Determinar qué tan rápido se está expandiendo el universo es clave para comprender nuestro destino cósmico, pero con datos más precisos ha surgido un enigma:las estimaciones basadas en mediciones dentro de nuestro universo local no concuerdan con las extrapolaciones de la era poco después del Big Bang, hace 13.800 millones de años.

Una nueva estimación de la tasa de expansión local:la constante de Hubble, o H0 (H-nada):refuerza esa discrepancia.

Usando una técnica relativamente nueva y potencialmente más precisa para medir distancias cósmicas, que emplea el brillo estelar promedio dentro de galaxias elípticas gigantes como un peldaño en la escala de distancia, los astrónomos calculan una velocidad:73,3 kilómetros por segundo por megaparsec, más o menos 2,5 km / seg / Mpc, que se encuentra en el medio de otras tres buenas estimaciones, incluida la estimación estándar de oro de las supernovas de Tipo Ia. Esto significa que por cada megaparsec (3,3 millones de años luz, o 3 mil millones de billones de kilómetros, de la Tierra, el universo se está expandiendo un extra de 73,3 ± 2,5 kilómetros por segundo. El promedio de las otras tres técnicas es de 73,5 ± 1,4 km / seg / Mpc.

Sorprendentemente, estimaciones de la tasa de expansión local basadas en fluctuaciones medidas en el fondo cósmico de microondas y, independientemente, fluctuaciones en la densidad de la materia normal en el universo temprano (oscilaciones acústicas bariónicas), dar una respuesta muy diferente:67,4 ± 0,5 km / seg / Mpc.

Los astrónomos están comprensiblemente preocupados por este desajuste, porque la tasa de expansión es un parámetro crítico para comprender la física y la evolución del universo y es clave para comprender la energía oscura, que acelera la tasa de expansión del universo y, por lo tanto, hace que la constante de Hubble cambie más rápidamente de lo esperado al aumentar la distancia de Tierra. La energía oscura comprende aproximadamente dos tercios de la masa y la energía del universo, pero sigue siendo un misterio.

Para la nueva estimación, Los astrónomos midieron las fluctuaciones en el brillo de la superficie de 63 galaxias elípticas gigantes para determinar la distancia y la distancia graficada contra la velocidad de cada una para obtener H0. La técnica de fluctuación del brillo de la superficie (SBF) es independiente de otras técnicas y tiene el potencial de proporcionar estimaciones de distancia más precisas que otros métodos dentro de unos 100 Mpc de la Tierra. o 330 millones de años luz. Las 63 galaxias de la muestra se encuentran a distancias que oscilan entre 15 y 99 Mpc, mirando hacia atrás en el tiempo una mera fracción de la edad del universo.

"Para medir distancias a galaxias de hasta 100 megaparsecs, este es un método fantástico, "dijo el cosmólogo Chung-Pei Ma, la profesora Judy Chandler Webb de Ciencias Físicas en la Universidad de California, Berkeley, y profesor de astronomía y física. "Este es el primer papel que ensambla un gran conjunto homogéneo de datos, en 63 galaxias, con el objetivo de estudiar H-nught utilizando el método SBF ".

Ma lidera el estudio MASIVO de las galaxias locales, que proporcionó datos para 43 de las galaxias, dos tercios de las empleadas en el nuevo análisis.

Los datos de estas 63 galaxias fueron reunidos y analizados por John Blakeslee, astrónomo del NOIRLab de la National Science Foundation. Es el primer autor de un artículo que ahora se acepta para su publicación en El diario astrofísico que fue coautor con su colega Joseph Jensen de la Universidad Utah Valley en Orem. Blakeslee, quien dirige el personal científico que apoya los observatorios ópticos e infrarrojos de NSF, es pionero en el uso de SBF para medir distancias a galaxias, y Jensen fue uno de los primeros en aplicar el método en longitudes de onda infrarrojas. Los dos trabajaron en estrecha colaboración con Ma en el análisis.

