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Por qué la controversia del universo en expansión. . .

de la cosmología es un problema aún más grande de lo que crees

Forbes 
    
Comenzó con una explosión. . .
El universo está ahí fuera, esperando que lo descubras



Existe un gran conjunto de evidencia científica que respalda la imagen del Universo en expansión y el Big Bang. Sin embargo, la velocidad de expansión actual tiene implicaciones extraordinarias para nuestros orígenes cósmicos, algunos de los cuales pueden presentar una crisis de un conjunto de valores de velocidad de expansión, mientras que otro conjunto tiene fallas. Crédito de la imagen: NASA / GSFC

Por Ethan Siegel, para Forbes Junio 22 de 2018
Las opiniones expresadas por Ethan Siegel, colaborador de Forbes son suyas, exclusivamente.

 
Mira a una galaxia distante, y la verás como era en el pasado distante. Pero la llegada de la luz después de, por ejemplo, un viaje de mil millones de años no vendrá de una galaxia que está a mil millones de años luz de distancia, pero una que es aún más distante que eso. ¿Porque eso? Porque el tejido de nuestro Universo mismo se está expandiendo. Esta predicción de la Relatividad General de Einstein, reconocida por primera vez en la década de 1920 y luego validada por observación por Edwin Hubble varios años después, ha sido una de las piedras angulares de la cosmología moderna.


Primero observado por Vesto Slipher, cuanto más distante es una galaxia, en promedio, más rápido se observa alejarse de nosotros. Durante años, esta explicación desafió, hasta que las observaciones de Hubble nos permitieron unir las piezas: el Universo se estaba expandiendo. Crédito de la imagen: Vesto Slipher, (1917): Proc. Amer. Phil. Soc., 56, 403

Sin embargo, el valor de la tasa de expansión ha resultado ser más difícil de precisar. Si podemos medirlo con precisión, así como de qué está hecho el Universo, podemos aprender toda una serie de hechos vitales sobre el Universo en el que todos habitamos. Esto incluye:

  • qué tan rápido el Universo se estaba expandiendo en algún punto en el pasado,
  • qué edad tiene el Universo desde los primeros momentos del gran Big Bang,
  • qué objetos están gravitacionalmente unidos frente a cuáles se expandirán,
  • y cuál es el destino final del Universo en realidad.

Por muchos años, ha habido una controversia que se está gestando. Dos métodos de medición diferentes, uno que usa la escalera de distancia cósmica y otro que usa la primera luz observable en el Universo, arrojan resultados que son mutuamente inconsistentes. Si bien es posible que uno (o ambos) grupos estén equivocados, la tensión tiene enormes implicaciones para que algo esté mal con la forma en que concebimos el Universo.


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". Crédito de la imagen: Aubourg, Éric et al. Phys.Rev. D92 (2015) no.12, 123516.

Si quieres saber qué tan rápido se está expandiendo el Universo, el método más sencillo se remonta hasta el mismo Hubble. Solo mida dos cosas: la distancia a otra galaxia y qué tan rápido se aleja de nosotros. Haga eso para todas las galaxias que tenga en sus manos en función de la distancia, y puede inferir la tasa de expansión moderna del Universo. En principio, esto es extremadamente simple, pero en la práctica, hay algunos desafíos reales.

La medición de la velocidad de recesión es fácil: la luz se emite con una longitud de onda específica, la expansión del Universo se extiende a esa longitud de onda, y observamos la luz estirada a medida que llega. Por la cantidad que se estira, podemos inferir su velocidad. Pero medir la distancia requiere un conocimiento intrínseco de lo que estamos midiendo. Solo conociendo cuán absolutamente es un objeto intrínsecamente brillante podemos inferir, a partir del brillo que observamos, qué tan lejos está realmente.


Las velas estándar (L) y las reglas estándar (R) son dos técnicas diferentes que los astrónomos usan para medir la expansión del espacio en varios momentos / distancias en el pasado. En función de cómo las cantidades como la luminosidad o el tamaño angular cambian con la distancia, podemos inferir el historial de expansión del Universo. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech

Este es el concepto de la escalera de distancia cósmica, pero es muy arriesgado. Cualquier error que cometamos cuando inferimos las distancias a las galaxias cercanas se agravará cuando vayamos a distancias cada vez mayores. Cualquier incertidumbre al inferir el brillo intrínseco de los indicadores que observamos se propagará a errores de distancia. Y cualquier error que cometamos al calibrar los objetos que intentamos usar podría sesgar nuestras conclusiones.

En los últimos años, los objetos astronómicos más importantes para este método son las estrellas variables Cefeidas y las supernovas tipo Ia.


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" conlleva sus propias incertidumbres, especialmente la variable Cefeida y los pasos de las supernovas; 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)

Nuestra precisión está limitada por:

  • nuestra comprensión de las Cefeidas, incluyendo su período de pulsación y luminosidad,
  • el tipo de Cefeida que son,
  • las medidas de paralaje a las Cefeidas,
  • y el conocimiento de los entornos en los que los observamos.

Si bien todavía existen incertidumbres sustanciales que estamos tratando de comprender, el mejor valor para la tasa de expansión de este método, H0, es de 73 km / s / Mpc, con una incertidumbre de menos del 3%.


