Esto fue a principios de la década de 1990. El Observatorio Carnegie en Pasadena, California, está vacío para las vacaciones de Navidad. Wendy Friedman, sola en la biblioteca, estaba trabajando en un problema enorme y espinoso: la tasa de expansión del universo. Carnegie fue un terreno fértil para este tipo de trabajo. Fue aquí, en 1929, donde Edwin Hubble vio por primera vez galaxias distantes alejándose de la Vía Láctea, rebotando en la corriente exterior del espacio en expansión. La velocidad de este flujo se conoció como la constante de Hubble.
El silencioso trabajo de Friedman pronto se vio interrumpido cuando su compañero astrónomo Allan Sandage, el sucesor científico de Hubble, se apresuró a ingresar a la biblioteca y gobernó y refinó la constante de Hubble durante décadas, defendiendo constantemente el lento ritmo de expansión. Friedman fue uno de los últimos en abogar por tasas más altas, y Sandage vio su exploración herética.
“Estaba tan enojado”, recuerda Friedman, ahora en la Universidad de Chicago, Illinois, “que en ese momento me di cuenta de que estábamos solos en todo el edificio. Di un paso atrás y pensé que no estamos trabajando en el más amigable de los campos de la ciencia.
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Esta confrontación se ha calmado, pero no del todo. Sandage murió en 2010, y para entonces la mayoría de los astrónomos habían convergido en la constante de Hubble de banda estrecha. Sin embargo, los últimos datos, que al propio Sandage le hubiera gustado, sugieren que la constante de Hubble es un 8% más baja que el número principal. Durante casi un siglo, los astrónomos lo han calculado midiendo cuidadosamente las distancias en la parte más cercana del universo y moviéndose más y más lejos. Pero recientemente, los astrofísicos midieron un exterior constante basándose en mapas del fondo cósmico de microondas (CMB), el resplandor irregular del Big Bang que se convirtió en el telón de fondo del universo visible. Haciendo suposiciones sobre cómo el empujar y tirar de la energía y la materia en el universo ha cambiado la tasa de expansión cósmica desde que se formó el fondo cósmico de microondas,Los astrofísicos pueden tomar sus cartas y ajustar la constante de Hubble al universo local actual. Los números deben coincidir. Pero no coinciden.
Quizás haya algo mal con uno de los enfoques. Ambas partes buscan fallas en sus métodos y en los de otros, y figuras importantes como Friedman se apresuran a presentar sus propias propuestas. “No sabemos a dónde nos llevará esto”, dice Friedman.
Pero si no se llega a un acuerdo, se convertirá en una grieta en el firmamento de la cosmología moderna. Esto podría significar que a las teorías existentes les falta un ingrediente que interfirió entre el presente y el pasado antiguo, entretejido en la cadena de interacciones entre el CMB y la constante presente de Hubble. Si es así, la historia se repetirá. En la década de 1990, Adam Riess, actualmente astrofísico de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, Maryland, dirigió uno de los equipos que descubrió la energía oscura, una fuerza repulsiva que acelera la expansión del universo. Este es uno de los factores que deben tener en cuenta los cálculos de CMB.
Ahora el equipo de Riesz está buscando la constante de Hubble en el espacio cercano y más allá. Su propósito no es solo aclarar el número, sino también detectar si cambia con el tiempo de tal manera que ni siquiera la energía oscura pueda explicarlo. Hasta ahora, tiene poca comprensión de cuál podría ser el factor faltante. Y está muy interesado en lo que está pasando.
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En 1927, Hubble fue más allá de la Vía Láctea, armado con el telescopio más grande del mundo en ese momento, el Telescopio Hooker de 2.5 metros, ubicado en el Monte Wilson sobre Pasadena. Fotografió los puntos espirales débiles que ahora conocemos como galaxias y midió el enrojecimiento de su luz a medida que el Doppler se desplaza hacia largas ondas de luz. Comparando el desplazamiento al rojo de las galaxias con su brillo, Hubble llegó a una conclusión interesante: cuanto más débil y, presumiblemente, cuanto más lejos estaba una galaxia, más rápido se alejaba. En consecuencia, el universo se está expandiendo. Esto significa que el Universo tiene una edad finita, que comenzó con el Big Bang.
