¿Hay realmente una constante cosmológica? ¿O la energía oscura cambia con el tiempo?
La historia del Universo y la flecha del tiempo. Crédito de la imagen: NASA / GSFC.
Por Sabine Hossenfelder para Forbes mayo 30 de 2017
Sabine es una física teórica especializada en gravedad cuántica y físicas de altas energías. Ella también periodista independiente que escribe sobre la ciencia.
Las opiniones expresadas por los colaboradores de Forbes son propias.
La historia del Universo cuenta la historia de una carrera entre la gravitación y la expansión, hasta hace unos seis mil millones de años, cuando la energía oscura se vuelve importante.
Según la física, el universo y todo lo que en él se puede explicar por un puñado de ecuaciones. Son ecuaciones difíciles, está bien, pero su característica más simple es también la más misteriosa. Las ecuaciones contienen unas pocas docenas de parámetros que son - para todos los que actualmente conocemos - inmutables, y sin embargo estos números determinan todo acerca del mundo que habitamos. Los físicos han gastado mucho cerebro en cuestionar de dónde provienen estos números, si podrían haber tomado otros valores que los que observamos, y si su exploración de su origen está incluso dentro del ámbito de la ciencia.
Una de las preguntas clave cuando se trata de estos parámetros es si son realmente constantes, o si son dependientes del tiempo. Si varían, entonces su dependencia del tiempo tendría que ser determinada por otra ecuación, la cual cambiaría toda la historia que actualmente contamos acerca de nuestro Universo. Si incluso una de las constantes fundamentales no es verdaderamente una constante, abriría la puerta a un subcampo completamente nuevo de la física.
Representante de la energía inherente al espacio mismo, se cree que la constante cosmológica (o energía oscura) surge de la energía del punto cero del espacio vacío. Se supone que es una constante, pero eso no es necesariamente cierto. Crédito de la imagen: SLAC National Accelerator Laboratory
Quizás el parámetro más conocido de todos es la constante cosmológica: la energía del punto cero del espacio vacío en sí. Es lo que hace que la expansión del universo se acelere. Normalmente se supone que la constante cosmológica es, bien, una constante. Si no lo es, se puede llamar más generalmente "energía oscura". Si nuestras teorías actuales para el cosmos son correctas, nuestro universo se expandirá para siempre en un futuro frío y oscuro.
El valor de la constante cosmológica es infamously la predicción peor nunca hecha usando la teoría cuántica del campo; La matemática dice que debe ser 120 órdenes de magnitud mayor que lo que observamos. Pero que la constante cosmológica tiene un pequeño valor no nulo que hace que el Universo se acelere está muy bien establecida por la medición. La evidencia es tan sólida que un Premio Nobel fue otorgado por su descubrimiento en 2011.
La construcción de la escala cósmica de la distancia implica ir de nuestro sistema solar a las estrellas a las galaxias próximas a las distantes. Cada "paso" lleva consigo sus propias incertidumbres. Crédito de la imagen: the Type Ia supernova step is the one that resulted in the 2011 Nobel Prize.
Exactamente lo que el valor de la constante cosmológica es, sin embargo, es controvertido. Hay diferentes maneras de medir la constante cosmológica, y los físicos han sabido por algunos años que las diferentes medidas dan resultados diferentes. Esta tensión en los datos es difícil de explicar, y hasta ahora no ha sido resuelta.
Una forma de determinar la constante cosmológica es utilizando el fondo de microondas cósmico (CMB). Las pequeñas fluctuaciones de temperatura entre diferentes ubicaciones y escalas en el CMB codifican las variaciones de densidad en el universo temprano y los cambios subsiguientes en la radiación que fluye desde esos lugares. Desde el ajuste del espectro de potencia del CMB con los parámetros que determinan la expansión del universo, los físicos obtienen un valor para la constante cosmológica. El más exacto de todas estas mediciones es actualmente los datos del satélite Planck.
Tres tipos diferentes de mediciones, estrellas lejanas y galaxias, la estructura a gran escala del Universo, y las fluctuaciones en el CMB, nos dicen la historia de expansión del Universo. Crédito de la imagen: ESA/Hubble and NASA, Sloan Digital Sky Survey, ESA and the Planck Collaboration.
