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sábado, septiembre 30, 2023
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Se necesitará algo más que energía oscura temprana para resolver la tensión del Hubble

El método máser proporciona un parámetro de Hubble de aproximadamente 72 a 77 (km/s)/Mpc, mientras que el enfoque de lentes gravitacionales proporciona un valor de aproximadamente 63 a 70 (km/s)/Mpc

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Nuestra mejor comprensión del universo tiene sus raíces en un modelo cosmológico conocido como LCDM. El CDM significa materia oscura fría, donde la mayor parte de la materia del universo no son estrellas y planetas, sino una forma extraña de materia que es oscura y casi invisible. La L, o lambda, representa la energía oscura. Es el símbolo utilizado en las ecuaciones de la relatividad general para describir el parámetro de Hubble, o la tasa de expansión cósmica. Aunque el modelo LCDM coincide increíblemente bien con nuestras observaciones, no es perfecto. Y cuantos más datos recopilamos sobre el universo primitivo, menos perfecto parece ser.

Una dificultad central es el hecho de que, cada vez más, nuestras diversas medidas del parámetro de Hubble no se alinean. Por ejemplo, si utilizamos las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas para calcular el parámetro, obtenemos un valor de aproximadamente 68 km/s por megaparsec. Si miramos una supernova distante para medirla, obtenemos un valor de alrededor de 73 km/s por megaparsec. En el pasado, la incertidumbre de estos valores era lo suficientemente grande como para superponerse, pero ahora los hemos medido con tanta precisión que realmente no están de acuerdo. Esto se conoce como el problema de la tensión de Hubble y es uno de los misterios más profundos de la cosmología en este momento.

La tensión del Hubble ha empeorado últimamente. Crédito: Perivolaropoulos y Skara

Gran parte de los esfuerzos para resolver este misterio se han centrado en comprender mejor la naturaleza de la energía oscura. En el primer modelo de Einstein, la expansión cósmica es una parte inherente de la estructura del espacio y el tiempo, una constante cosmológica que expande el universo a un ritmo constante. Pero tal vez la energía oscura sea un campo escalar exótico, uno que permitiría una tasa de expansión variable o incluso una expansión que varía ligeramente según la dirección en la que se mire. Quizás la velocidad fue mayor en el período de las primeras galaxias y luego se desaceleró, de ahí las diferentes observaciones. Sabemos tan poco sobre la energía oscura que existen muchas posibilidades teóricas.

Quizás modificar la energía oscura resuelva la tensión del Hubble, pero Sunny Vagnozzi no lo cree así. En un artículo reciente subido al servidor de preimpresión arXiv (y posteriormente publicado en la revista Universe), describe siete razones para sospechar que la energía oscura no será suficiente para resolver el problema. Es una lista alfabética de datos que muestra cuán profundo es este misterio cosmológico.

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Edades de objetos distantes

La idea detrás de este es simple. Si conoces la edad de una estrella o galaxia a mil millones de años luz de distancia, entonces sabes que el universo debe haber tenido al menos esa edad hace mil millones de años. Si esta edad no está de acuerdo con la LCDM, entonces la LCDM debe estar equivocada. Por ejemplo, hay algunas estrellas que parecen ser más antiguas que el universo, lo que los escépticos del Big Bang a menudo señalan como algo que desmiente el Big Bang. Esto no funciona porque la edad de estas estrellas es lo suficientemente incierta como para ser más jóvenes que el universo. Pero se puede ampliar la idea como prueba cosmológica. Determine la edad de miles de estrellas a distintas distancias, luego use estadísticas para medir una edad cosmológica mínima en diferentes épocas y, a partir de ahí, calcule un parámetro mínimo de Hubble.

Varios estudios han analizado esto, basándose en una variedad de estudios del cielo. Determinar la edad de las estrellas y los cúmulos globulares es particularmente difícil, por lo que los datos resultantes son un poco confusos. Si bien es posible ajustar los datos al rango de parámetros del Hubble que tenemos a partir de medidas directas, los datos de edad-distancia sugieren que el universo es un poco más antiguo de lo que permite el LCDM. En otras palabras, SI los datos de edad son realmente precisos, existe una discrepancia entre la edad cósmica y las edades estelares. Se trata de un gran SI, y está lejos de ser concluyente, pero vale la pena explorarlo más a fondo.