El resplandor sobrante del Big Bang, el CMB, no es uniforme, pero tiene pequeñas imperfecciones y fluctuaciones de temperatura en la escala de algunos cientos de microkelvin. Los patrones de estas fluctuaciones nos enseñan sobre la composición y el origen del Universo. Crédito de la imagen: ESA y la colaboración de Planck

Por otro lado, hay un segundo método: usar la luz que sobra del Big Bang, que vemos hoy como el Fondo Cósmico de Microondas. El universo comenzó como casi perfectamente uniforme, con la misma densidad en todas partes. Sin embargo, había pequeñas imperfecciones en la densidad de energía en todas las escalas. Con el tiempo, la materia y la radiación interactuaron, colisionaron, todo mientras la gravitación funcionaba para atraer más y más materia a las regiones de mayor sobredensidad.

A medida que el Universo se expandió, sin embargo, se enfrió, ya que la radiación dentro de él se desplazó al rojo. En algún momento, alcanzó una temperatura lo suficientemente baja como para formar átomos neutros. Cuando los protones, los núcleos atómicos y los electrones se unieron a átomos neutros, el Universo se volvió transparente a esa luz. Con la señal de todas esas interacciones ahora impresas en esa luz, podríamos usar esas fluctuaciones de temperatura en todas las escalas para inferir qué estaba en el Universo y qué tan rápido se está expandiendo.


El patrón de picos acústicos observados en el CMB desde el satélite Planck descarta de manera efectiva un Universo que no contiene materia oscura, y también restringe estrechamente muchos otros parámetros cosmológicos. Crédito de la imagen: P.A.R. Ade et al. y la Colaboración Planck (2015)

Los resultados son conocidos con una precisión extraordinariamente precisa, lo que nos permite inferir de qué está hecho el Universo y qué tan rápido se está expandiendo. Si bien suele ser una conclusión más notable para aprender que nuestro Universo es rico en materia oscura y energía oscura, también aprendemos la tasa de expansión: H0 = 67 km / s / Mpc, con una incertidumbre de aproximadamente ± 1 km / s / Mpc en ese.

Este es, potencialmente, un gran problema. Hay muchas soluciones posibles, como que un grupo tiene un error sistemático que no han tenido en cuenta. Es posible que suceda algo diferente en el Universo distante del Universo cercano, lo que significa que ambos grupos son correctos. Y es posible que la respuesta esté en algún lugar en el medio. Pero a una escala cósmica, si los resultados del Universo distante son incorrectos, estamos en una gran cantidad de agua caliente.


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, la densidad de materia oscura e incluso el índice espectral escalar. Los resultados concuerdan con los datos de Planck. Crédito de la imagen: Zosia Rostomian

El fondo de microondas cósmico contiene una increíble cantidad de información. Desde que el satélite Planck lanzó sus primeros resultados, hemos podido extraer una gran cantidad de esa información. Afortunadamente (o desafortunadamente, dependiendo de cómo lo mires), muchos de los parámetros extraídos que tienen wiggle-room están ligados a otros parámetros que pueden restringirse por otros medios.

La constante de Hubble, la densidad de la materia y el índice espectral escalar (que describe las sobredensidades y las densidades inferiores en el Universo) son un ejemplo de tales parámetros relacionados. El problema es que no puedes cambiar uno sin cambiar los otros.


Antes de Planck, la mejor opción para los datos indicaba un parámetro de Hubble de aproximadamente 71 km / s / Mpc, pero un valor de aproximadamente 70 o superior ahora sería demasiado grande para la densidad de materia oscura (eje x) que tenemos visto por otros medios y el índice espectral escalar (lado derecho del eje y) que necesitamos para que la estructura a gran escala del Universo tenga sentido. Crédito de la imagen: P.A.R. Ade et al. y la Colaboración Planck (2015)

Tenemos medidas de estos parámetros que son muy precisas de otras fuentes además del fondo de microondas cósmico solo. Las oscilaciones acústicas de Baryon y la estructura a gran escala del Universo, por ejemplo, imponen restricciones muy estrictas tanto en la densidad de materia como en el índice espectral escalar; sabemos que el primero tiene que estar entre aproximadamente 28-35% y el último tiene que ser igual a aproximadamente 0,968 ± 0,010.

Pero si el equipo de Planck está equivocado sobre la velocidad de expansión del Universo y el equipo de escalera de distancia es correcto, entonces el Universo tendría muy poca materia (alrededor de un 25%) y tendría un índice espectral demasiado alto (aproximadamente 0.995) para ser consistente con las observaciones. El índice espectral, en particular, estaría demostrablemente en tremendo conflicto. Esa pequeña diferencia, por ejemplo, de 0,96 a 1,00, es irreconciliable con los datos.


Las correlaciones entre ciertos aspectos de la magnitud de las fluctuaciones de temperatura (eje y) en función de la escala angular decreciente (eje x) muestran un universo que es consistente con un índice espectral escalar de 0.96 o 0.97, pero no de 0.99 o 1.00.

La cuestión de cuán rápido se expande el Universo es una que ha preocupado a astrónomos y astrofísicos desde que nos dimos cuenta de que la expansión cósmica era una necesidad. Si bien es increíblemente impresionante que dos métodos completamente independientes ofrezcan respuestas que están cerca de menos del 10%, el hecho de que no estén de acuerdo es preocupante.

Si el grupo de escalera de distancia tiene un error, y la tasa de expansión está realmente en el extremo inferior y cerca de 67 km / s / Mpc, el Universo podría caer en línea. Pero si el grupo cósmico de fondo de microondas está equivocado, y la tasa de expansión está más cerca de 73 km / s / Mpc, podemos tener una crisis en la cosmología moderna.

El Universo no puede tener la densidad de materia oscura y las fluctuaciones iniciales que tal valor implicaría. Hasta que se resuelva este enigma, debemos estar abiertos a la posibilidad de que una revolución cósmica esté en el horizonte.


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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