En expansión acelerada: el Premio Nobel de Física 2011

crya.unam.mx

En expansión acelerada: el Premio Nobel de Física 2011

ArtículosEn expansión acelerada:el Premio Nobel de Física 2011Vladimir Avila-ReeseInstituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de MéxicoLuis Felipe Rodríguez JorgeCentro de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de MéxicoUn Universo en expansiónEn 1929 el astrónomo estadounidense Edwin Hubblehabía acumulado observaciones de 24 galaxias quele permitieron cambiar nuestra concepción delUniverso. Las galaxias son sistemas autogravitantesdonde se forman y evolucionan las estrellas, eninteracción con el gas interestelar. Nosotros somosparte de una galaxia constituida por 200,000 millonesde estrellas, la Vía Láctea. Pero a Hubble no leinteresaba entender a nuestra galaxia sino a las galaxiasexternas, cuyos movimientos podrían estartrazando la dinámica global del Universo.Hubble echó mano del efecto Doppler paramedir las velocidades de las galaxias. La luz es unaonda y así como el sonido de la sirena de unaambulancia cambia de tono con el movimiento delvehículo respecto a un observador estacionario, esposible decir si la galaxia en cuestión se aleja o seacerca respecto a la nuestra y a qué velocidad lohace. Pero la tarea más difícil fue la de medir lasdistancias a las galaxias. Para ello hizo uso depatrones lumínicos, como son por ejemplo lasestrellas Cefeidas. Éstas son estrellas muy luminosasy pulsantes, cuyo periodo de pulsación definede manera empírica su luminosidad (potencia).Logrando resolver entonces estrellas Cefeidas enlas galaxias y midiéndoles su curva de luz y su flujoF (brillo) promedio, Hubble estimó su luminosidadintrínseca L ycalculólasdistanciasalasgalaxiasanfitrionascon la simple fórmulaDL L 4 F.Hubble encontró un sorprendente resultado: la mayoríade las galaxias que él estudió, se alejaban con una velocidadV r proporcional a su distancia DL: Vr H0 DL,donde H 0 es la constante de Hubble. Esta ley cinemáticadel Universo local se interpreta como evidencia de unaexpansión uniforme del espacio: todas las galaxias se alejanunas de otras con una tasa de expansión única H 0 .Elmedir con precisión la tasa actual de expansión pasó a seruno de los principales retos de la cosmología observacionaldurante décadas. En unidades de kms -1 para la velocidady Mpc para la distancia (1Mpc = 3.26x10 6 años luz),lasmedicionesactualesarrojanqueH 0 73 km s -1 /Mpccon una precisión mejor que el 5%. El inverso de estatasa, 1.3x10 10 años, es el tiempo desde el origen del Universo,si dicha tasa fuese constante. Pero no lo es.El descubrimiento de Hubble impulsó la teoría cosmológicabasada en la relatividad general desarrollada porAlbert Einstein años antes y según la cual el Universo nopuede ser estacionario. Al estar expandiéndose actualmenteel espacio, significa que en el pasado las distanciaseran más y más pequeñas. La descripción de las condicionesfísicas de la materia y radiación en épocas remotas,donde todo era más denso y caliente, dio lugar a la así llamadaTeoría de la Gran Explosión; la teoría que mejorSociedad Mexicana de Física 165