Otra forma de determinar la constante cosmológica es deducir la expansión del universo desde el desplazamiento al rojo de la luz desde fuentes lejanas. Esta es la forma en que los ganadores del Premio Nobel hicieron sus descubrimientos originales a finales de los 90, y la precisión de este método ha sido mejorada desde entonces. Además, hay ahora múltiples maneras de realizar esta medición, donde los resultados están en general de acuerdo entre sí.
Pero estas dos formas de determinar la constante cosmológica dan resultados que difieren con una significación estadística de 3,4-σ. Esa es una probabilidad de que menos de uno de cada mil se deba a fluctuaciones aleatorias de datos, pero es cierto que no es lo suficientemente fuerte como para descartar variaciones estadísticas. Se han propuesto varias explicaciones para ello. Una posibilidad es que se trata de un error sistemático en la medición, muy probablemente en la medición CMB de la misión Planck. Hay razones para ser escépticos, porque la tensión desaparece cuando se omiten las estructuras más finas (los grandes momentos multipolares) de los datos. Además, las sustracciones de primer plano incorrectas pueden seguir desviando los datos, como lo hicieron en el infame anuncio BICEP2. Para muchos astrofísicos, estos son indicadores de que algo no está bien con la medición de Planck o el análisis de datos.
Una forma de medir la historia de expansión del Universo implica ir todo el camino de regreso a la primera luz que podemos ver, cuando el Universo tenía sólo 380.000 años de antigüedad. Las otras maneras no van hacia atrás casi tan lejos, pero también tienen un menor potencial de ser contaminadas por errores sistemáticos. Crédito de la imagen: European Southern Observatory
Pero tal vez sea un efecto real después de todo. En este caso, se han presentado varias modificaciones del modelo cosmológico estándar. Abarcan desde neutrinos adicionales a gravitones masivos hasta cambios reales y genuinos en la constante cosmológica.
La idea de que la constante cosmológica cambia de un lugar a otro no es una opción atractiva porque esto tiende a arruinar demasiado el espectro CMB. Pero actualmente, la explicación más popular para la tensión de datos en la literatura parece ser una constante cosmológica variable en el tiempo.
Las diferentes maneras en que la energía oscura podría evolucionar hacia el futuro. Se supone que se mantendrá constante, pero si aumenta en fuerza (en un Big Rip) o reversa signo (que conduce a un Big Crunch), otros destinos son posibles. Crédito de la imagen:
Un grupo de investigadores de España, por ejemplo, afirma que tienen una asombrosa preferencia 4.1-σ por una constante cosmológica dependiente del tiempo sobre una constante realmente constante. Esta afirmación parece haber sido ampliamente ignorada, y de hecho uno debe ser cauteloso. Ellos ponen a prueba una dependencia de tiempo muy específica, y su análisis estadístico no cuenta para otras parametrizaciones que en su lugar podría ser probado. (La variante del físico teórico del sesgo de post-selección). Además, se ajustan a su modelo no sólo a los dos conjuntos de datos antes mencionados, sino a un montón de otros al mismo tiempo. Esto hace que sea difícil decir por qué su modelo parece funcionar mejor. Un par de cosmólogos que me preguntaron sobre este notable resultado y por qué se ha ignorado se quejaron de que el método de análisis de datos del grupo español no es transparente.
Cualquier configuración de los puntos de fondo de la luz - estrellas, galaxias o racimos - se distorsionará debido a los efectos de la masa del primer plano a través de lentes gravitacionales débiles. Incluso con ruido de forma aleatoria, la firma es inconfundible. Crédito de la imagen:
Sea como fuere, justo cuando colgué el papel de los españoles, vi otro artículo que apoyaba su afirmación con un estudio totalmente independiente basado en la débil lente gravitatoria. La lente gravitacional débil ocurre cuando una galaxia de primer plano distorsiona las formas de imagen de galaxias de fondo más distantes. El calificativo "débil" establece este efecto aparte de las lentes fuertes, que son causadas por objetos masivos cercanos -como los agujeros negros- y deforman fuentes puntuales de arcos, anillos y múltiples imágenes. Por otra parte, la lente gravitacional débil no es tan fácilmente reconocible y debe deducirse de la distribución estadística de las elipticidades de las galaxias.