"Toda la historia de la astronomía es, en un sentido, el esfuerzo por comprender la escala absoluta del universo, que luego nos habla de la física, "Blakeslee dijo, recordando el viaje de James Cook a Tahití en 1769 para medir un tránsito de Venus para que los científicos pudieran calcular el tamaño real del sistema solar. "El método SBF es más ampliamente aplicable a la población general de galaxias evolucionadas en el universo local, y ciertamente si obtenemos suficientes galaxias con el telescopio espacial James Webb, este método tiene el potencial de proporcionar la mejor medida local de la constante de Hubble ".

El telescopio espacial James Webb, 100 veces más potente que el telescopio espacial Hubble, está programado para su lanzamiento en octubre.

Galaxias elípticas gigantes

La constante de Hubble ha sido la manzana de la discordia durante décadas, desde que Edwin Hubble midió por primera vez la tasa de expansión local y encontró una respuesta siete veces más grande, lo que implica que el universo era en realidad más joven que sus estrellas más antiguas. El problema, entonces y ahora, consiste en precisar la ubicación de los objetos en el espacio que dan pocas pistas sobre su distancia.

Los astrónomos a lo largo de los años han escalado a mayores distancias, comenzando por calcular la distancia a los objetos lo suficientemente cerca como para que parezcan moverse ligeramente, debido al paralaje, mientras la Tierra orbita alrededor del sol. Las estrellas variables llamadas cefeidas te llevan más lejos, porque su brillo está vinculado a su período de variabilidad, y las supernovas de tipo Ia te llevan aún más lejos, porque son explosiones extremadamente poderosas que, en su apogeo, brilla tan brillante como una galaxia entera. Tanto para las cefeidas como para las supernovas de tipo Ia, es posible averiguar el brillo absoluto a partir de la forma en que cambian con el tiempo, y luego la distancia se puede calcular a partir de su brillo aparente visto desde la Tierra.

La mejor estimación actual de H0 proviene de distancias determinadas por explosiones de supernovas de Tipo Ia en galaxias distantes, aunque los métodos más nuevos (retrasos en el tiempo causados ​​por lentes gravitacionales de cuásares distantes y el brillo de los máseres de agua que orbitan los agujeros negros) dan aproximadamente el mismo número.

La técnica que utiliza fluctuaciones del brillo de la superficie es una de las más nuevas y se basa en el hecho de que las galaxias elípticas gigantes son antiguas y tienen una población constante de estrellas viejas, en su mayoría estrellas gigantes rojas, que pueden modelarse para dar un brillo infrarrojo promedio en toda su superficie. Los investigadores obtuvieron imágenes infrarrojas de alta resolución de cada galaxia con la cámara de campo amplio 3 del telescopio espacial Hubble y determinaron cuánto difería cada píxel de la imagen del "promedio":cuanto más suaves son las fluctuaciones en toda la imagen, cuanto más lejos está la galaxia, una vez que se hacen correcciones para imperfecciones como regiones brillantes de formación de estrellas, que los autores excluyen del análisis.

Ni Blakeslee ni Ma se sorprendieron de que la tasa de expansión se acercara a la de las otras mediciones locales. Pero están igualmente confundidos por el evidente conflicto con las estimaciones del universo temprano, un conflicto que muchos astrónomos dicen que significa que nuestras teorías cosmológicas actuales están equivocadas. o al menos incompleta.

Las extrapolaciones del universo temprano se basan en la teoría cosmológica más simple, llamada materia oscura fría lambda, o ΛCDM, que emplea solo unos pocos parámetros para describir la evolución del universo. ¿La nueva estimación pone en juego el corazón de ΛCDM?

"Creo que empuja esa apuesta un poco más, "Blakeslee dijo." Pero (ΛCDM) todavía está vivo. Algunas personas piensan, con respecto a todas estas medidas locales, (que) los observadores están equivocados. Pero cada vez es más difícil hacer esa afirmación; requeriría que hubiera errores sistemáticos en la misma dirección para varios métodos diferentes:supernovas, SBF, lente gravitacional, máseres de agua. Entonces, a medida que obtenemos mediciones más independientes, esa apuesta va un poco más profunda ".

