Los astrónomos han estado tratando de medir la expansión del universo usando diferentes métodos, pero han encontrado resultados inconsistentes.
Los humanos hemos recorrido un largo camino en nuestro impulso por comprender el universo y las diversas estructuras que contiene, incluidos los cúmulos de galaxias, los sistemas estelares y mucho más. Hemos creado teorías para explicar varios fenómenos e ideado ingeniosos experimentos para probarlos.
Claro, se han descubierto y entendido muchos fenómenos, pero aún quedan muchas cosas por descubrir.
En este artículo investigaremos uno de ellos: la velocidad a la que se expande el universo.
Para averiguar qué tan rápido se expande el universo, necesitamos una combinación de antecedentes teóricos y enfoques experimentales, que en su mayoría involucran observaciones.
En el aspecto teórico, necesitamos un modelo del universo que pueda describir aspectos concretos, como su forma y curvatura general, su composición, etc. Usando los datos obtenidos de las observaciones, junto con algunos cálculos matemáticos, podemos determinar la tasa de expansión.
El modelo Lambda-CDM del universo
Actualmente, el modelo más aceptado del Universo es el modelo Lambda-CDM, también llamado Modelo Estándar de Cosmología. CDM significa Cold Dark Matter , mientras que ‘Lambda’ es una letra griega que representa la energía oscura. Este es un modelo analítico que puede describir varios fenómenos observables en el universo.
El modelo utiliza seis parámetros, así como varias suposiciones, para describir el Universo. Algunas suposiciones necesarias son que el Universo es prácticamente el mismo en todas partes y que la relatividad general puede explicar suficientemente la gravedad. También asume que el Universo tiene las siguientes partes constituyentes:
- Energía oscura, responsable de la expansión acelerada del Universo,
- Materia oscura, una forma teórica de materia que interactúa solo gravitacionalmente,
- Materia ordinaria normal que compone las estrellas, planetas, galaxias, etc.,
- El Fondo Cósmico de Microondas (CMB),
- Neutrinos
El Modelo Estándar de Cosmología deriva su marco matemático de la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein. En este marco, una cantidad llamada parámetro de Hubble representa qué tan rápido se expande el Universo.
El valor del parámetro de Hubble ha ido cambiando a lo largo de la historia del universo y seguirá haciéndolo en el futuro. El valor actual del parámetro de Hubble se denomina constante de Hubble. Medir la constante de Hubble nos dice qué tan rápido se está expandiendo el universo en la era actual.
En la astronomía moderna, hay dos formas de medir el valor de la constante de Hubble. Un método encuentra distancias a objetos lejanos y luego determina sus corrimientos al rojo. Con una gráfica de corrimiento al rojo versus distancia, podemos obtener el valor de la constante de Hubble. El segundo método utiliza observaciones y medidas del Fondo Cósmico de Microondas. Veamos estas dos técnicas.
La medición de distancia-desplazamiento al rojo
El componente principal del primer método es medir distancias, particularmente distancias a galaxias lejanas. Como sabemos, el espacio exterior se extiende a lo largo y ancho, por lo que para poder medir la distancia a estos objetos remotos, los astrónomos emplean varias técnicas, como métodos de paralaje y variables cefeidas, para medirlos con precisión.
Por lo general, el método utilizado depende en gran medida de la distancia de los objetos. Usamos técnicas como el paralaje para determinar la distancia de estrellas cercanas, pero para determinar el valor de la constante de Hubble, necesitamos distancias a galaxias lejanas. Para medir tales distancias, los astrónomos usan variables Cefeidas y supernovas Tipo 1A.
Los astrónomos consideran las variables Cefeidas y la Supernova Tipo 1A como ‘velas estándar’, porque conocemos con precisión su magnitud absoluta, es decir, la cantidad total de luz que emiten estos objetos. Por lo general, determinar el brillo absoluto de entidades como las estrellas es muy difícil, pero hay objetos excepcionales donde se conoce la magnitud absoluta. Estas se conocen como velas estándar.
Usamos velas estándar para encontrar distancias. Cuanto más lejos esté un objeto de nosotros, más tenue aparecerá, un principio utilizado en la medición de distancias. Usando una vela estándar cuya magnitud absoluta se conoce, podemos determinar qué tan lejos está el objeto identificando qué tan brillante aparece en la Tierra.
Las variables cefeidas se refieren a estrellas que cambian de brillo en períodos regulares. Al detectar estos objetos en galaxias cercanas, podemos usar el principio anterior para medir la distancia a esa galaxia. Es importante tener en cuenta que esto solo funciona para galaxias cercanas, ya que es difícil distinguir estrellas individuales en galaxias lejanas. Para tales casos, los astrónomos miden distancias usando supernovas Tipo 1A.
Ahora que la parte de la distancia está cubierta, la siguiente parte es el corrimiento al rojo. El corrimiento al rojo es causado por el efecto Doppler, en el que la luz de objetos distantes se desplaza a longitudes de onda más bajas. Aparece así porque estos objetos se están alejando unos de otros, debido a la expansión del Universo.
Dada esta expansión, los objetos se alejan con cierta velocidad. El corrimiento al rojo que observamos en la Tierra es, en esencia, una medida de esta velocidad; cuanto mayor sea la velocidad, mayor será el corrimiento al rojo.