Artículosdescribe nuestro Universo. El resultado de Hubble fue tanimportante, que muchos creen que merecía ser reconocidocon el Premio Nobel de Física. Falleció en 1949 sinhaberlo recibido.En el contexto de la Teoría de la Gran Explosión, haymúltiples posibilidades de expansión e, incluso, luego dellegar a un máximo, podría haber contracción. La tasa deexpansión H 0 quesemideactualmenteenrealidadcambiacon el tiempo cósmico t y esto depende de la densidadde materia-energía de las diferentes componentes delUniverso y el tipo de curvatura que tiene el espacio. Si enel Universo hubiese sólo radiación y materia (tanto laordinaria, llamada bariónica, como la oscura que aparentementees cerca de 6 veces más abundante), entonces laexpansión tendría que frenarse por la acción atractiva dela gravedad que producen estas componentes. Ése es elcomportamiento que se esperaba confirmar con las observaciones.¡La expansión se acelera!Durante décadas, muchos astrónomos dedicaron sus esfuerzosadeterminarlosparámetroscosmológicoslocales,mismos que establecen el modelo de nuestro Universoy la ley con la que se expande pero que son insuficientespara lograr alta precisión; hay que combinarlos conmás sondeos (ver Bol. Soc. Mex. Fis. 23, (3) 143-146 (2009)).Los sondeos basados en determinaciones de distanciasa diferentes épocas, de tal forma que se constriñede manera más directa la historia de expansión,no podían ser aplicados por limitaciones observacionales.Como la luz que nos llega de los cuerpos cósmicosviaja a una velocidad muy grande pero finita,al estudiar cuerpos cósmicos muy lejanos estamosen realidad viendo el pasado. Entonces, para estudiarel pasado del Universo, hay que observar objetosmuydistantesy,siademásqueremosmedirlesdistancias, esos objetos tienen que funcionar comopatrones lumínicos. Tarea nada fácil.El reto lo asumieron en los años 90 dos gruposinternacionales de astrónomos en el que jugaronun papel importante los observatorios en CerroCalán y Cerro Tololo, Chile, así como los chilenosMario Hamuy y José Maza, entre otros. Existe untipo de explosiones estelares, llamadas supernovasde tipo Ia (SN Ia), que pueden verse a grandes distanciasdurante días y semanas posteriores a laexplosión. Estas explosiones se espera sean similaresen su luminosidad intrínseca, ya que provienende superar la masa crítica de una estrella enana(1.4 masas solares) al acretar materia de una estrellacompañera. En realidad, las observaciones delas SN Ia cercanas muestran que sus luminosida-Figura 1. Curvas de luz de varias supernovas tipo Ia. Los puntos son observaciones fotométricas y las líneas corresponden a la plantilla (modelo) que mejorajusta a cada caso. Las supernovas más luminosas tienen curvas de luz más extendidas que las menos luminosas. Si se “corrigen” las curvas por esta correlación,se obtiene una curva escalada que es prácticamente la misma para todos los eventos. Es esto lo que hacealasSNIapatroneslumínicos.166 Bol. Soc. Mex. Fis. 25-3, 2011