Oscilación acústica bariónica

La materia regular está formada por bariones y leptones. Los protones y neutrones de un átomo son bariones y los electrones son leptones. Entonces, la materia bariónica es el tipo habitual de materia que vemos todos los días, a diferencia de la materia oscura. La oscilación acústica bariónica (BAO) se refiere a las fluctuaciones de la densidad de la materia en el universo primitivo. Cuando el universo estaba en un estado denso y caliente, estas fluctuaciones se extendían por el cosmos como ondas sonoras. A medida que el universo se expandió, las regiones más densas formaron las semillas de galaxias y cúmulos galácticos. La escala de esos grupos está impulsada por la expansión cósmica. Entonces, al observar BAO en todo el universo, podemos estudiar la evolución de la energía oscura a lo largo del tiempo.

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Lo bueno de BAO es que conecta la distribución de las galaxias que vemos hoy con el estado inflacionario del universo durante el período del fondo cósmico de microondas (CMB). Es una forma de comparar el valor del primer parámetro de Hubble con el valor más reciente. Esto se debe a que la inflación temprana puso un límite a la propagación de las ondas acústicas. Cuanto mayor era la tasa de expansión en aquel entonces, menor era el rango acústico. Se conoce como horizonte acústico y depende no sólo de la tasa de expansión sino también de la densidad de la materia en ese momento. Cuando comparamos las observaciones de BAO y CMB, coinciden, pero sólo para un nivel de materia al borde de los límites observados. En otras palabras, si conseguimos una mejor medida de la densidad de la materia en el universo, podríamos tener una tensión CMB/BAO tal como tenemos actualmente una tensión de Hubble.

Edades de los objetos vs parámetro de Hubble. Crédito: Vagnozzi, Pacucci y Loeb

Cronómetros cósmicos

Tanto las medidas del fondo cósmico de microondas como de las supernovas del parámetro de Hubble dependen de una estructura de modelos entrelazados. La medida de las supernovas depende de la escala de distancias cósmicas, donde utilizamos varios modelos de observación para determinar distancias cada vez mayores. La medida CMB depende del modelo LCDM, el cual tiene cierta incertidumbre en sus parámetros como la densidad de la materia. Los cronómetros cósmicos son medidas observacionales del parámetro de Hubble que no dependen del modelo.

Una de estas medidas utiliza máseres astrofísicos. Bajo ciertas condiciones, la materia caliente en el disco de acreción de un agujero negro puede emitir luz láser de microondas. Dado que esta luz tiene una longitud de onda muy específica, cualquier cambio en esa longitud de onda se debe al movimiento relativo o expansión cósmica, por lo que podemos medir la tasa de expansión directamente a partir del corrimiento al rojo general del máser, y podemos medir la distancia desde la escala de el disco de acreción. Ninguno de estos requiere supuestos del modelo cosmológico.

Otro enfoque utiliza lentes gravitacionales. Si una galaxia cercana se encuentra entre nosotros y una supernova distante, la luz de la supernova puede dirigirse gravitacionalmente alrededor de la galaxia, creando múltiples imágenes de la supernova. Dado que la luz de cada imagen recorre un camino diferente, cada imagen tarda una cantidad de tiempo diferente en llegar a nosotros. Cuando tenemos suerte podemos ver la supernova varias veces. Combinando estas observaciones podemos obtener una medida directa del parámetro de Hubble, nuevamente sin ningún supuesto del modelo.

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El método máser proporciona un parámetro de Hubble de aproximadamente 72 a 77 (km/s)/Mpc, mientras que el enfoque de lentes gravitacionales proporciona un valor de aproximadamente 63 a 70 (km/s)/Mpc. Estos resultados son provisionales y confusos, pero parece que ni siquiera las medidas del parámetro de Hubble independientes del modelo eliminarán el problema de la tensión.

Desplazamiento al rojo descendente

Dentro de la relatividad general, el parámetro de Hubble es constante. La Lambda es una constante cosmológica que impulsa la expansión a un ritmo constante. Esto significa que la densidad de la energía oscura es uniforme en todo el tiempo y el espacio. Alguna energía exótica desconocida podría impulsar una expansión adicional, pero en el modelo más simple, debería ser constante. Por tanto, los desplazamientos al rojo de las galaxias distantes deberían ser directamente proporcionales a la distancia. Puede haber una pequeña variación en el desplazamiento al rojo debido al movimiento real de las galaxias a través del espacio, pero en general debería haber una relación simple de desplazamiento al rojo.

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Pero hay alguna evidencia de que el parámetro de Hubble no es constante. Un estudio de quásares distantes con lentes gravitacionales de galaxias más cercanas calculó el valor de Hubble a seis distancias diferentes de corrimiento al rojo. Las incertidumbres de estos valores son bastante grandes, pero los resultados no parecen agruparse en torno a un solo valor. En cambio, el parámetro de Hubble para lentes más cercanas parece más alto que el de lentes más distantes. El mejor ajuste sitúa el parámetro de Hubble en aproximadamente 73 (km/s)/Mpc, pero eso supone un valor constante.

