No hace mucho, y gracias a las observaciones de supernovas lejanas obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés), los astrónomos pudieron concluir que el Universo no sólo se estaba expandiendo sino también acelerándose[1].
Credito: A. Riess
La idea de un Universo en expansión comenzó a principios de la década de 1920, cuando A. Friedmann presentó los posibles destinos del Universo. Pero no fue hasta 1929 que Edwin Hubble y su colega Milton Humaason confirmaron con observaciones de galaxias distantes que el Universo se estaba expandiendo. En las observaciones, las galaxias distantes aparecían más rojas que las galaxias cercanas a nosotros, y el enrojecimiento aumentaba con la distancia[2]. Edwin Hubble calculó la relación matemática entre la distancia de la galaxia y la velocidad a la que se aleja de nosotros. La ecuación parece bastante simple:
v = H_o * D
donde H_o es una constante, D es la distancia del objeto y v es la velocidad de separación. Debido al papel que tuvo Edwin Hubble al confirmar que el Universo se estaba expandiendo, la constante H_o ahora se conoce como constante de Hubble. Esta ecuación sólo se aplica a galaxias distantes, donde la expansión es la única velocidad que contribuye significativamente al enrojecimiento medido (en las galaxias locales, su movimiento a través del espacio también debe considerarse).
¿Por qué es tan importante esta constante? Conociendo el valor de la constante de Hubble podemos determinar la edad y la historia del Universo. Sin embargo, llegar a un consenso sobre su valor no es tan sencillo y las diferencias en su valor es una fuente de tensión entre los científicos debido a las posibles consecuencias que esto tiene[3]. Un método utilizado para medir esta constante sigue el mismo enfoque que el del Hubble; utiliza indicadores de distancia independientes o candelas estándar, como estrellas variables Cefeidas para las medidas en el Universo local y supernovas para las medidas en el Universo más distante. Otro método utiliza modelos que se ajustan al resplandor del Big Bang, también conocido como radiación de fondo cósmico de microondas (CMB por sus siglas en inglés). El CMB puede entenderse mejor como variaciones de temperatura que podemos ver ahora pero que rastrean las fluctuaciones de densidad de la materia en el Universo temprano[4]. En estos modelos, el valor de H_o es uno de los parámetros que deben fijarse para ajustarlo a las observaciones.
Credit ESA/NASA/JPL-Caltech
Las mediciones actuales que utilizan supernovas como velas estándar dan como resultado un valor de H_o de alrededor de 73 km/ s/Mpc (enlace Mpc a Wikipedia). La ruta indirecta utiliza el modelo Lambda de Materia Oscura Fría (ΛCDM por sus siglas en inglés), el cual incorpora la composición del Universo que explica las propiedades del cosmos, y junto con observaciones del CMB arroja un valor de alrededor de 67 km/s/Mpc[3] . Ambos valores caen dentro del rango que describe un Universo en aceleración; sin embargo, la tasa de expansión que utilizan candelas estándar supera significativamente la predicción del modelo, dando lugar a la llamada tensión de Hubble. El término "tensión" surge de la inquietud que sienten los astrónomos después de encontrar valores diferentes, lo que podría significar que hay una física diferente que aún necesitan comprender.
El modelo ΛCDM tiene seis parámetros que se estiman para coincidir con las observaciones cosmológicas y a partir de los cuales se calcula H_o. El método que utiliza indicadores distantes, como Cefeidas o supernovas, es derivado con observaciones y las errores en las mediciones pueden reducirse utilizando telescopios potentes como el HST. Esto es posible porque aún en galaxias distantes, HST puede separar las estrellas de sus vecinas; que de otro modo aparecen apiñadas dentro de un área pequeña[1].
Pero ahora también contamos con el poder de resolución del Telescopio Espacial James Webb (JWST), que el premio Nobel Adam Riess y un equipo de astrónomos utilizaron para mejorar la precisión de la constante de Hubble en el universo local. En el primer año de operaciones de JWST, el equipo recopiló observaciones de las 320 Cefeidas que habían sido encontradas por HST y de cuatro galaxias anfitrionas de supernovas. Estas observaciones eran necesarias para refinar las mediciones anteriores, que podrían haber sido afectadas por los ambientes polvorientos de las galaxias anfitrionas y hacer que las estrellas parecieran más rojas de lo que son. Utilizando la visión infrarroja tan nítida de JWST y su poder para mirar a través del polvo, el equipo pudo separar la luz de las Cefeidas de las estrellas vecinas y con ello reducir el ruido en las mediciones introducido por la presencia de polvo[8][9].
Credits: NASA, ESA, CSA, Adam G. Riess (JHU, STScI)
Riess afirma que las mediciones del JWST proporcionan la evidencia más sólida de que los errores en las mediciones del HST no tienen un papel significativo en la actual tensión de Hubble. Es decir, los errores o incertidumbres en las observaciones no parecen explicar los diferentes valores, lo que lleva a los astrónomos a creer que hay algo en el cosmos que todavía no comprenden. Esta diferencia podría indicar que el modelo ΛCDM no es correcto y que necesitamos invocar energía oscura exótica, materia oscura exótica o una partícula o campo único; probablemente también necesitemos revisar nuestro entendimiento de la gravedad. Sin duda, el estudio del origen y la historia de nuestro Universo seguirá siendo un tema importante de investigación en los próximos años.
Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI), and G. Anand (STScI).
Cefeidas como indicadores de distancia
¿Por qué los astrónomos utilizan estrellas variables Cefeidas para medir distancias? Las Cefeidas proporcionan las mediciones de distancia más precisas en el Universo cercano a nosotros; para distancias mayores necesitamos usar supernovas. Las Cefeidas son estrellas supergigantes, con cien mil veces la luminosidad del Sol, que pulsan o se expanden y contraen de tamaño durante un período de semanas. Este período se correlaciona con su luminosidad relativa (cuanto más largo es el período, más luminosas son), por lo que conociendo su período podemos derivar su luminosidad o magnitud absoluta. Cuando medimos la magnitud aparente o el brillo observado de una estrella Cefeida, podemos usar la luminosidad conocida a travez de su periodo para derivar su distancia. Además, debido a que estas estrellas son bastante brillantes, podemos observarlas incluso cuando están lejos de nosotros, lo que las convierte en la herramienta estándar para medir las distancias de galaxias que se encuentran a cien millones de años luz o más de distancia.
Credit: NASA, ESA, CSA, and A. Riess (STScI)
Reference:
[1] https://www.stsci.edu/~ariess/documents/Shaw%20Prize%20Lecture_web.pdf
[2] https://science.nasa.gov/people/edwin-hubble/
[3] https://news.uchicago.edu/explainer/hubble-constant-explained
[4] https://www.jpl.nasa.gov/images/pia16875-map-of-matter-in-the-universe
[5] https://lambda.gsfc.nasa.gov/education/graphic_history/hubb_const.html
[6] V.E. Kuzmichev, V.V. Kuzmichev 2022 https://arxiv.org/pdf/2211.16394.pdf
[7] https://academic.oup.com/mnras/article/507/3/3473/6366920
[8] https://webbtelescope.org/contents/early-highlights/webb-confirms-accuracy-of-universes-expansion-rate-measured-by-hubble
[9] https://blogs.nasa.gov/webb/2023/09/12/webb-confirms-accuracy-of-universes-expansion-rate-measured-by-hubble-deepens-mystery-of-hubble-constant-tension/