¿Cuándo comenzó el universo? ¿Cuándo y cómo se formaron las primeras estrellas y galaxias? ¿Cuál es el destino del universo?
El modelo cosmológico estándar, también conocido como modelo LCDM, puede responder a la mayoría de estas preguntas. También puede explicar las propiedades de la estructura espacial a gran escala del universo, tanto en su forma actual como en el pasado, cuando apenas emergían las primeras estructuras. Además, a través de la energía oscura, puede abordar la expansión acelerada del universo.
A pesar de muchos éxitos, durante la última década, las mediciones de supernovas cercanas de tipo Ia y el análisis de datos de fondo de microondas cósmicos distantes han proporcionado valores inconsistentes para algunos parámetros cosmológicos.
En particular, existe una diferencia significativa en el valor medido de la tasa de expansión actual, también conocida como constante de Hubble, entre el valor determinado a partir de las mediciones distantes del fondo cósmico de microondas y algunos valores determinados a partir de observaciones cercanas de supernovas de tipo Ia. P>
Para determinar si esta diferencia se debe a problemas sistemáticos con uno o ambos conjuntos de datos o si es un problema con el modelo LCDM, se buscan sondas cosmológicas alternativas.
Mis colegas y yo considerábamos los cuásares como sondas alternativas. Se trata de núcleos activos en el centro de galaxias que albergan agujeros negros supermasivos que acumulan materia y emiten abundantemente energía. Se pueden detectar desde el universo local hasta la época lejana en la que se estaban formando las primeras galaxias. Por lo tanto, unen parcialmente las mediciones locales de supernovas de tipo Ia con observaciones distantes del fondo cósmico de microondas.
¿Pueden los cuásares ayudar a resolver las tensiones cosmológicas actuales?
Puede parecer extraño que los núcleos galácticos activos (AGN), que son objetos bastante complicados que contienen agujeros negros supermasivos, cuyas masas abarcan cinco órdenes de magnitud (un factor de 100.000) y acumulan materia en un amplio rango de velocidades, puedan estandarizarse en un forma análoga a las estrellas Cefeidas pulsantes o a las estrellas en explosión (supernovas tipo Ia).
Durante las últimas tres décadas, a medida que se acumularon más datos de múltiples longitudes de onda y de mejor calidad, se descubrió que las mediciones de AGN obedecen a dos correlaciones importantes, las cuales involucran radiación electromagnética ionizante proveniente del flujo de acreción interno alrededor del agujero negro central en la Tierra. parte ultravioleta del espectro electromagnético.
Uno de ellos se basa en la correlación entre las luminosidades de los rayos UV y los rayos X (relación UV/rayos X). En la mayoría de los AGN, las luminosidades de la radiación emitida en las partes ultravioleta y de rayos X del espectro electromagnético obedecen a una relación no lineal. En base a esto, se puede determinar la distancia de luminosidad del cuásar y, para un corrimiento al rojo dado, el diagrama de Hubble de AGN se puede comparar con diferentes modelos cosmológicos.
El segundo se basa en el descubrimiento de que la luminosidad de la radiación ultravioleta ionizante emitida cerca del agujero negro central se correlaciona con el radio de la región más distante donde las nubes que se mueven rápidamente orbitan alrededor del agujero negro central. El movimiento de estas nubes se revela a través de su emisión característica en forma de líneas de emisión muy anchas cuyo flujo es variable.
De la medición del tiempo de retardo entre la radiación UV variable y la emisión de línea ancha se puede deducir la luminosidad absoluta. A partir del flujo medido podemos determinar la distancia de luminosidad y posteriormente probar también los modelos cosmológicos.
La pregunta sigue siendo si es posible encontrar una muestra de AGN para la cual se puedan estudiar ambas relaciones. Esto permitiría una verificación de la coherencia de las distancias de luminosidad determinadas y los modelos cosmológicos (a través de sus valores de parámetros cosmológicos determinados).