Efecto Sachs-Wolfe integrado temprano

Cuando miramos la luz procedente del fondo cósmico de microondas, no tenemos una visión perfectamente clara. La luz del CMB tiene que viajar a través de miles de millones de años luz para llegar a nosotros, y eso significa que a menudo tiene que atravesar densas regiones de cúmulos de galaxias y vastos vacíos entre galaxias. Al hacerlo, la luz puede desplazarse hacia el rojo o hacia el azul debido a las variaciones gravitacionales de los cúmulos y vacíos. Como resultado, las regiones del CMB pueden parecer más cálidas o más frías de lo que realmente son. Esto se conoce como efecto Sachs-Wolfe integrado (ISW).

Cuando observamos las fluctuaciones dentro del CMB, la mayoría de ellas están en una escala predicha por el modelo LCDM, pero hay algunas fluctuaciones a mayor escala que no lo están, a las que llamamos anomalías. La mayoría de estas anomalías pueden explicarse por el efecto Sachs-Wolfe integrado. Lo que esto se relaciona con la inflación cósmica es que, dado que la mayor parte de la ISW ocurre en el período temprano del universo, pone límites a cuánto se puede modificar la energía oscura para abordar el problema de la tensión. No se puede simplemente cambiar la tasa de expansión inicial sin tener en cuenta también las anomalías del CMB en algún nivel.

Restricciones de densidad de materia fraccionaria

En general, nuestro modelo cosmológico depende de dos parámetros: la fracción de energía oscura y la fracción de materia. Así como la energía oscura impulsa la expansión cósmica, trabajando para alejar las galaxias entre sí, la materia oscura y la materia regular actúan contra la expansión cósmica. Principalmente vemos el efecto de la densidad de materia a través de la agrupación de galaxias, pero la densidad general de materia en el universo también amortigua la tasa de expansión observada.

BAO y CMB están de acuerdo, pero por poco. Crédito: Jedamzik, Pogosian y Zhao

La densidad de la materia cósmica puede determinarse mediante muchas de las mismas pruebas de observación utilizadas para determinar la expansión cósmica. Todos ellos están de acuerdo en general en que la densidad de la materia es aproximadamente el 30% de la masa-energía total del universo, pero las primeras observaciones del universo tienden a ser un poco más bajas. No es un problema per se, pero aumentar la tasa de expansión del universo primitivo tendería a empeorar este problema, no a mejorarlo.

Espectro de energía galaxia

Espectro de potencia en este caso es un nombre poco apropiado. No tiene que ver con la cantidad de energía que tiene una galaxia, sino con la escala a la que se agrupan las galaxias. Si observas la distribución de las galaxias en todo el universo, verás pequeños cúmulos de galaxias, grandes cúmulos de galaxias y todo lo demás. En algunas escalas, los grupos son más comunes y en otras, más raros. Por tanto, una herramienta útil para los astrónomos es crear un “espectro de potencia” que represente el número de cúmulos en cada escala.

El espectro de energía de las galaxias depende tanto de la materia como de la energía del universo. También se ve afectado por el estado inicial cálido y denso del Big Bang, que podemos ver a través del fondo cósmico de microondas. Varios estudios galácticos han medido el espectro de energía galáctico, como el Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). Generalmente, apuntan a una tasa más baja de expansión cósmica más cercana a la de los resultados del fondo cósmico de microondas.

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Entonces, ¿qué significa todo esto?

Como suele decirse, es complicado. Una cosa que se debe enfatizar es que ninguno de estos resultados refuta de ninguna manera el Big Bang. En general, nuestro modelo estándar de cosmología se basa en una base muy sólida. Lo que sí muestra es que el problema de la tensión de Hubble no es el único que está al borde de nuestra comprensión. Hay muchos pequeños misterios y todos están interconectados de formas no triviales. No es probable que simplemente modificar la energía oscura los resuelva todos. Probablemente será necesaria una combinación de ajustes todos juntos. O podría significar una comprensión radicalmente nueva de cierta física básica.

Hemos recorrido un tremendo camino en nuestra comprensión inicial del cosmos. Sabemos mucho más que hace una o dos décadas. Pero el poder de la ciencia radica en no depender de nuestro éxito. Por muy exitosos que sean nuestros modelos, al final nunca son suficientes.

Con información de arXiv

SourceSKYCR.ORG
Skycr_editor
Skycr_editorhttps://hdavila.com/
Homer Dávila. Máster en geología. Miembro de la International Meteor Organization. Astronomía, radioastronomía, cosmología y ciencia planetaria.
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