Al medir estas dos cantidades (el corrimiento al rojo, z, y la distancia, D ), uno podría medir la constante de Hubble, H 0 , trazando la ecuación,
Los científicos calcularon el último valor de la constante de Hubble utilizando este método en 2022. El valor obtenido fue de 73,30 km/(s Mpc). Los valores obtenidos previamente de este método dieron valores cercanos a este.
La medición del fondo de microondas cósmico
El segundo método utilizado para medir la constante de Hubble se deriva del fondo de microondas cósmico. El Fondo Cósmico de Microondas (o CMB) es el remanente de la primera radiación ‘libre’ producida en el universo. Se le conoce como ‘libre’ porque, antes de la creación del CMB, el universo tenía temperaturas muy altas. Estas altas temperaturas causaron que la luz (o los fotones) fueran dispersados repetidamente por electrones, protones y otras partículas de alta energía. Como resultado, los fotones rebotarían salvajemente, haciendo que todo el universo pareciera opaco.
Sin embargo, con el tiempo, la expansión del Universo también hizo que se enfriara, permitiendo que los electrones y protones se combinaran y formaran átomos. Con la formación de átomos, los fotones ya no estaban dispersos y podían viajar sin obstáculos. El primer conjunto de fotones que pudo hacer esto se convirtió en el CMB que vemos.
El satélite Planck es la nave espacial que registró la última observación del CMB. Una de sus principales misiones era detectar las diferencias de temperatura presentes en el CMB. Eso nos daría una idea de cómo apareció el Universo alrededor de 300.000 años después de su formación, cuando la luz viajaba libremente por primera vez.
Los astrofísicos utilizaron estas variaciones (conocidas científicamente como anisotropías) para estudiar la evolución posterior del universo. Al compararlo con el aspecto actual del Universo y sus estructuras a gran escala, podemos encontrar propiedades como la tasa de expansión y la temperatura. Si bien este es un método bastante indirecto, proporciona otra forma de medir la constante de Hubble.
En 2018, los científicos publicaron el último conjunto de resultados utilizando datos de Planck. En eso, los astrónomos obtuvieron un valor de 67,27 km/(s Mpc). Las mediciones anteriores del satélite Planck arrojaron valores similares. Este valor es diferente al obtenido utilizando supernovas Tipo 1A y variables Cefeidas (73,30 km/(s Mpc)), incluso después de tener en cuenta los errores instrumentales y otros aleatorios.
La crisis de la cosmología
Este desajuste en el valor de la constante de Hubble se ha denominado “crisis de la cosmología” o “tensión de Hubble”. Esta disparidad en el valor de la constante de Hubble es lo suficientemente amplia como para saber que falta algo o que está muy mal.
El aspecto que falta podría ser un elemento no descubierto de la física relacionado con la evolución de la estructura del Universo. Esto puede parecer una perspectiva emocionante, pero lamentablemente, no hay datos para analizar que nos ayuden a descubrir una “nueva” física. Con tecnologías e instrumentos más nuevos como el telescopio espacial James Webb, y cuando LIGO se vuelva a encender a fines de 2023, podremos obtener los datos necesarios.
La otra posibilidad es que algo esté mal en nuestros cálculos o concepciones de esta cuestión. De todos modos, es esencial encontrar dónde está el error. Una forma de abordar esto es idear métodos más nuevos para encontrar la constante de Hubble. Otra medición de distancia usó una técnica llamada Punta de la Rama Gigante Roja (o TRGB) y dio un valor constante de Hubble entre 69-71 km/(s Mpc). Curiosamente, este valor se encuentra entre los que se encuentran usando la supernova Cefeida/Tipo 1A y el CMB.
Una palabra final
La constante de Hubble es probablemente uno de los parámetros más fundamentales del Universo. Además de cuantificar la tasa de expansión, también nos dice la edad del Universo y aparece en las ecuaciones de Friedmann. En cierto modo, la constante de Hubble es una de las claves para comprender cómo cambia el Universo a lo largo del tiempo.
En cierto modo, tener problemas como la Crisis de la Cosmología es lo que impulsa la investigación científica. Después de todo, las personas hacen descubrimientos innovadores cuando hay un problema o una situación que abordar. La crisis de la cosmología es la última de una larga lista de preguntas y obstáculos a los que inevitablemente se enfrentan los científicos. Como se mencionó anteriormente, hay física nueva y no descubierta para estudiar o un error cometido en algún lugar que debe identificarse y remediarse. ¡Determinar la verdad en tan debatidas “crisis” académicas pule nuestro conocimiento de la ciencia e impulsa nuestro logro científico!
Fuente:
- Freedman, W. L., Madore, B. F., Hatt, D., Hoyt, T. J., Jang, I. S., Beaton, R. L., … Seibert, M. (2019, August 29). The Carnegie-Chicago Hubble Program. VIII. An Independent Determination of the Hubble Constant Based on the Tip of the Red Giant Branch*. The Astrophysical Journal. American Astronomical Society.
- GS Anand. (2022) Comparing Tip of the Red Giant Branch Distance Scales. Hing
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- Astronomical Redshift | Imaging the Universe. University of Iowa
- W Freedman. (2002) The expansion rate of the universe – Oxford Academic. Oxford University Press
- Hubble law and the expanding universe. Georgia State University
- Cosmic Microwave Background (CMB) radiation. European Space Agency
- ESA – Planck. European Space Agency
- Explanation of the cosmic distance ladder. University of Western Australia