Contradicción cósmica
El debate sobre la constante de Hubble y la tasa de expansión del Universo comenzó a jugar con renovado vigor. Los astrónomos llegaron en una fecha determinada utilizando la clásica escalera de distancias, o observaciones astronómicas del universo local. Pero estos valores entran en conflicto con las estimaciones cosmológicas hechas a partir de mapas del universo temprano y vinculados al presente. De esta controversia se desprende que el crecimiento del universo puede alimentar el ingrediente faltante.
Para determinar la tasa de expansión, y la constante correspondiente, Hubble necesitaba distancias reales a las galaxias, no solo distancias relativas basadas en su brillo aparente. Por lo tanto, comenzó el laborioso proceso de construcción de una escalera remota, desde la Vía Láctea hasta las galaxias vecinas y más allá, hasta los límites mismos del espacio en expansión. Cada peldaño de la escalera debe calibrarse con "velas estándar": objetos que se mueven, pulsan, parpadean o giran de tal manera que se puede saber exactamente qué tan lejos están.
La primera etapa parecía lo suficientemente confiable: estrellas variables llamadas Cefeidas que aumentan y disminuyen en brillo en el transcurso de varios días o semanas. La duración de este ciclo indica el brillo interno de la estrella. Al comparar el brillo observado de la Cefeida con el brillo que emana de sus vibraciones, Hubble pudo calcular la distancia a ella. El telescopio Mount Wilson pudo distinguir varias cefeidas en galaxias cercanas. Para las galaxias distantes, asumió que las estrellas brillantes en ellas tendrían el mismo brillo interno. Incluso en las galaxias más distantes, sugirió Hubble, habrá velas estándar con luminosidad uniforme.
Evidentemente, estos supuestos no eran los mejores. La primera constante publicada por Hubble fue de 500 kilómetros por segundo por megaparsec, es decir, por cada 3,25 millones de años luz que miró hacia el espacio, el universo en expansión empujaba a las galaxias 500 kilómetros por segundo más rápido. Este número era incorrecto e implicaba que el universo tenía solo 2 mil millones de años, es decir, casi siete veces menos de lo que se cree hoy. Pero eso fue solo el comienzo.
En 1949, se completó la construcción del telescopio de 5,1 metros en Palomar en el sur de California, justo a tiempo para el ataque cardíaco del Hubble. Le entregó el manto a Sandage, un observador de triunfo que pasó las décadas siguientes desarrollando placas fotográficas durante las sesiones nocturnas, trabajando con el aparato del telescopio gigante, temblando de frío y necesitando descansos.
Con la mayor resolución de Palomar y su alto poder de recolección de luz, Sandage pudo pescar cefeidas de galaxias más distantes. También se dio cuenta de que las estrellas brillantes del Hubble eran, en esencia, cúmulos estelares completos. Eran de naturaleza más brillante y, por lo tanto, estaban mucho más lejos de lo que pensaba Hubble, lo que, entre otros ajustes, implicaba una constante de Hubble mucho más baja. En la década de 1980, Sandage se estableció en los 50, que defendió con fiereza. Uno de sus oponentes más famosos, el astrónomo francés Gerard de Vaucouleurs, sugirió un valor de 50. Uno de los parámetros más importantes de la cosmología se duplicó literalmente.
A fines de la década de 1990, Friedman, después de sobrevivir al abuso verbal de Sandage, se propuso la tarea de resolver este rompecabezas con una nueva herramienta, como si estuviera diseñada deliberadamente para su trabajo: el telescopio espacial Hubble. Su visión clara de la atmósfera permitió al equipo de Friedman identificar Cefeidas individuales 10 veces más de lo que lo hizo Sandage con Palomar. A veces, en estas galaxias había cefeidas y balizas más brillantes, supernovas de tipo Ia. Estas estrellas enanas blancas en explosión son visibles a través del espacio y entran en erupción con un brillo constante y máximo. Calibradas con las cefeidas, las supernovas pueden usarse por sí solas para sondear los confines más lejanos del espacio. En 2001, el equipo de Friedman redujo la constante de Hubble a 72 más o menos 8, poniendo fin a la disputa de Sandage-de Vaucouleurs. “Estaba exhausta”, dice. "Pensé,nunca vuelva a trabajar en la constante de Hubble ".
