El Hubble acertó la tasa de expansión del Universo

Table of Contents

El ritmo al que se expande el Universo, conocido como constante de Hubble, es uno de los parámetros fundamentales para comprender la evolución y el destino final del cosmos. Sin embargo, se observa una diferencia persistente, llamada tensión de Hubble, entre el valor de la constante medida con una amplia gama de indicadores de distancia independientes y su valor predicho a partir del Big Bang. El Telescopio Espacial James Webb de NASA/ESA/CSA ha confirmado que el buen ojo del Telescopio Espacial Hubble acertó todo el tiempo, borrando cualquier duda persistente sobre sus mediciones.

Galaxia Cefeida anfitriona NGC 5468. Esta imagen de NGC 5468, una galaxia situada a unos 130 millones de años luz de la Tierra, combina datos de los telescopios espaciales Hubble y James Webb. Esta es la galaxia más distante en la que Hubble ha identificado estrellas variables Cefeidas. Estos son importantes hitos para medir la tasa de expansión del Universo. La distancia calculada a partir de las Cefeidas se ha correlacionado cruzadamente con una supernova de Tipo Ia en la galaxia. Las supernovas de tipo Ia son tan brillantes que se utilizan para medir distancias cósmicas mucho más allá del alcance de las Cefeidas, extendiendo las mediciones de la tasa de expansión del Universo hacia el espacio más profundo. Crédito de la imagen: NASA, ESA, CSA, STScI, A. Riess (JHU/STScI)

NGC 5468. Una galaxia espiral con cuatro brazos espirales que se curvan hacia afuera en sentido antihorario. Los brazos espirales están plenos de estrellas jóvenes de color azul y salpicados de regiones violáceas de formación de estrellas que aparecen como pequeñas manchas. El centro de la galaxia es mucho más brillante y amarillento, y tiene una barra lineal estrecha y distintiva en ángulo desde las 11 en punto hasta las 5 en punto. Docenas de galaxias de fondo rojo se encuentran esparcidas por la imagen. El fondo del espacio es negro.

Comparación de las vistas de Hubble y Webb de una estrella variable Cefeida
#

Una imagen horizontal de dos paneles de campos de estrellas pixelados en blanco y negro. La imagen de la izquierda está etiquetada como Webb Near-IR y tiene algunas docenas de puntos de luz de brillo variable. En el centro de la imagen hay un círculo con un punto brillante. La imagen de la derecha está etiquetada como Hubble Near-IR y tiene manchas más borrosas y confusas cuyo brillo general es similar a las regiones más definidas de la imagen de la izquierda. En el centro, hay un círculo con un píxel gris claro.

Una de las justificaciones científicas para construir el Telescopio Espacial Hubble, de NASA y ESA, fue utilizar su poder de observación para proporcionar un valor exacto de la tasa de expansión del Universo. Antes del lanzamiento del Hubble en 1990, las observaciones realizadas desde telescopios terrestres arrojaban enormes incertidumbres. Dependiendo de los valores deducidos para la tasa de expansión, el Universo podría tener entre 10 y 20 mil millones de años. Durante los últimos 34 años, el Hubble redujo esta medición a una precisión de menos del uno por ciento, dividiendo la diferencia con un valor de edad de 13.800 millones de años. Esto se ha logrado refinando la llamada ’escalera de distancias cósmicas’ midiendo importantes hitos conocidos como estrellas variables Cefeidas.

Campos NIRCam superpuestos a imágenes en color de Digitized Sky Survey para cuatro anfitriones (arriba) e imágenes NIRCam RGB (F090W/F150W/F277W) que muestran las posiciones de las Cefeidas (círculos cian) (abajo). El norte está arriba y el este a la izquierda. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

Sin embargo, el valor obtenido por las observaciones del Hubble no concordaba con otras mediciones que indicaban que el Universo se estaba expandiendo más rápidamente después del Big Bang. Estas observaciones fueron realizadas por el satélite Planck de la ESA, mediante el mapeo de la radiación cósmica de fondo de microondas, un modelo de cómo evolucionaría la estructura del Universo después de que se enfriara tras el Big Bang.