Con mi colega Narayan Khadka de la Universidad Stony Brook (anteriormente en la Universidad Estatal de Kansas), identificamos 58 AGN de este tipo y descubrimos que las dos relaciones (UV/rayos X y radio-luminosidad) conducían a distancias de luminosidad bastante diferentes a cada una de las fuentes. . Esto no debería suceder a menos que uno o ambos conjuntos de datos (UV/rayos X y radio-luminosidad) no tengan en cuenta adecuadamente algunos efectos. Nuestro estudio fue publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society .
Además, los parámetros cosmológicos obtenidos de estas dos relaciones eran bastante diferentes, prefiriendo la relación UV/rayos X un mayor contenido de materia para el universo actual en comparación con lo que favorecía la relación radio-luminosidad. Además, los valores de los parámetros cosmológicos determinados a partir de las mediciones de la relación UV/rayos X difieren significativamente de los valores determinados utilizando sondas cosmológicas estándar. Esto nos dejó con el enigma de intentar descubrir la causa de la discrepancia.
Al comparar las diferencias de las dos distancias de luminosidad con cada una de las 58 fuentes, nos resultó evidente que la distancia de luminosidad determinada a partir de la relación UV/rayos X es sistemáticamente mayor que la distancia de luminosidad inferida de la relación radio-luminosidad. Con Bozena Czerny (Centro de Física Teórica PAS) me di cuenta de que este efecto puede ser causado por el polvo que absorbe y dispersa los rayos UV y los fotones de rayos X a lo largo de la línea de visión desde el AGN hacia nosotros.
Aunque los 58 quásares observados están ubicados en regiones del cielo alejadas de las nubes de polvo de la Vía Láctea (ver figura superior), están alojados en galaxias que contienen numerosas nubes de polvo a través de las cuales deben viajar los fotones emitidos en su camino hacia nuestros telescopios. /P>
En nuestro estudio reciente, publicado en The Astrophysical Journal , demostramos explícitamente que la extinción de los fotones emitidos debido al polvo siempre contribuye a una diferencia distinta de cero entre las dos distancias de luminosidad inferidas de las correlaciones AGN, siendo positiva o negativa, dependiendo de si los fotones de rayos X o UV están más afectados. . Dado que los picos de distribución son positivos para todos los modelos cosmológicos, la extinción de la emisión de rayos X de los AGN parece ser más significativa para la mayoría de los quásares que la extinción de la luz ultravioleta.
El polvo en las galaxias anfitrionas AGN dificulta principalmente la aplicabilidad de la relación UV/rayos X en cosmología, mientras que la relación radio-luminosidad todavía parece viable para convertir los quásares en velas estándar. Aunque las limitaciones cosmológicas de la relación radio-luminosidad aún son débiles debido a un tamaño de muestra limitado, la relación proporciona un lado positivo para el uso de cuásares como sondas cosmológicas, especialmente en la era de los estudios extensos del cielo.
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 ScienceX Dialog y cómo participar.
Más información: Narayan Khadka et al, Las distancias de luminosidad de la relación Quasar UV/rayos X son más cortas que las distancias de luminosidad de la relación radio-luminosidad medidas por reverberación, Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society (2023). DOI:10.1093/mnras/stad1040
Michal Zajaček et al, Efecto de la extinción en las distancias de luminosidad de los cuásares determinadas a partir de mediciones de flujo de rayos X y UV, The Astrophysical Journal (2024). DOI:10.3847/1538-4357/ad11dc
Información de la revista: Revista Astrofísica , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society
El Dr. Michal Zajaček es investigador del Departamento de Física Teórica y Astrofísica de la Universidad Masaryk en Brno, República Checa. Defendió su tesis doctoral en 2017 en la Universidad de Colonia/Instituto Max Planck de Radioastronomía, Alemania, sobre el centro galáctico, específicamente sobre la dinámica estelar, la formación de estrellas y la naturaleza de los objetos con exceso de infrarrojos. Durante 2017-2019 fue investigador postdoctoral en el MPIfR en Bonn, trabajando en la precesión de chorros en blazares, y durante 2019-2021, fue profesor asistente en el Centro de Física Teórica de la Academia Polaca de Ciencias en Varsovia, donde estudió. la región de línea amplia de los quásares de desplazamiento al rojo intermedio y su aplicación en cosmología.