Artículosdes al máximo pueden variar hasta por una magnitud(un factor 2.5, Fig. 1a). Sin embargo, en 1993Mark Phillips encontró una correlación entre laforma de la curva de luz y la luminosidad: lassupernovas menos luminosas, tienen curvas de luzque decrecen más rápido con el pasar de los días. Sise “corrige” la luminosidad de las supernovas porla forma de su curva de luz, ahora sí, todas tienenuna luminosidad al máximo prácticamente igual(Fig. 1b) y pueden ser usadas como patrones lumínicospara medir distancias hasta ellas.Lo que seguía era cazar SN Ia muy alejadas.Estas explosiones no son tan comunes. Por ejemplo,en galaxias como la nuestra se estima que puedenocurrir alrededor de 2 cada 1000 años. Entoncespara descubrir algunas SN Ia en un año, hayque monitorear con buena precisión fotométricadecenas de miles de galaxias alejadas. Esta tarea laemprendieron en los años 90, de manera entusiasta,las dos grandes colaboraciones internacionalesmencionadas arriba 1 , una encabezada por SaulPerlmutter y otra por Brian Schmidt y Adam Riess,los tres nacidos en los EUA, pero con Schmidt realizandola mayor parte de su carrera profesional enAustralia. Son estos tres científicos los que recibieronel Premio Nobel de Física en 2011. En losartículos en los que planteaban cómo realizaríansus respectivos proyectos, ambos grupos hablabande determinar la desaceleración del Universomediante el estudio de SN Ia en galaxias lejanas. Lanaturaleza les guardaba una enorme sorpresa.La metodología para cazar SN “cosmológicas”tenía que ser óptima. Se usaron telescopios ópticosde tamaño intermedio equipados con detectoresCCD para barrer campos fijos del cielo, con milesde galaxias cada uno, en las oscuras noches de lunanueva. Tres semanas después, cercanos a lasiguiente luna nueva, se volvía a barrer los camposobservados para así descubrir galaxias donde su brillose haya incrementado por una posible SN Ia(candidata). Como el tiempo de crecimiento de lacurvadeluzdelasSNIaesmayora3semanas,entonceses alta la probabilidad de que la candidata aún no hayallegado a su máximo. Las SN Ia candidatas eran de inmediatomonitoreadas durante semanas con los telescopiosmás potentes del mundo, incluyendo el Telescopio EspacialHubble, para así construir su curva de luz, ver si setrata de una SN Ia, corregir por la relación de Phillips ydeterminar finalmente la luminosidad intrínseca de laSN. Con la luminosidad se puede entonces calcular ladistancia según la fórmula DL L 4 F.Por otro lado, midiendo el factor de corrimiento al rojoz de las líneas espectrales de la galaxia anfitriona, se calculael factor de escala que tuvo el Universo cuando la SNexplotó. El factor de escala at ()es una cantidad adimensionalque dice cuánto las distancias cambiaron por laexpansión entre una época y otra y se normaliza a 1 al díade hoy. La longitud de onda de la radiación crece (se correal rojo) debido la expansión del Universo proporcionalmentea at ().En un medio en expansión la distancia depende decómo se la mida. Si se trata de la distancia lumínica D L ,el flujo F no sólo se diluye como1 D 2L , sino que además seve afectado por la expansión del espacio y la dilatación deltiempo entre la fuente y el observador. En otras palabras,D L en función de a ( o z)depende del modelo cosmológicoque dicta cómo se expande el espacio. Cada modelocosmológico es una curva en el diagrama moderno deHubble, DL z. Si en este diagrama se ponen muchospuntos observacionales con barras de error pequeñas,entonces con métodos de ajuste como el de mínimos cuadradosse pueden constreñir algunos parámetros delmodelo cosmológico, en particular los relacionados a lahistoria de la expansión del Universo.Ambos grupos publicaron sus primeros resultados en1998 y 1999 usando todavía pocas SN Ia cosmológicascon corrimientos al rojo z 1 o a 05. . Aunque todavíacon mucha incertidumbre, los datos en el diagramaDL zse alejaban sistemáticamente de las curvas correspondientesa modelos cosmológicos relativistas con desaceleración(Fig. 2). En vez de la distancia D L , los astrónomosgrafican el módulo de distancia en magnitudes; en1 Desde un punto de vista sociológico es interesante comentar que el grupo de Perlmutter venía del estudio de la física departículas y es muy jerárquico y disciplinado. Por otro lado, el grupo de Schmidt y Riess es de astrónomos, que somos másanárquicos en nuestra manera de trabajar.Sociedad Mexicana de Física 167


ArtículosFigura 2. Historia de la expansión cósmica constreñida por las SN Ia (puntos con barras de error) suponiendo una geometría plana. El factor de escalase considera igual a 1 al día de hoy, de tal manera que aa( 1 z). El tiempo cósmico t es con relación a la edad actual t 0 que es diferente en cada modelo.Las curvas en la región amarilla representan modelos cosmológicos que siempre desaceleran la expansión debido a la acción gravitatoria de la materia;la densidad de materia M cambia de izq. a der. de 0.8 a 1.4 veces la densidad crítica crit . Las curvas en la región azul corresponden a modelos enlos que eventualmente la expansión se acelera desde que sobrepasa a M ; cambia de izq. a der. de 0.95 a 0.4 veces crit . Las observaciones claramentefavorecen estos modelos, con 074 . crit.este diagrama, los datos implicaban que las SN Ia máslejanas se veían apenas ~0.3 mag o ~1.3 veces más débiles(porque estarían más alejadas) que un modelo cosmológicoabierto con densidad de materia de 30% la densidadcrítica. En otras palabras, las distancias crecieronmás rápido que en un modelo con sólo materia, inclusosiendo ésta de muy baja densidad. Tal crecimiento implicauna expansión acelerada, lo cual a su vez implica quedomina en la densidad de materia-energía del Universounmediorepulsivo.Estomotivóungraninterésenlascomunidades tanto de la astronomía como de la física.Los años posterioresEn un principio hubo mucha oposición al resultado. Quizálas SN Ia eran intrínsecamente más débiles en el pasadoo quizá su luz fue afectada por polvo cósmico de la galaxiaanfitriona y del medio intergaláctico a lo largo deltrayecto hacia nosotros. Definitivamente se requeríanmás observaciones de supernovas “cosmológicas”.Los grupos mencionados y otros acumularon duranteaños centenas de estos objetos, siendo losmás alejados hasta corrimientos al rojo z 17 . ,esdecir cuando las distancias eran a 11 ( 17 . ) 037.menores a las actuales. Si el polvo fuese la razóndel debilitamiento de la luz de las SN “cosmológicas”,mayor y mayor tendría que ser dicho debilitamientohacia épocas en el pasado (zsmás grandes).Pronto se comprobó que no era el caso, pues elbrillo de las SN Ia más alejadas se empezaba a verya como el que corresponde a modelos con desaceleración:se logró determinar que las distancias crecenaceleradamente sólo desde z 04 . 05. ,peroenépocas anteriores el crecimiento fue desacelerado.Esa época de transición corresponde a una edad delUniverso de alrededor de 9x10 9 años; hoy en día suedad es de 13.8x10 9 años. Es decir ese medio repul-168 Bol. Soc. Mex. Fis. 25-3, 2011