Ma se pregunta si las incertidumbres que los astrónomos atribuyen a sus medidas, que reflejan tanto errores sistemáticos como errores estadísticos, son demasiado optimistas, y que quizás los dos rangos de estimaciones aún puedan conciliarse.

"El jurado está fuera, ", dijo." Creo que realmente está en las barras de error. Pero suponiendo que no se subestimen las barras de error de todos, la tensión se vuelve incómoda ".

De hecho, uno de los gigantes del campo, astrónoma Wendy Freedman, publicó recientemente un estudio que fija la constante de Hubble en 69,8 ± 1,9 km / seg / Mpc, agitando las aguas aún más. El último resultado de Adam Riess, un astrónomo que compartió el Premio Nobel de Física 2011 por descubrir la energía oscura, informa 73,2 ± 1,3 km / seg / Mpc. Riess era becario postdoctoral Miller en UC Berkeley cuando realizó esta investigación, y compartió el premio con el físico Saul Perlmutter de UC Berkeley y Berkeley Lab.

Galaxias MASIVAS

El nuevo valor de H0 es un subproducto de otros dos estudios de galaxias cercanas, en particular, Encuesta MASIVA de Ma, que utiliza telescopios espaciales y terrestres para estudiar exhaustivamente las 100 galaxias más masivas dentro de unos 100 Mpc de la Tierra. Uno de los principales objetivos es pesar los agujeros negros supermasivos en el centro de cada uno.

Para hacer eso, se necesitan distancias precisas, y el método SBF es el mejor hasta la fecha, ella dijo. El equipo de la encuesta MASSIVE utilizó este método el año pasado para determinar la distancia a una galaxia elíptica gigante, NGC 1453, en la constelación del cielo del sur de Eridanus. Combinando esa distancia, 166 millones de años luz, con extensos datos espectroscópicos de los telescopios Gemini y McDonald, que permitieron a los estudiantes graduados de Ma, Chris Liepold y Matthew Quenneville, medir las velocidades de las estrellas cerca del centro de la galaxia, concluyeron que NGC 1453 tiene un agujero negro central con una masa de casi 3 mil millones de veces la del sol.

Para determinar H0, Blakeslee calculó las distancias SBF a 43 de las galaxias en el estudio MASSIVE, basado en 45 a 90 minutos de tiempo de observación HST para cada galaxia. Los otros 20 provienen de otra encuesta que empleó HST para obtener imágenes de grandes galaxias, específicamente aquellas en las que se han detectado supernovas de Tipo Ia.

La mayoría de las 63 galaxias tienen entre 8 y 12 mil millones de años, lo que significa que contienen una gran población de viejas estrellas rojas, que son clave para el método SBF y también se pueden utilizar para mejorar la precisión de los cálculos de distancia. En el papel, Blakeslee empleó tanto estrellas cefeidas variables como una técnica que utiliza las estrellas gigantes rojas más brillantes de una galaxia, conocida como la punta de la rama gigante roja, o técnica TRGB:para escalar hasta galaxias a grandes distancias. Produjeron resultados consistentes. La técnica TRGB tiene en cuenta el hecho de que las gigantes rojas más brillantes de las galaxias tienen aproximadamente el mismo brillo absoluto.

"El objetivo es hacer que este método SBF sea completamente independiente del método de supernova Tipo Ia calibrado con cefeidas mediante el uso del telescopio espacial James Webb para obtener una calibración de rama gigante roja para SBF, " él dijo.

"El telescopio James Webb tiene el potencial de reducir realmente las barras de error de SBF, "Agregó Ma. Pero por ahora, las dos medidas discordantes de la constante de Hubble tendrán que aprender a convivir.

"No me estaba proponiendo medir H0; fue un gran producto de nuestra encuesta, ", dijo." Pero soy cosmóloga y estoy observando esto con gran interés ".