Tensiones por la tasa de expansión del universo

Por Jaime García

Caminaba por las calles de Cambridge, Massachussets. Era una mañana de otoño de la década de 1990, soleada y colorida como son los otoños en Nueva Inglaterra. Luego de cruzar Harvard Square, me encaminé por la Concord Avenue que estaba poco transitada. Al pasar por el histórico edificio del Observatorio de Harvard, recordé las ideas interesantes que se originaron en aquel predio y que arrojaron luz sobre una cantidad de fenómenos astronómicos observados. La primera de esas ideas que me vino en mente fue el descubrimiento de la relación período-luminosidad que protagonizan las estrellas cefeidas.

A principios del siglo XX, Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) trabajaba en el Harvard College Observatory y tenía como tarea estudiar las estrellas variables, aquéllas cuyo brillo no permanece constante sino que cambia con el tiempo, de las Nubes de Magallanes. Estas nubes son dos galaxias próximas a la Vía Láctea, nuestra galaxia, que se ven fácilmente en el hemisferio sur.  

La Nube Mayor de Magallanes yace sobre los árboles.

A partir de las imágenes de las Nubes de Magallanes tomadas en la Boyden Station, del Observatorio de Harvard por aquellos tiempos localizada en Arequipa, Perú, Henrietta estudió el comportamiento de un tipo de estrellas variables, las cefeidas, que son particularmente regulares en la forma en que cambian su brillo, y percibió que al ordenarlas por sus períodos, también quedaban ordenadas por su brillo. Como la distancia entre ellas es despreciable frente a la que las separa de la Tierra, se puede decir que están todas a igual distancia y, por ende, su brillo aparente representa su luminosidad intrínseca, independiente de cuán distantes estén. Por eso se la denomina relación período-luminosidad. Pero claro, si se puede encontrar este tipo de estrellas en otras galaxias, será posible inferir a qué distancia se encuentran de la Tierra con tan solo conocer su período de variación. Por eso se han tornado las primeras candelas estándar, o sea marcadores de distancia.

Henrietta publicó sus resultados en 1912 y a partir de allí se ha medido la distancia a muchas galaxias, en general, a todas donde es posible separar estrellas en las imágenes obtenidas con el telescopio. 

Algunos años después, desde dos continentes diferentes, sendos astrónomos propusieron que el Universo se expande, en oposición a lo que pensaba Albert Einstein (1875-1955). Ellos eran Erwin Hubble (1889-1953), desde California, y Georges Lemaître (1894-1966), en Bélgica. Basándose en el modelo de Universo elaborado por el físico ruso Aleksandr Fridman (1988-1925) ambos concluyeron, independientemente, que el universo se expande con una tasa que hoy conocemos como constante de Hubble-Lemaître (H₀)

Hubble utilizó las observaciones de galaxias que realizó desde el Observatorio de Monte Wilson. Él percibió que a medida que se apunta a galaxias con diámetros aparentes menores las líneas que identifican a los elementos químicos en los espectros se presentan con mayores longitudes de onda (o menor frecuencia), o sea, se desplazan hacia el rojo. Interpretó este fenómeno como debido al efecto Doppler que nos dice que si una fuente se aleja las líneas aumentan su longitud de onda y si se acerca, la disminuyen. Así, el método del corrimiento al rojo de las líneas espectrales se tornó un indicador de distancias para el Universo cercano.     

Otras candelas estándar que se utilizan como indicadores de distancia son las supernovas de tipo Ia.  Esas supernovas se originan en sistemas binarios en los que una estrella le entrega material a la otra que es una enana blanca y ésta estalla en una explosión termonuclear. Como todas parecen tener la misma luminosidad intrínseca se las puede utilizar como marcadores de distancia. 

Una pequeña digresión. Los astrónomos utilizan unidades para medir las distancias diferentes de las que usamos en la Tierra, dado que el universo es extremadamente enorme  comparado con nuestro planeta. La distancia media entre el sol y la Tierra es de 149.597.870,7 km y a ella se la denomina Unidad Astronómica (UA). Pero esa unidad es útil dentro del sistema solar, ya que la estrella más cercana se encuentra a unas 270.000 UA. Para distancias interestelares se utiliza el parsec (pc), que es la distancia a la que se debe estar para ver la separación entre la Tierra y el Sol bajo un ángulo de 1”. Por lo tanto, la estrella más cercana estará a 1,3 pc. Un pc equivale nada menos que a 206.265 UA o sea, 30.860.000.000.000 km ¡treinta y algo billones de kilómetros! El pc como unidad del SI (Sistema Internacional de unidades)  tiene múltiplos y submúltiplos. Los más usados son el Kpc (kiloparsec = 1.000 pc) y el Mpc (megaparsec = 1.000.000 pc).   

Como las velocidades en astronomía se miden en km/s (kilómetros por segundo), la tasa de expansión del universo mide la velocidad en función de la distancia en km/s/Mpc (kilómetros por segundo por Megaparsec).

En 2009 fue lanzada al espacio una sonda de la Agencia Espacial Europea (ESA) llamada Planck. Esa sonda se encargó de estudiar una reliquia del origen del Universo, la radiación cósmica de fondo (CMB por sus siglas en inglés). La CMB es una forma de radiación electromagnética descubierta, en 1965, por Arno Penzias (1933-) y Robert Wilson (1936-) que llena el universo por completo y según la Teoría del Big Bang, es la primera radiación que se emitió en el universo 300.000 años después del origen, cuando se había enfriado a una temperatura de 3.000 K. 