Artículossivo, bautizado como “energía oscura”, ¡empezó adominar en la dinámica del Universo no hace muchotiempoatrás!Pero, ¿hay manera de corroborar los resultadosobtenidos con las supernovas “cosmológicas” conotros métodos? ¿Se puede construir el diagrama deHubble hacia épocas aún más hacia el pasado quela correspondiente a z 17 . ? En una colaboraciónítalo-mexicana, donde uno de los autores (V.A.)participó, se logró establecer en los años 2004 y2005 una de las primeras confirmaciones independientesa las SN Ia de expansión acelerada. Paraello se usaron explosiones estelares mucho máspotentes que las SN Ia, los así llamados estallidosde rayos gamma (ERG). Por ser tan potentes, su luzpuede ser detectada incluso si estas explosionesocurrieron cuando se formaron las primeras estrellasdel cosmos ( z 15 ). Por otro lado, la radiacióngamma no sufre de extinción por polvo. El gran problemaes que los ERG son todo menos patroneslumínicos. No obstante el grupo ítalo-mexicano descubriócorrelaciones empíricas entre luminosidad oenergía y cantidades observables de los ERG, con locual se pudo “estandarizar” a estos objetos y usarlospara construir el diagrama de Hubble hasta z ~6(épocas menores a un décimo de la edad actual).Pronto se sumaron más sondeos basados en eldiagrama de Hubble pero usando distancias de diámetroangular en vez de lumínicas, para lo cual serequieren “reglas estándar” en vez de patroneslumínicos. Las oscilaciones acústicas bariónicasdel plasma primigenio que quedaron impresas en ladistribución espacial de galaxias a gran escala hansido usadas como regla estándar por excelencia.Todos estos resultados sumados a los diferentessondeos cosmológicos convergen hacia un modelocosmológico con geometría plana, que de estar frenandopasó a acelerar su expansión a z 05 . ,yqueal día de hoy tiene densidades de materia-energíacorrespondientes a aproximadamente 4.5% enbariones, 21% en materia oscura fría y 74% enenergía oscura; la contribución de la radiación y losneutrinos es menor al 1%. Este modelo de concordanciase llama "-Cold Dark Matter" (-CDM).¿Qué es la energía oscura?La explicación más inmediata es que se trata de la constantecosmológica de Einstein, .DelaecuacióndeFriedmanny de la segunda ley de la termodinámica, se infierequeladensidaddeenergíadeltérminocon, ,¡semantiene constante a pesar de que el volumen crece conla expansión y su ecuación de estado es P w c2 ,conel índice w 1! El vacío cuántico es un medio que tienejustamente esta extraña ecuación de estado; medio queproduce una expansión acelerada (exponencial) y que seinvoca en la teoría inflacionaria para describir el Universomuy temprano. Una suposición forzada que suele hacerseen esta teoría es que la densidad de energía del vacío secancela por completo después de la inflación; suponiendouna energía de corte igual a la escala de Planck(~ 10 19 GeV ), ¡el valor estimado de vac es 10 120 veces elde la densidad actual! Ahora, si la expansión acelerada actualse quiere explicar como un efecto repulsivo del vacíocuántico, la pregunta es ¿cómo fue posible que de la densidadinicial del vacío quedó una remanente ~120 órdenesde magnitud más pequeña? Esto es un ajuste demasiadofino. Y además, esa remanente infinitesimal tieneuna densidad tal que comienza a dominar sobre la densidad(clásica) de la materia-radiación sólo recientemente.Ésta es una coincidencia incómoda.En la última década hubo una verdadera explosión depropuestas para explicar la expansión acelerada del Universo.Entre ellas están las que invocan un medio repulsivo(energía oscura) como ser campos escalares con índicesde ecuación de estado w 13, ya sea constante ovariable en el tiempo. En estos casos se trata de añadirtérminos a la parte derecha (fuente) de las ecuaciones decampodeEinstein.Otrafamiliadepropuestasserefierenmás bien a modificaciones de la parte izquierda (geometría),es decir, se propone que la expansión acelerada es lamanifestación a grandes escalas de una modificación a lagravedad más allá de la relatividad general, algo que puedeincluso implicar más dimensiones espaciales. Tambiénse ha discutido la posibilidad de que la expansiónacelerada sea debido a que el principio cosmológico no secumple y existen entonces inhomogeneidades a escalasmuy grandes; una región subdensa en la cual estaríamossumergidos, al expandirse más rápido que el promedio,podría emular la expansión acelerada.Sociedad Mexicana de Física 169


