Matavimai, kaip nustatyti Hablo konstantą: Įtampa

Matavimai, cómo determinar la constante de Hubble: Voltaje

Discrepancias entre las mediciones locales y tempranas del Universo, planteando nuevas preguntas cosmológicas

Por qué H0 importante

La constante de Hubble (H0) describe la tasa actual de expansión del Universo, generalmente expresada en kilómetros por segundo por megapársec (km/s/Mpc). La estimación precisa de H0 en cosmología es muy importante porque:

  1. Indica la edad del Universo si extrapolamos la expansión hacia atrás en el tiempo.
  2. Calibra la escala de distancias para otras mediciones cósmicas.
  3. Ayuda a resolver ambigüedades en parámetros cosmológicos (por ejemplo, densidad de materia, parámetros de energía oscura).

Tradicionalmente, los astrónomos miden H0 de dos maneras diferentes:

  • Método local (escalera de distancias): Comenzando con paralajes para Cefeidas o TRGB (cima de gigantes rojas), luego usando supernovas Tipo I. Esto da una tasa de expansión directa en el Universo relativamente cercano.
  • Método del Universo Temprano: H0 derivado de datos de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) según un modelo cosmológico elegido (ΛCDM) y oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) u otras restricciones.

En años recientes, estos dos métodos dan valores diferentes significativos para H0: mayor (~73–75 km/s/Mpc) con el método local y menor (~67–68 km/s/Mpc) con cálculos basados en CMB. Esta discrepancia, llamada “tensión de Hubble”, sugiere o nueva física más allá del ΛCDM estándar, o errores sistemáticos aún no resueltos en uno o ambos métodos.

2. Escalera de Distancias Local: Por Etapas

2.1 Paralaje y Calibración

La base de la escalera de distancias local es el paralaje (trigonométrico) para objetos cercanos (misión Gaia, paralajes HST para Cefeidas, etc.). El paralaje establece la escala absoluta para objetos estándar como las estrellas variables Cefeidas, que tienen una relación bien definida entre periodo y brillo.

2.2 Cefeidas y TRGB

  • Estrellas variables Cefeidas: Paso principal para calibrar indicadores distantes, como las supernovas Tipo I. Freedman y Madore, Riess y otros (equipo SHoES) y otros mejoraron la calibración local de las Cefeidas.
  • Cima de las Gigantes Rojas (TRGB): Otro método que utiliza el brillo de las estrellas gigantes rojas en el momento de la ignición del helio (en poblaciones pobres en metales). El equipo Carnegie–Chicago (Freedman y otros) alcanzó ~1 % de precisión en algunas galaxias locales, ofreciendo una alternativa a las Cefeidas.

2.3 Supernovas Tipo I

Cuando los Cefeidas (o TRGB) en galaxias se convierten en puntos de anclaje para calibrar la luminosidad de supernovas, estas pueden observarse hasta cientos de Mpc de distancia. Comparando el brillo medido de la supernova con el brillo absoluto derivado, se obtiene la distancia. Al combinar el corrimiento al rojo y la distancia, se deriva localmente H0.

2.4 Mediciones Locales

Riess y otros (SHoES) a menudo determinan H0 ≈ 73–74 km/s/Mpc (error ~1,0–1,5%). Freedman y otros (TRGB) encuentran ~69–71 km/s/Mpc – un poco menos que Riess, pero aún por encima del ~67 de Planck. Así que, aunque las mediciones locales varían un poco, generalmente se concentran en el rango de 70–74 km/s/Mpc – más que el ~67 de Planck.

3. Método del Universo temprano (CMB)

3.1 Modelo ΛCDM y CMB

La radiación cósmica de fondo de microondas (CMB), medida por WMAP o Planck, según el modelo cosmológico estándar ΛCDM, permite determinar la escala de los picos acústicos y otros parámetros. Del ajuste del espectro de potencia del CMB se obtienen valores como Ωb h², Ωc h² y otros. Combinándolos con la hipótesis de planitud y datos de BAO u otros, se deriva H0.