El Kilo Degree Survey (KiDS) ha reunido y analizado datos de lentes débiles de alrededor de 15 millones de galaxias distantes. Mientras que sus medidas no son sensibles a la expansión del universo, son sensibles a la densidad de la energía oscura, que afecta la manera en que la luz viaja de las galaxias hacia nosotros. Esta densidad se codifica en un parámetro cosmológico denominado imaginativamente σ_8, que mide la amplitud del espectro de potencia de la materia en escalas de 8 Mpc / h, donde h está relacionado con la tasa de expansión de Hubble. Sus datos también están en conflicto con los datos CMB del satélite Planck.
La superposición en la esquina inferior izquierda representa la distorsión de las imágenes de fondo debido a la lente gravitatoria esperada de los halos de materia oscura de las galaxias de primer plano, indicadas por elipses rojas. Los "palos" de polarización azul indican la distorsión. Esta reconstrucción es responsable tanto del cizallamiento como de la lente débil en el campo de Hubble Deep. Crédito de la imagen:
Los miembros de la colaboración KiDS han probado qué cambios en el modelo cosmológico estándar funcionan mejor para aliviar la tensión en los datos. Intrigantemente, resulta que antes de todas las explicaciones, la que funciona mejor tiene la constante cosmológica cambiando con el tiempo. El cambio es tal que los efectos de la expansión acelerada son cada vez más pronunciados, no menos.
En resumen, parece cada vez más improbable que la tensión en los datos cosmológicos se deba al azar. Los cosmólogos son justificadamente cautelosos, y la mayoría de ellos apuesta por un problema sistemático con los datos de Planck o, alternativamente, con la calibración de la escala de distancia cósmica. Sin embargo, si estas mediciones reciben una confirmación independiente, la mejor mejor opción es la energía oscura dependiente del tiempo. Sin embargo, no hará que nuestro futuro sea más brillante. Incluso si la energía oscura cambia con el tiempo, todas las indicaciones apuntan hacia el universo que continúa expandiéndose, para siempre, en la fría oscuridad.
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Comenzó con un estallido
El Universo está ahí, esperando a que lo descubras
La historia del Universo y la flecha del tiempo. Crédito de la imagen: NASA / GSFC.
Por Sabine Hossenfelder para Forbes mayo 30 de 2017
Sabine es una física teórica especializada en gravedad cuántica y físicas de altas energías. Ella también periodista independiente que escribe sobre la ciencia.
Las opiniones expresadas por los colaboradores de Forbes son propias.
La historia del Universo cuenta la historia de una carrera entre la gravitación y la expansión, hasta hace unos seis mil millones de años, cuando la energía oscura se vuelve importante.
Según la física, el universo y todo lo que en él se puede explicar por un puñado de ecuaciones. Son ecuaciones difíciles, está bien, pero su característica más simple es también la más misteriosa. Las ecuaciones contienen unas pocas docenas de parámetros que son - para todos los que actualmente conocemos - inmutables, y sin embargo estos números determinan todo acerca del mundo que habitamos. Los físicos han gastado mucho cerebro en cuestionar de dónde provienen estos números, si podrían haber tomado otros valores que los que observamos, y si su exploración de su origen está incluso dentro del ámbito de la ciencia.
Una de las preguntas clave cuando se trata de estos parámetros es si son realmente constantes, o si son dependientes del tiempo. Si varían, entonces su dependencia del tiempo tendría que ser determinada por otra ecuación, la cual cambiaría toda la historia que actualmente contamos acerca de nuestro Universo. Si incluso una de las constantes fundamentales no es verdaderamente una constante, abriría la puerta a un subcampo completamente nuevo de la física.
Representante de la energía inherente al espacio mismo, se cree que la constante cosmológica (o energía oscura) surge de la energía del punto cero del espacio vacío. Se supone que es una constante, pero eso no es necesariamente cierto. Crédito de la imagen: SLAC National Accelerator Laboratory
Quizás el parámetro más conocido de todos es la constante cosmológica: la energía del punto cero del espacio vacío en sí. Es lo que hace que la expansión del universo se acelere. Normalmente se supone que la constante cosmológica es, bien, una constante. Si no lo es, se puede llamar más generalmente "energía oscura". Si nuestras teorías actuales para el cosmos son correctas, nuestro universo se expandirá para siempre en un futuro frío y oscuro.