ArtículosFigura 3. "Imagen Ultraprofunda de un campo extragaláctico, obtenida con el TelescopioEspacial Hubble. El que existan poblaciones de galaxias tan viejas y con las característicasque se observan en este tipo de campos ultraprofundos, requiere de un factor de expansiónen función del tiempo y de factores de crecimiento de estructuras que se acomodan biensólo en un Universo con constante cosmológica del tipo -CDM. Mayor precisión en estetipo de estudios ayudará a constreñir mejor qué está determinando la expansión aceleradareciente del Universo." (y aca los agradecimientos que ya tienes). Foto: NASA, ESA, G.Illingworth (UCO/Lick Observatory and the University of California, Santa Cruz), R. Bouwens(UCO/Lick Observatory and Leiden University), and the HUDF09 Team.Hasta el momento el modelo -CDMha mostrado ser consistente, dentro delas incertidumbres, con todos los sondeosobservacionales. Éste es un modeloacorde con la relatividad general y elprincipio cosmológico donde la expansiónacelerada se describe por el términode la constante cosmológica en laecuación de Friedmann. Podría ser queeste término, más que corresponder auna remanente del vacío cuántico (fuente),es parte de la descripción geométricaenlasecuacionesdecampodeEinstein–es así como en realidad lo introdujo éldetal manera que el medido por losgrupos de astrónomos, cuyos líderes fuerongalardonados con el Nobel de Físicade 2011, es una constante fundamentalmás de la naturaleza, a la par de G. Siendoéste el caso, el problema que hay queresolver es el de la cancelación total de laenergía del vacío cuántico en la inflación.Para discriminar entre el gran númerode propuestas (mismas que siguen aumentandoaceleradamente), se requiere deuna nueva generación de sondeos observacionales quepuedan determinar con exactitudes mejores que el 5%si w 1o noysiw cambia con z. Deconfirmarsequew 1=constante con esta exactitud, entonces seríala explicación a la expansión acelerada. Por otro lado,para discriminar modificaciones a la gravedad serequieren de determinaciones de w sensibles tanto a lahistoria de expansión (métodos geométricos, p. ej., conlas SN Ia y los ERG), como al crecimiento de estructurascósmicas. Diferencias entre ambas determinacionesseñalarían una necesidad de modificar larelatividad general.Los astrónomos han abierto una caja de Pandoraen la cosmología, astronomía y física de partículas.Les toca posiblemente ahora cerrarla. Por ello, variosde los grandes proyectos astronómicos más ambiciososy costosos de los siguientes años están enfocadosa medir con precisión la historia de expansión delUniverso, de evolución de las galaxias (ver Fig. 3), asícomolosdiversosparámetroscosmológicos.170 Bol. Soc. Mex. Fis. 25-3, 2011

More magazines by this user
Similar magazines