3.2 Medición de Planck

Los datos finales de la colaboración Planck generalmente indican H0 = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc (según los métodos), aproximadamente 5–6σ menor que las mediciones locales de SHoES. Esta diferencia, conocida como la tensión de Hubble, es de nivel ~5σ, lo que indica que probablemente no es una desviación aleatoria.

3.3 Por qué es importante esta discrepancia

Si el modelo estándar ΛCDM es correcto y los datos de Planck son confiables, entonces debería haber una sistemática desconocida en el método local de la escalera. De lo contrario, si las distancias locales son correctas, tal vez el modelo del Universo temprano está incompleto: nueva física podría afectar la expansión cósmica o existir partículas relativistas adicionales o energía oscura temprana que modifiquen el valor derivado de H0.

4. Posibles causas del desacuerdo

4.1 ¿Errores sistemáticos en el método de escalera?

Se sospecha si en la calibración de Cefeidas o en la fotometría de supernovas queda algún sesgo sin corregir, por ejemplo, el efecto de metalicidad en las Cefeidas, corrección del flujo local o sesgo de selección. Sin embargo, el fuerte consenso entre varios grupos reduce la probabilidad de un error grande. Los métodos TRGB también dan un H0 algo más alto, aunque ligeramente menor que el de las Cefeidas, pero aún así superior al resultado de Planck.

4.2 ¿Sistemáticas no resueltas en el CMB o ΛCDM?

Otra posibilidad es que en la interpretación de Planck del CMB falte un eslabón importante, por ejemplo:

  • Propiedades extendidas de neutrinos o partículas relativistas adicionales (Neff).
  • Energía oscura temprana cerca de la recombinación.
  • Curvatura o energía oscura que varía en el tiempo.

Planck no muestra señales claras de ello, pero algunos modelos extendidos presentan leves indicios. Hasta ahora, ninguna solución elimina completamente la tensión sin anomalías adicionales o mayor complejidad.

4.3 ¿Existen dos valores diferentes de la constante de Hubble?

Algunos sugieren que en un bajo rojo la expansión del Universo podría diferir del promedio global si existen grandes estructuras locales o inhomogeneidades (llamadas "burbuja de Hubble"). Sin embargo, las mediciones desde diversas direcciones, otras escalas cósmicas y el principio general de homogeneidad indican que un vacío local significativo o el entorno difícilmente explicarían esta tensión.

5. Esfuerzos para Resolver la Tensión

5.1 Métodos Independientes

Los investigadores prueban calibraciones locales alternativas:

  • Masers en galaxias megamaser (p. ej., NGC 4258) como ancla para distancias de supernovas.
  • Retrasos temporales de lentes gravitacionales fuertes (H0LiCOW, TDCOSMO).
  • Fluctuaciones de brillo superficial en galaxias elípticas.

Hasta ahora estos métodos generalmente muestran H0 valores en el rango “altos de los 60 – bajos de los 70”, no siempre idénticos, pero generalmente mayores que 67. Por lo tanto, no existe un método independiente que disipe completamente la tensión.

5.2 Más Datos de DES, DESI, Euclid

Las mediciones de BAO en diferentes corrimientos al rojo permiten reconstruir H(z) y verificar si desde z = 1100 (época del Fondo Cósmico de Microondas) hasta z = 0 hay desviaciones del ΛCDM. Si las observaciones muestran un corrimiento al rojo con un H0 localmente mayor, coincidiendo con Planck a alto z, podría indicar nueva física (por ejemplo, energía oscura temprana). DESI apunta a una precisión de ~1 % en la medición de distancias en varios corrimientos al rojo, lo que ayudará a entender mejor la evolución cósmica.

5.3 Escalera de Distancias de Nueva Generación

Los equipos locales continúan mejorando la calibración de paralajes usando datos de Gaia, refinan el punto cero de las Cefeidas y revisan errores sistemáticos en la fotometría de supernovas. Si la tensión persiste con errores menores, la posibilidad de nueva física más allá del modelo ΛCDM aumenta. Si la tensión desaparece, se confirmará la solidez del ΛCDM.