El valor de la constante cosmológica es infamously la predicción peor nunca hecha usando la teoría cuántica del campo; La matemática dice que debe ser 120 órdenes de magnitud mayor que lo que observamos. Pero que la constante cosmológica tiene un pequeño valor no nulo que hace que el Universo se acelere está muy bien establecida por la medición. La evidencia es tan sólida que un Premio Nobel fue otorgado por su descubrimiento en 2011.
La construcción de la escala cósmica de la distancia implica ir de nuestro sistema solar a las estrellas a las galaxias próximas a las distantes. Cada "paso" lleva consigo sus propias incertidumbres. Crédito de la imagen: the Type Ia supernova step is the one that resulted in the 2011 Nobel Prize.
Exactamente lo que el valor de la constante cosmológica es, sin embargo, es controvertido. Hay diferentes maneras de medir la constante cosmológica, y los físicos han sabido por algunos años que las diferentes medidas dan resultados diferentes. Esta tensión en los datos es difícil de explicar, y hasta ahora no ha sido resuelta.
Una forma de determinar la constante cosmológica es utilizando el fondo de microondas cósmico (CMB). Las pequeñas fluctuaciones de temperatura entre diferentes ubicaciones y escalas en el CMB codifican las variaciones de densidad en el universo temprano y los cambios subsiguientes en la radiación que fluye desde esos lugares. Desde el ajuste del espectro de potencia del CMB con los parámetros que determinan la expansión del universo, los físicos obtienen un valor para la constante cosmológica. El más exacto de todas estas mediciones es actualmente los datos del satélite Planck.
Tres tipos diferentes de mediciones, estrellas lejanas y galaxias, la estructura a gran escala del Universo, y las fluctuaciones en el CMB, nos dicen la historia de expansión del Universo. Crédito de la imagen: ESA/Hubble and NASA, Sloan Digital Sky Survey, ESA and the Planck Collaboration.
Otra forma de determinar la constante cosmológica es deducir la expansión del universo desde el desplazamiento al rojo de la luz desde fuentes lejanas. Esta es la forma en que los ganadores del Premio Nobel hicieron sus descubrimientos originales a finales de los 90, y la precisión de este método ha sido mejorada desde entonces. Además, hay ahora múltiples maneras de realizar esta medición, donde los resultados están en general de acuerdo entre sí.
Pero estas dos formas de determinar la constante cosmológica dan resultados que difieren con una significación estadística de 3,4-σ. Esa es una probabilidad de que menos de uno de cada mil se deba a fluctuaciones aleatorias de datos, pero es cierto que no es lo suficientemente fuerte como para descartar variaciones estadísticas. Se han propuesto varias explicaciones para ello. Una posibilidad es que se trata de un error sistemático en la medición, muy probablemente en la medición CMB de la misión Planck. Hay razones para ser escépticos, porque la tensión desaparece cuando se omiten las estructuras más finas (los grandes momentos multipolares) de los datos. Además, las sustracciones de primer plano incorrectas pueden seguir desviando los datos, como lo hicieron en el infame anuncio BICEP2. Para muchos astrofísicos, estos son indicadores de que algo no está bien con la medición de Planck o el análisis de datos.
Una forma de medir la historia de expansión del Universo implica ir todo el camino de regreso a la primera luz que podemos ver, cuando el Universo tenía sólo 380.000 años de antigüedad. Las otras maneras no van hacia atrás casi tan lejos, pero también tienen un menor potencial de ser contaminadas por errores sistemáticos. Crédito de la imagen: European Southern Observatory
Pero tal vez sea un efecto real después de todo. En este caso, se han presentado varias modificaciones del modelo cosmológico estándar. Abarcan desde neutrinos adicionales a gravitones masivos hasta cambios reales y genuinos en la constante cosmológica.
La idea de que la constante cosmológica cambia de un lugar a otro no es una opción atractiva porque esto tiende a arruinar demasiado el espectro CMB. Pero actualmente, la explicación más popular para la tensión de datos en la literatura parece ser una constante cosmológica variable en el tiempo.