Edwin Hubble
Pero entonces apareció un físico que encontró una forma independiente de calcular la constante de Hubble utilizando el fondo de microondas más distante y desplazado al rojo. En 2003, la sonda WMAP publicó su primer mapa, que mostraba los espectros de fluctuaciones de temperatura en el CMB. Este mapa no proporcionó una vela estándar, sino un criterio estándar: un patrón de puntos calientes y fríos en la sopa primordial, creado por ondas sonoras que se extendieron por todo el universo recién nacido.
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Al hacer varias suposiciones sobre los ingredientes de este caldo, en forma de partículas familiares, átomos y fotones, algunas sustancias invisibles adicionales como materia oscura y energía oscura, el equipo de WMAP pudo calcular el tamaño físico de estas ondas sonoras primordiales. Se puede comparar con el tamaño aparente de las ondas sonoras registradas en los puntos CMB. Esta comparación dio la distancia al fondo de microondas y el valor de la tasa de expansión del Universo en ese momento inicial. Al hacer suposiciones sobre cómo las partículas ordinarias, la energía oscura y la materia oscura han cambiado la expansión desde entonces, el equipo de WMAP pudo alinear la constante con su tasa de variación actual. Originalmente dedujeron un valor de 72, según lo que encontró Friedman.
Pero desde entonces, las mediciones astronómicas de la constante de Hubble han mostrado valores más altos, aunque el error ha disminuido. En publicaciones recientes, Riess ha dado un paso adelante utilizando una cámara infrarroja instalada en 2009 en el Telescopio Hubble, que puede determinar las distancias a las cefeidas de la Vía Láctea y resaltar sus primos más lejanos y rojos de las estrellas más azules que normalmente rodean a las cefeidas. El último resultado que dio el equipo de Riess fue de 73,24.
Mientras tanto, la misión Planck (ESA), que mostró el CMB en alta resolución y con mayor precisión de temperatura, se detuvo en 67,8. De acuerdo con las leyes de la estadística, estas dos cantidades están separadas por una brecha de 3.4 sigma, no 5 sigma, que en física de partículas habla de un resultado significativo, pero casi. “Es difícil explicarlo por un error estadístico”, dice Chuck Bennett, astrofísico de la Universidad Johns Hopkins que dirigió el equipo de WMAP.
Cada lado señala con el dedo al otro. Georg Ephstatius, cosmólogo principal del equipo de Planck en la Universidad de Cambridge, dice que los datos de Planck son "absolutamente inquebrantables". Un nuevo análisis de los resultados de Planck en 2013 le hizo pensar. Descargó los datos de Riesz y publicó su propio análisis con una constante de Hubble más baja y menos precisa. Él cree que los astrónomos buscaron a tientas una escalera "sucia".
En respuesta, los astrónomos afirman estar haciendo una medición real del universo moderno, ya que el método de medición CMB se basa en muchas suposiciones cosmológicas. Si no convergen, dicen, ¿por qué no cambiar la cosmología? En cambio, “Georg Ephstatius sale y dice: 'Voy a repensar todos tus datos'”, dice Barry Mador de la Universidad de Chicago, esposo y colega de Friedman desde la década de 1980. ¿Qué hacer? Hay que cortar el nudo gordiano.
Wendy Friedman creía que su estudio de 2001 había revelado la constante de Hubble, pero la controversia ha reavivado.
Del lado de los astrónomos, existe un método llamado lente gravitacional. Alrededor de una galaxia masiva, la propia gravedad distorsiona el espacio, formando una lente gigante que puede distorsionar la luz proveniente de una fuente de luz distante como un cuásar. Si la alineación de la lente y el quásar es segura, la luz se precipitará a lo largo de varios caminos hacia la Tierra y creará muchas imágenes de la galaxia lente. Si tiene suerte, el quásar cambiará de brillo, es decir, parpadeará. Cada imagen clonada también parpadeará, pero no al mismo tiempo, porque los rayos de luz de cada imagen toman diferentes caminos a través del espacio distorsionado. El retraso entre parpadeos indica la diferencia en las longitudes de la ruta; comparándolos con el tamaño de la galaxia, los astrónomos pueden usar la trigonometría para calcular la distancia absoluta a la galaxia lente. Solo se han medido cuidadosamente tres galaxias de esta manera y actualmente se están estudiando seis más. A finales de enero, la astrofísica Sherri Suyu del Instituto Max Planck de Astrofísica en Alemania y sus colegas publicaron sus mejores cálculos de la constante de Hubble. “Nuestra dimensión encaja con el enfoque de la distancia de la escalera”, dice Suyu.