Así, utilizando los resultados de la sonda Planck fue posible establecer un valor para H₀ = 67,3 km/s/Mpc. Los resultados de estas investigaciones de la CMB dependen de mediciones precisas de fluctuaciones diminutas de baja energía modeladas con al menos 6 parámetros, que exigen muchas suposiciones ‘previas’ (parámetros de valores fijos) y no pueden discriminar de manera realista entre modelos, ya que hay muchas combinaciones de parámetros capaces de adaptarse a muchos modelos.

Por otro lado, un grupo de astrónomos liderados por Adam G. Reiss (premio Nobel de Física en 2011) que incluye al argentino Lucas Macri (Universidad Texas A&M) realizó una medición diferente. Ellos midieron la expansión haciendo uso de la relación período-luminosidad de las cefeidas basándose en ese tipo de estrellas de nuestra galaxia y de la Nube Mayor de Magallanes. Las observaciones las han realizado utilizando el telescopio espacial Hubble para medir la luz y la distancia, y observaciones desde tierra para determinar los períodos. Esas mediciones les permitieron calibrar las supernovas Ia y el corrimiento al rojo. La medición de Reiss et al. de 2021 [2] presenta un valor de la tasa de expansión del universo H₀ = 73,24 km/s/Mpc. Este valor fue testeado también con las mediciones de distancia realizadas por la sonda GAIA de la Agencia Espacial Europea. 

Esto implica una diferencia muy grande entre ambas determinaciones. Claro está que la basada en la CMB está focalizada en el universo temprano, mientras que la que aplica la relación período-luminosidad de las cefeidas se realiza sobre galaxias cercanas, hasta una distancia de 100 Mpc. Algo así como hace 300 millones de años, contra 14.500 millones de años. Como decía Lucas Macri, en una entrevista que le hiciera a mediados de 2019 en mi programa radial-televisivo Segmento Astronómico [1],  “Es asumir que alguien cuando era bebé al convertirse en adulto debería medir un metro sesenta o un metro setenta y cuando hacés la medición te encontrás que mide dos metros. Entonces, ¿qué pasó? ¿Qué le dieron de comer a ese bebé que creció tanto? Hasta hace poco, era básicamente nuestra medición o nuestra estimación del parámetro, como lo quieras llamar, contra la predicción del universo primitivo”.  

Más adelante en la entrevista, Lucas cuenta que este valor de 73 es congruente con otros métodos independientes publicados en aquel momento. Uno de ellos trata de observaciones de distorsiones de cuásares, usando cúmulos de galaxias como lentes gravitacionales que permiten estimar la constante Hubble-Lemaître de una forma completamente independiente y obtienen ese mismo valor dentro del margen de error. 

Sin embargo, existen otras mediciones que generan más tensión. La renombrada astrónoma Wendy Freedman (Universidad de Chicago) y su equipo realizaron medidas de otra clase de objetos que son mucho más comunes que las cefeidas, las gigantes rojas. La técnica se conoce como el “punta de la rama de las gigantes rojas” (TRGB, por sus siglas en inglés) y se basa en la determinación de la máxima altura de esa familia de estrellas en el diagrama de estado evolutivo conocido como diagrama H-R, en el que se representa la luminosidad intrínseca de la estrella en función de su temperatura superficial. Sus mediciones actualizadas en 2020 [3] arrojaron un valor de  H₀ = 69,06 km/s/Mpc, prácticamente en un punto medio entre la medición de la sonda Planck y la de Reiss y colaboradores.  

Por otro lado, para ajustar este método TRGB, Soltis y colaboradores, en 2021 [4] utilizaron las mediciones de la sonda Gaia y determinaron la distancia al cúmulo globular omega Centauri con gran precisión, lo que derivó en un valor de H₀ = 72,1 km/s/Mpc, más congruente con el determinado con cefeidas que con la CMB. 

Evidentemente, esta discrepancia es, realmente, muy difícil de entender. Existen dos posibilidades, a saber: 1) que las mediciones sean revisadas porque no están del todo correctas, 2) que el modelo cosmológico estándar deba ser revisado. 

Según Freedman, en un trabajo de revisión del tema aceptado para publicación en Astrophysical Journal [5], como la discrepancia entre su determinación y la de la sonda Planck no difieren demasiado no sería necesario revisar el modelo cosmológico estándar y sostiene que con la mejora en los datos de Gaia, el Telescopio espacial Hubble y el ya próximo a ser lanzado Telescopio espacial James Webb, los valores se acercarán completamente. 

Pero otros autores como Smith y Öztaș [6] y Eleonora Di Valentino y colaboradores [7], en extensos trabajos publicados en 2020 y 2021, respectivamente, directamente proponen modificaciones en el modelo cosmológico estándar.

     

Referencias 

[1] Segmento Astronómico Episodio 51 parte 2: https://youtu.be/BCXp6Kml9E0

[2] Riess A G, Casertano S, Yuan W, Bowers J B, Macri L, Zinn J C and Scolnic D 2021 Astrophys. J. Lett. 908 L6 [arXiv:2012.08534]

[3] Freedman W L, Madore B F, Hoy T, Jang I S, Beaton R, Lee M G, Monson A, Neeley J and Rich J 2020 ApJ 891 57 [arXiv:2002.01550]

[4] Soltis J, Casertano S and Reiss A 2021 ApJL 908 L5 [arXiv:2012.09196]

[5] Freedman W. 2021 ApJ (accepted) [arXiv:2106.15656]

[6] Smith, M.L.,  Öztaș, A.M.: The Tension over the Hubble-Lemaitre Constant, Chapter 2 in Smith, M.L.(editor) Cosmology 2020 – The Current State. IntechOpen, London, 2020

[7] Di Valentino E, Mena O, Pan S, Visinelli L, Yang W, Melchiorri A, Mota D, Reiss A and Silk J   2021 Class. Quantum Grav. 38 153001 [arXiv:2103.01183]