Las diferentes maneras en que la energía oscura podría evolucionar hacia el futuro. Se supone que se mantendrá constante, pero si aumenta en fuerza (en un Big Rip) o reversa signo (que conduce a un Big Crunch), otros destinos son posibles. Crédito de la imagen:
Un grupo de investigadores de España, por ejemplo, afirma que tienen una asombrosa preferencia 4.1-σ por una constante cosmológica dependiente del tiempo sobre una constante realmente constante. Esta afirmación parece haber sido ampliamente ignorada, y de hecho uno debe ser cauteloso. Ellos ponen a prueba una dependencia de tiempo muy específica, y su análisis estadístico no cuenta para otras parametrizaciones que en su lugar podría ser probado. (La variante del físico teórico del sesgo de post-selección). Además, se ajustan a su modelo no sólo a los dos conjuntos de datos antes mencionados, sino a un montón de otros al mismo tiempo. Esto hace que sea difícil decir por qué su modelo parece funcionar mejor. Un par de cosmólogos que me preguntaron sobre este notable resultado y por qué se ha ignorado se quejaron de que el método de análisis de datos del grupo español no es transparente.
Cualquier configuración de los puntos de fondo de la luz - estrellas, galaxias o racimos - se distorsionará debido a los efectos de la masa del primer plano a través de lentes gravitacionales débiles. Incluso con ruido de forma aleatoria, la firma es inconfundible. Crédito de la imagen:
Sea como fuere, justo cuando colgué el papel de los españoles, vi otro artículo que apoyaba su afirmación con un estudio totalmente independiente basado en la débil lente gravitatoria. La lente gravitacional débil ocurre cuando una galaxia de primer plano distorsiona las formas de imagen de galaxias de fondo más distantes. El calificativo "débil" establece este efecto aparte de las lentes fuertes, que son causadas por objetos masivos cercanos -como los agujeros negros- y deforman fuentes puntuales de arcos, anillos y múltiples imágenes. Por otra parte, la lente gravitacional débil no es tan fácilmente reconocible y debe deducirse de la distribución estadística de las elipticidades de las galaxias.
El Kilo Degree Survey (KiDS) ha reunido y analizado datos de lentes débiles de alrededor de 15 millones de galaxias distantes. Mientras que sus medidas no son sensibles a la expansión del universo, son sensibles a la densidad de la energía oscura, que afecta la manera en que la luz viaja de las galaxias hacia nosotros. Esta densidad se codifica en un parámetro cosmológico denominado imaginativamente σ_8, que mide la amplitud del espectro de potencia de la materia en escalas de 8 Mpc / h, donde h está relacionado con la tasa de expansión de Hubble. Sus datos también están en conflicto con los datos CMB del satélite Planck.
La superposición en la esquina inferior izquierda representa la distorsión de las imágenes de fondo debido a la lente gravitatoria esperada de los halos de materia oscura de las galaxias de primer plano, indicadas por elipses rojas. Los "palos" de polarización azul indican la distorsión. Esta reconstrucción es responsable tanto del cizallamiento como de la lente débil en el campo de Hubble Deep. Crédito de la imagen:
Los miembros de la colaboración KiDS han probado qué cambios en el modelo cosmológico estándar funcionan mejor para aliviar la tensión en los datos. Intrigantemente, resulta que antes de todas las explicaciones, la que funciona mejor tiene la constante cosmológica cambiando con el tiempo. El cambio es tal que los efectos de la expansión acelerada son cada vez más pronunciados, no menos.
En resumen, parece cada vez más improbable que la tensión en los datos cosmológicos se deba al azar. Los cosmólogos son justificadamente cautelosos, y la mayoría de ellos apuesta por un problema sistemático con los datos de Planck o, alternativamente, con la calibración de la escala de distancia cósmica. Sin embargo, si estas mediciones reciben una confirmación independiente, la mejor mejor opción es la energía oscura dependiente del tiempo. Sin embargo, no hará que nuestro futuro sea más brillante. Incluso si la energía oscura cambia con el tiempo, todas las indicaciones apuntan hacia el universo que continúa expandiéndose, para siempre, en la fría oscuridad.
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