Mientras tanto, los cosmólogos también tienen cartas de triunfo bajo la manga: oscilaciones acústicas bariónicas (BAO). A medida que el universo madura, las mismas ondas sonoras que se imprimieron en el CMB dejaron grupos de materia que se convirtieron en grupos galácticos. La ubicación de las galaxias en el cielo debe preservar las proporciones originales de ondas sonoras y, como antes, comparar el patrón aparente con su tamaño real calculado determina la distancia. Al igual que el método CMB, el método BAO permite realizar una suposición cosmológica. Pero durante los últimos años, ha mantenido los valores del Hubble constantes a la par con Planck. La cuarta iteración del Sloan Digital Sky Survey, un estudio global del cielo que mapea el mapa galáctico, ayudará a refinar estas mediciones.
Esto no significa que los equipos que compiten por el escalafón de distancias y el CMB estén simplemente esperando otras formas de resolver la disputa. Para solidificar la base de la escala de distancias, la distancia a las Cefeidas en la Vía Láctea, la misión Gaia de la Agencia Espacial Europea está tratando de determinar las distancias exactas a mil millones de estrellas cercanas diferentes, incluidas las Cefeidas. Gaia, que orbita al Sol fuera de la Tierra, utiliza la medida más confiable: el paralaje, o el aparente desplazamiento de las estrellas en relación con el fondo del cielo, cuando la nave alcanza puntos opuestos en su órbita. Cuando se publique el conjunto de datos completo de Gaia en 2022, proporcionará un terreno adicional para la confianza de los astrónomos. Riess ya encontró indicios a favor de su mayor constante de Hubble cuando utilizó los resultados preliminares de Gaia.
Los cosmólogos también esperan solidificar sus mediciones con el telescopio cosmológico de Atacama en Chile y el telescopio del Polo Sur, que pueden probar los resultados de alta precisión de Planck. Y si los resultados se niegan a converger, los teóricos intentarán cerrar la brecha. “Es bueno cuando el modelo falla. La validación del modelo no es interesante.
Por ejemplo, se podría agregar una partícula adicional al Modelo Estándar del Universo. El CMB ofrece una estimación del balance energético total poco después del Big Bang, cuando se dividió en materia y radiación de alta energía. Como se desprende de la famosa fórmula de equivalencia de Einstein E = mc2, la energía actuó como materia, ralentizando la expansión del espacio con su gravedad. Pero la materia es un freno más eficaz. Con el tiempo, la radiación (fotones de luz y otras partículas de luz como los neutrinos) se enfrió y perdió energía, el efecto gravitacional se debilitó.
Actualmente se conocen tres tipos de neutrinos. Si hubiera un cuarto, como sugieren algunos teóricos, habría un poco más en el lado de la radiación en el presupuesto de energía original del universo, y esta parte se disiparía más rápido. Esto, a su vez, significaría que el universo primitivo se expandía más rápido de lo que predice la lista de ingredientes de la cosmología moderna. En el futuro, esta incorporación podría conciliar dos resultados diferentes. Pero los detectores de neutrinos aún no han revelado ningún indicio de neutrinos de tipo 4, y las otras mediciones de Planck limitaron la cantidad total de exceso de radiación.
Otra opción es la llamada energía oscura fantasma. Los verdaderos modelos cosmológicos significan poder constante por energía oscura. Si la energía oscura se vuelve más fuerte con el tiempo, explicaría por qué el cosmos se está expandiendo más rápido hoy de lo que uno pensaría mirando al universo primitivo. Sin embargo, la energía oscura variable parece completamente redundante. Los cosmólogos y astrofísicos tienden a creer que los problemas radican en los métodos existentes más que en la nueva física.
Friedman cree que la única solución, combatir el fuego con fuego, radica en nuevas observaciones del universo. Junto con Mador, se están preparando para realizar una medición separada, calibrada no solo para Cefeidas, sino también para otros tipos de estrellas variables y gigantes rojas brillantes. Los ejemplos más cercanos se pueden estudiar con un telescopio automático de 30 centímetros de ancho, y los distantes ayudarán a explorar los telescopios espaciales Hubble y Spitzer. Una vez que haya podido hacer frente al oscuro y violento Sandage, estará lista para responder al atrevido desafío del equipo de Planck y Riesz.
“Dijeron que estábamos equivocados. Bueno, veamos”, bromea.
ILYA KHEL