6. Valor para la Cosmología

6.1 Si Planck es Correcto (H pequeño0)

H pequeño0 ≈ 67 km/s/Mpc concuerda con el ΛCDM estándar desde z = 1100 hasta ahora. Entonces los métodos locales de escalera serían sistemáticamente erróneos, o vivimos en una ubicación inusual. Este escenario indica una edad del Universo de ~13,8 mil millones de años, y las predicciones de estructura a gran escala coinciden con datos de cúmulos de galaxias, BAO y lentes.

6.2 Si la Escalera Local es Correcta (H grande0)

Si H0 ≈ 73 confirmados, entonces la explicación del modelo \(\Lambda\)CDM de Planck es incompleta. Podría ser necesario:

  • Energía oscura temprana adicional, que acelera temporalmente la expansión hasta la recombinación y así cambia los ángulos de los picos, por lo que el valor de H0 derivado por Planck es menor.
  • Más grados de libertad relativistas o nueva física de neutrinos.
  • Alejamiento de la suposición de que el Universo es plano y estrictamente descrito solo por \(\Lambda\)CDM.

Esa nueva física podría resolver la tensión, aunque requeriría un modelo más complejo. Se puede verificar con otros datos (lente KFS, indicadores de crecimiento estructural, nucleosíntesis).

6.3 Perspectivas Futuras

La tensión impulsa nuevas verificaciones cruzadas. Estudios de CMB-S4 o generaciones superiores de lentes cósmicos pueden comprobar si el crecimiento estructural corresponde a un H0 alto o bajo. Si la tensión persiste en ~5σ, será una fuerte señal de que el modelo estándar debe ampliarse. Avances teóricos o errores recién descubiertos podrían finalmente resolver la cuestión.

7. Conclusión

La medición de la constante de Hubble (H0) es el núcleo de la cosmología, conectando observaciones locales de expansión con modelos del Universo temprano. Los métodos actuales ofrecen dos valores diferentes:

  1. Escalera local de distancias (usando Cefeidas, TRGB, supernovas) generalmente muestra H0 ≈ 73 km/s/Mpc.
  2. ΛCDM basado en KFS, aplicando datos de Planck, da H0 ≈ 67 km/s/Mpc.

Esta "Tensión de Hubble", con un nivel de significancia de aproximadamente 5σ, indica errores sistemáticos desconocidos en algún método o nueva física más allá del ΛCDM estándar. Las mejoras continuas en paralaje (Gaia), punto cero de supernovas, retardos de tiempo de lente y BAO de alto corrimiento al rojo prueban todas las hipótesis. Si la tensión persiste, podría señalar soluciones exóticas (energía oscura temprana, neutrinos adicionales, etc.). Si la tensión disminuye, confirmaremos la solidez del ΛCDM.

Cualquier escenario afecta claramente nuestra historia cósmica. La tensión impulsa nuevas campañas de observación (DESI, Euclid, Roman, CMB-S4) y modelos teóricos avanzados, destacando la dinámica de la cosmología moderna: cuando datos precisos y discrepancias a largo plazo nos llevan a intentar unir el Universo temprano y el actual en una imagen completa.

Literatura y Lecturas Adicionales

  1. Riess, A. G., et al. (2016). "Una determinación del 2.4% del valor local de la constante de Hubble." The Astrophysical Journal, 826, 56.
  2. Planck Collaboration (2018). "Resultados de Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos." Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
  3. Freedman, W. L., et al. (2019). "El Programa Carnegie-Chicago Hubble. VIII. Una determinación independiente de la constante de Hubble basada en la punta de la rama gigante roja." The Astrophysical Journal, 882, 34.
  4. Verde, L., Treu, T., & Riess, A. G. (2019). "Tensiones entre el Universo temprano y el tardío." Nature Astronomy, 3, 891–895.
  5. Knox, L., & Millea, M. (2020). "Guía para cazadores de la constante de Hubble." Physics Today, 73, 38.
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