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 13.8mil millones de años.
Una nueva estimación de la tasa de expansión local, la constante de Hubble, o H0 H-cero, 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 distancias, los astrónomos calculan una velocidad: 73,3 kilómetros por segundo por megaparsec, más o menos2,5 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 deTierra, el universo se está expandiendo 73,3 ± 2,5 kilómetros por segundo extra. El promedio de las otras tres técnicas es de 73,5 ± 1,4 km / seg / Mpc.
Sorprendentemente, las estimaciones de la tasa de expansión local basadas en las fluctuaciones medidas en el fondo cósmico de microondas e, independientemente, las fluctuaciones en la densidad de la materia normal en el universo temprano oscilaciones acústicas bariónicas, dan 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, causa el Hubbleconstante para cambiar más rápidamente de lo esperado con el aumento de la distancia de la Tierra. La energía oscura comprende aproximadamente dos tercios de la masa y la energía en el 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 lapotencial para 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 en la muestra se encuentran a distancias que van desde 15 a 99 Mpc, mirando hacia atrás en el tiempo una mera fracción de la edad deel universo.
"Para medir distancias a galaxias de hasta 100 megaparsecs, este es un método fantástico", dijo el cosmólogo Chung-Pei Ma, profesora Judy Chandler Webb de Ciencias Físicas en la Universidad de California, Berkeley, y profesora de astronomía y física."Este es el primer artículo que reúne un conjunto grande y homogéneo de datos, sobre 63 galaxias, con el objetivo de estudiar el H-nada 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 sobre estas 63 galaxias fueron recopilados y analizados por John Blakeslee, un astrónomo del NOIRLab de la National Science Foundation. Él 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 del Valle de Utah en Orem. Blakeslee, quien dirige el personal científico que apoya los observatorios ópticos e infrarrojos de NSF, es un pionero en el uso de SBF para medir distancias a galaxias, y Jensen fue uno de losel primero 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 cierto sentido, el esfuerzo por comprender la escala absoluta del universo, que luego nos habla de la física", dijo Blakeslee, recordando el viaje de James Cook a Tahití en 1769 para medir untránsito 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 medición local de la constante de Hubble ".
El telescopio espacial James Webb, 100 veces más poderoso que el telescopio espacial Hubble, está programado para su lanzamiento en octubre.
Galaxias elípticas gigantes
La constante de Hubble ha sido una 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, radica en precisar la ubicación de los objetos en el espacio que dan pocas pistas sobre qué tan lejos están.
Los astrónomos a lo largo de los años han escalado distancias mayores, comenzando por calcular la distancia a los objetos lo suficientemente cercanos como para que parezcan moverse ligeramente, debido a la paralaje, a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol. Las estrellas variables llamadas Cefeidas te llevan más lejos, porque suel brillo está relacionado con su período de variabilidad, y las supernovas de Tipo Ia te llevan aún más lejos, porque son explosiones extremadamente poderosas que, en su punto máximo, brillan tan brillantes como una galaxia completa. Tanto para las cefeidas como para las supernovas de Tipo Ia, es posible calcularsacar el brillo absoluto 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 la vuelta almismo número.
La técnica que utiliza las 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 antiguas, en su mayoría estrellas gigantes rojas, que se pueden modelar para dar un brillo infrarrojo promedio.Los investigadores obtuvieron imágenes infrarrojas de alta resolución de cada galaxia con la cámara de campo amplio 3 en el telescopio espacial Hubble y determinaron cuánto difería cada píxel de la imagen del "promedio": cuanto más suaves sean las fluctuaciones en todo elimagen, 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 nuestrolas teorías cosmológicas están equivocadas, o al menos incompletas.
Las extrapolaciones del universo temprano se basan en la teoría cosmológica más simple, llamada materia oscura fría lambda, o CDM, que emplea solo unos pocos parámetros para describir la evolución del universo.el corazón de? CDM?
"Creo que empuja un poco más esa apuesta", dijo Blakeslee. "Pero ? CDM todavía está vivo. Algunas personas piensan, con respecto a todas estas mediciones locales, que los observadores están equivocados. Pero esCada vez es más difícil hacer esa afirmación: se requeriría que hubiera errores sistemáticos en la misma dirección para varios métodos diferentes: supernovas, SBF, lentes gravitacionales, máseres de agua.un poco más profundo ".
Ma se pregunta si las incertidumbres que los astrónomos atribuyen a sus mediciones, 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 deliberando", dijo. "Creo que realmente está en las barras de error. Pero suponiendo que las barras de error de todos no se subestimen, la tensión se está volviendo incómoda".
De hecho, uno de los gigantes del campo, la 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 astrónomoquien compartió el Premio Nobel de Física 2011 por descubrir la energía oscura, informa 73.2 ± 1.3 km / seg / Mpc. Riess era un becario postdoctoral Miller en UC Berkeley cuando realizó esta investigación, y compartió el premio con UC Berkeley y el físico de Berkeley LabSaul Perlmutter.
galaxias MASIVAS
El nuevo valor de H0 es un subproducto de otros dos estudios de galaxias cercanas, en particular, el estudio MASSIVE de Ma, que utiliza telescopios espaciales y terrestres para estudiar exhaustivamente las 100 galaxias más masivas dentro de unos 100 Mpc de la Tierra.El objetivo principal 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, dijo. El equipo de estudio MASSIVE utilizó este método el año pasado para determinar la distancia a una galaxia elíptica gigante, NGC 1453, en el cielo australconstelación de Eridanus. Combinando esa distancia, 166 millones de años luz, con datos espectroscópicos extensos 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.llegaron a la conclusión de 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, basándose en 45 a 90 minutos de tiempo de observación del HST para cada galaxia. Los otros 20 provienen de otro estudio que empleó el HST para obtener imágenes de galaxias grandes, específicamenteaquellos en los 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 pueden usarse para mejorar la precisión de los cálculos de distancia.En el artículo, Blakeslee empleó tanto estrellas variables Cefeidas 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 ascender a galaxias a grandes distancias.produjo 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 la rama gigante roja para SBF", dijo.
"El telescopio James Webb tiene el potencial de disminuir realmente las barras de error para SBF", agregó Ma. Pero por ahora, las dos medidas discordantes de la constante de Hubble tendrán que aprender a convivir entre sí.
"No me estaba proponiendo medir H0; fue un gran producto de nuestra encuesta", dijo. "Pero soy cosmóloga y estoy observando esto con gran interés".
Los coautores del artículo con Blakeslee, Ma y Jensen son Jenny Greene de la Universidad de Princeton, quien es líder del equipo MASSIVE, y Peter Milne de la Universidad de Arizona en Tucson, quien lidera el equipo que estudia las supernovas de Tipo Ia.El trabajo fue apoyado por la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio HST-GO-14219, HST-GO-14654, HST GO-15265 y la Fundación Nacional de Ciencias AST-1815417, AST-1817100.
Fuente de la historia :
Materiales proporcionado por Universidad de California - Berkeley . Original escrito por Robert Sanders. Nota: el contenido se puede editar por estilo y longitud.
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