / Mpc: un valor relativamente alto para la constante de Hubble.
El mejor mapa del CMB y las mejores restricciones sobre la energía oscura y el parámetro de Hubble a partir de él. Crédito de la imagen: ESA y la colaboración de Planck (arriba); P. A. R. Ade y otros, 2014, A y A (abajo).
2.) El método de la 'reliquia sobrante'. Cuando se produjo el Big Bang, nuestro Universo nació con regiones excesivamente densas y subdensas. En las primeras etapas, los tres ingredientes clave son la materia oscura, la materia normal y la radiación. La gravedad funciona para hacer crecer las regiones sobredensadas, donde tanto la materia normal como la materia oscura caen dentro de ellas. La radiación funciona para expulsar ese exceso de materia, pero interactúa de manera diferente con la materia normal (que se dispersa) que con la materia oscura (lo que no ocurre). Esto deja un conjunto específico de marcadores de escala en el Universo, que crecen a medida que el Universo se expande. Al observar las fluctuaciones en el fondo de microondas cósmico o las correlaciones de las estructuras a gran escala debido a las oscilaciones acústicas bariónicas, obtenemos tasas de expansión en el rango de 66-68 km / s / Mpc: un valor bajo.
Una ilustración de los patrones de agrupamiento debido a las Oscilaciones acústicas de Baryon, donde la probabilidad de encontrar una galaxia a cierta distancia de cualquier otra galaxia se rige por la relación entre la materia oscura y la materia normal. A medida que el Universo se expande, esta distancia característica se expande también, lo que nos permite medir la constante de Hubble. Crédito de la imagen: Zosia Rostomian
Las incertidumbres sobre estos dos métodos son bastante bajas, pero también son mutuamente incompatibles. Si el Universo tiene menos materia y más energía oscura de lo que pensamos actualmente, los números en el método de la "reliquia sobrante" podrían aumentar para alinearse con los valores más altos. Si hay errores en cualquier etapa de nuestras mediciones de distancia, ya sea de paralaje, calibraciones, evolución de supernova o distancias de Cefeida, el método de "escalera de distancia" podría ser artificialmente alto. También existe la posibilidad, favorecida por muchos, de que el verdadero valor se encuentre en algún punto intermedio.
Ilustración del artista de dos estrellas de neutrones fusionadas. La rejilla ondulante espacio-tiempo representa las ondas gravitacionales emitidas por la colisión, mientras que los haces estrechos son los chorros de rayos gamma que se disparan solo unos segundos después de las ondas gravitacionales (detectadas como un estallido de rayos gamma por los astrónomos). La fusión de estrellas de neutrones puede proporcionar un nuevo método para medir la velocidad de expansión del Universo. Crédito de la imagen: NSF / LIGO / Sonoma State University / A. Simonnet
Recientemente, ha habido una gran cantidad de rumores de que las estrellas de neutrones en colisión podrían resolver el problema al proporcionar un tercer método independiente. En principio, podrían: la amplitud de la señal que recibimos depende directamente de la distancia de la fusión. Observe suficientes de ellos, y (a través de seguimientos electromagnéticos) obtenga el desplazamiento al rojo de la galaxia anfitriona, y obtendrá una medición de la constante de Hubble. Pero este tercer método, por muy convincente que sea, tiene su propio conjunto de incertidumbres, que incluyen:
- incógnitas sobre los parámetros de fusión de las estrellas de neutrones,
- velocidades peculiares asociadas con la galaxia anfitriona,
- y vacíos y perturbaciones locales (cercanas) a la tasa de expansión.
Una región del espacio carente de materia en nuestra galaxia revela el Universo más allá, donde cada punto es una galaxia distante. La estructura de grupo / vacío se puede ver muy claramente. Si vivimos en una región underdensse / void, esto puede influir tanto en la escalera de distancia como en la combinación de los métodos de la estrella de neutrones / sirena estándar. Crédito de la imagen: ESA / Herschel / SPIRE / HerMES
Algunas de estas incertidumbres son las mismas que plagan el método de la "escalera de distancia". Si este método de 'sirena estándar', como se lo va a llamar, concuerda con la cifra más alta de 72-75 km / s / Mpc después de, digamos, 30 detecciones, eso no significa necesariamente que el problema esté resuelto. En cambio, es posible que los errores sistemáticos, o los errores inherentes al método que está utilizando, lo predispongan hacia un valor artificialmente mayor. Ayuda tener un tercer método cuando los dos primeros dan resultados diferentes, pero este tercer método no es completamente independiente y viene con incertidumbres propias.
Tensiones de medición modernas desde la escalera de distancia (rojo) con datos CMB (verde) y BAO (azul). Los puntos rojos son del método de escalera de distancia; el verde y el azul provienen de los métodos de la "reliquia sobrante". Esta información fue tomada del documento,
"Implicaciones cosmológicas de las mediciones de oscilación acústica bariónica". Crédito de la imagen: Aubourg, Éric et al. Phys.Rev. D92 (2015) no.12, 123516.
Comprender exactamente qué tan rápido se expande el Universo es un ingrediente vital en la receta para dar sentido a de dónde vino todo, cómo llegó a ser de esta manera y hacia dónde se dirige. Todos los equipos involucrados han sido increíblemente cuidadosos y han hecho un trabajo fantástico, y a medida que nuestras mediciones se vuelven cada vez más precisas, las tensiones solo han aumentado. Sin embargo, el Universo debe tener una tasa de expansión global única, por lo que debe haber un error, error o sesgo en algún lugar, tal vez en varios lugares. Aún así, incluso con todos los datos que tenemos, debemos tener cuidado. Tener un tercer método no necesariamente será un desempate; si no tenemos cuidado, puede convertirse en una nueva forma de engañarnos a nosotros mismos. La interpretación errónea del universo no cambia lo que realmente es la realidad. Depende de nosotros asegurarnos de que lo hagamos bien.
El astrofísico y autor Ethan Siegel es el fundador y escritor principal de Starts With A Bang! Sus libros, Treknology y Beyond The Galaxy, están disponibles dondequiera que se vendan libros.
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