Cómo resolver tensión de Hubble

Los astrónomos saben desde hace un siglo que el universo se está expandiendo. Ahora podemos rastrear esta expansión a lo largo de gran parte de sus casi 14 mil millones de años de historia, con importantes limitaciones que se remontan a sólo un segundo después del Big Bang. La tasa de expansión actual se conoce como la constante de Hubble (H0).

Podemos encontrar H0 utilizando observaciones en épocas tempranas o tardías de la historia cósmica, pero estas dan diferentes respuestas. Esta discrepancia se conoce como la «tensión de Hubble», una verdadera crisis para la cosmología.

La ruta temprana hacia H0 involucra el fondo cósmico de microondas (CMB), la luz que quedó del Big Bang. Es casi uniforme en cualquier dirección en la que miremos, pero hay fluctuaciones del 0,001% en el CMB, y estas tienen un patrón característico. Al igual que una cuerda de guitarra sólo produce sonidos en ciertas frecuencias según su longitud, lo mismo sucede con el CMB.

Midiendo qué ángulos del cielo del CMB tienen más «ruido» y cuáles menos, podemos escuchar esencialmente el universo primitivo y encontrar su tamaño cuando se emitió el CMB.

El modelado detallado de esta información utilizando el modelo estándar de cosmología conocido como Lambda-Cold Dark Matter (ΛCDM) muestra que un buen ajuste es posible sólo para un conjunto preciso de parámetros cosmológicos, que incluyen H0 y las densidades de materia y energía oscura, entre otras cosas.

Esta predicción clara para la tasa de expansión actual puede probarse en el universo cercano. Cuanto más lejos miramos, más tiempo ha viajado la luz, por lo que más se ha expandido el universo en ese tiempo.

Esta expansión también estira los fotones individuales, haciendo que las galaxias y supernovas más distantes se vean más rojas. Al representar gráficamente este «desplazamiento al rojo» en función de la distancia a la supernova en un «diagrama de Hubble», obtenemos una relación casi lineal conocida como la ley de Hubble. Su pendiente nos dice H0.

Este enfoque proporciona sistemáticamente valores de H0 aproximadamente un 8% más altos que los basados ​​en el CMB, pero el margen de error es inferior al 2%, de ahí la tensión de Hubble.

La medición local supone que la expansión cósmica es la única contribución importante al desplazamiento al rojo. Esto no se aplica a la mayoría de las galaxias cercanas: Andrómeda tiene un corrimiento al azul porque se está acercando a la Vía Láctea gracias a su gravedad mutua, incluso cuando el universo se expande a escalas mayores.

Para minimizar el efecto de la estructura local, los astrónomos normalmente no consideran las supernovas en un radio de unos 300 millones de años luz cuando miden H0. Pero debido a que la tasa de expansión ha variado con el tiempo y esto curva la relación entre el corrimiento al rojo y la distancia, tampoco van más allá de los 2 mil millones de años luz. Esto deja una «ventana» en la que medir H0 a partir del diagrama de Hubble.

Cómo puede ayudar un vacío local

Pero, ¿cuán limpia está esta ventana? Quizás no tan limpia como se cree comúnmente. Las observaciones en todo el espectro electromagnético sugieren firmemente que estamos ubicados cerca del centro de una gran región con una densidad por debajo de la media. Este vacío cósmico se conoce como el vacío KBC en honor a sus descubridores, quienes utilizaron el conteo del número de galaxias.

La materia fluiría desde el vacío KBC hacia los alrededores más densos. Esto crearía velocidades «peculiares» adicionales además de la expansión cósmica. Estas velocidades peculiares apuntarían en gran medida lejos de nosotros, creando un corrimiento al rojo adicional que potencia la medición local de H0.

El exceso de corrimiento al rojo aumentaría primero con la distancia, antes de volver a disminuir más allá del vacío. En un artículo de 2020 demostramos que esto podría resolver la tensión de Hubble y explicar el conteo del número de galaxias, siempre que nuestra parte del universo sea aproximadamente un 20% menos densa que el promedio hasta mil millones de años luz de nosotros.

Un supervacío tan grande y profundo es inesperado en la teoría estándar. Sin embargo, hay varios indicios de que las estructuras crecen más rápido de lo previsto, desde arcos gigantes y anillos de nubes de gas hasta colisiones de cúmulos de galaxias como El Gordo, que son demasiado masivas para su época.

En nuestros modelos, tuvimos que aumentar artificialmente la fuerza de la gravedad para formar el vacío de KBC. Creemos que esta modificación solo afectaría a escalas de longitud más allá de unos diez millones de años luz, donde la fuerza de la gravedad es difícil de probar.

Prueba del modelo de vacío local

En un estudio reciente, probamos más a fondo la idea del vacío local. Utilizando nuestro modelo de vacío local publicado anteriormente, calculamos el campo de velocidad que predice en el universo cercano. El estudio se publicó en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Esto depende de dónde nos encontremos exactamente dentro del vacío. Al elegir un punto de observación adecuado, descubrimos que es posible obtener una buena coincidencia con el «flujo masivo», la velocidad promedio de toda la materia dentro de una esfera de un radio fijo. Hay algunos tecnicismos porque los astrónomos solo tienen acceso a las velocidades a lo largo de la línea de visión, pero el punto principal es que el flujo masivo se puede medir sin ninguna suposición sobre H0.

El flujo masivo depende del tamaño de la región considerada, con resultados disponibles ahora hasta un poco más de mil millones de años luz. Nuestro modelo proporciona un buen ajuste a estas observaciones. Sin embargo, el flujo masivo observado en los radios más grandes es cuatro veces la expectativa de ΛCDM.

Estamos trabajando en varias otras pruebas. Una de ellas utiliza oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) como «regla estándar». Las oscilaciones evidentes en el CMB se imprimieron en la distribución de la materia a gran escala, lo que dio lugar a una escala de longitud característica evidente en los estudios de galaxias. Esta longitud crece únicamente debido a la expansión universal.

Midiendo la escala angular de esta regla estándar en diferentes momentos, podemos trazar un gráfico de la historia de la expansión. En el universo local, debería ser evidente una ligera desviación con respecto a una cosmología sin vacío, porque el flujo de salida del vacío aumenta el corrimiento al rojo, distorsionando la relación entre el corrimiento al rojo y la escala angular de BAO. Las mediciones de BAO realizadas en los últimos veinte años muestran precisamente este tipo de desviación.

ΛCDM no puede resolver la tensión de Hubble ni explicar un vacío tan grande y profundo como el observado. Tal vez los cosmólogos deban salir del agujero que es la tensión de Hubble colocándose en el lugar justo dentro de un agujero real.

Esta historia es parte de Science X Dialog, donde los investigadores pueden informar los hallazgos de sus artículos de investigación publicados. Visite esta página para obtener información sobre Science X Dialog y cómo participar.

Con información de Monthly Notices of the Royal Astronomical Society