Datos de detección del frente de onda del JWST durante el intervalo de estas observaciones, de junio a agosto de 2023. La detección del frente de onda, las derivas, las rectificaciones y los errores del frente de onda se muestran en las tres filas superiores de paneles. El panel inferior muestra el cambio a energía rodeada en el núcleo del PSF en los tres filtros utilizados para este programa. Las fechas de nuestras observaciones se indican con líneas discontinuas verticales y un símbolo de estrella. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

*La solución más simple al dilema era decir que tal vez las observaciones del Hubble eran erróneas, como resultado de cierta inexactitud en sus mediciones de los criterios del espacio profundo. Luego apareció el Telescopio Espacial James Webb, que permitió a los astrónomos verificar los resultados del Hubble. Las vistas infrarrojas de las Cefeidas obtenidas por el Webb, coincidían con los datos de luz óptica del Hubble. Webb confirmó que el buen ojo del Telescopio Hubble estuvo en lo cierto todo el tiempo, borrando cualquier duda persistente sobre las mediciones del Hubble.

Diagramas color-magnitud (CMD) para los módulos que cubren las Cefeidas. Cada estrella se representa con un pequeño punto negro, mientras que las Cefeidas se indican con símbolos cian. Se incluye un corte de color en este espacio para NGC 1559, 0,3 F090W−F150W 1,15, correspondiente a una amplia gama alrededor de la franja de inestabilidad (0,5 V−I 1,7). Para NGC 5643, que tiene una gran extinción de primer plano (E (V - I) = 0,21), la gama de colores se desplaza hacia el rojo. Las magnitudes y colores de las no Cefeidas se basan en la primera visita. Si se observa una Cefeida sólo en la primera visita o en ambas, su ubicación en el CMD se basa en la primera visita. En caso contrario, se basa en la segunda visita. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

La conclusión es que la llamada tensión de Hubble entre lo que sucede en el Universo cercano y la expansión del Universo temprano sigue siendo un enigma persistente para los cosmólogos. Puede que haya algo incrustado en el tejido del espacio que aún no entendemos.

Ejemplo de sellos de imágenes del Telescopio Espacial Hubble y del Telescopio Espacial James Webb, alrededor de Cefeidas con P ∼ 40 días en todos los hosts. La fila superior muestra la ubicación de cada Cefeida. Los filtros del Hubble están etiquetados en negro, mientras que los filtros del James Webb están etiquetados en magenta. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

¿Resolver esta discrepancia requiere nueva física? ¿O es resultado de errores de medición entre los dos métodos diferentes utilizados para determinar la tasa de expansión del espacio?

Diferencias de magnitud de dos épocas para Cefeidas en NGC 5643 en F090 W (puntos rojos, izquierda) y simuladas (gris izquierda e indicando fase, derecha). La densidad gris muestra la frecuencia esperada de muestreo basada en curvas de luz de fase aleatoria y plantilla. Los puntos rojos son mediciones del Telescopio Espacial James Webb y los errores no incluyen el error de hacinamiento que efectivamente cancela la diferencia. La asimetría de las curvas de luz Cefeida en F090 W produce una estructura en este diagrama que puede usarse para restringir la fase. El registro del intervalo de tiempo entre épocas produce una diferencia insignificante a un valor de log P = 1.34. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

Los telescopios Hubble y Webb ahora se han asociado para producir mediciones definitivas, lo que refuerza el argumento de que algo más, no errores de medición, está influyendo en la tasa de expansión.

Relaciones P–L para cuatro nuevos hosts: NGC 1448, NGC 1559, NGC 5468, NGC 5643, y las dos galaxias NGC 4258 y NGC 5584 — **Relaciones P–L para cuatro nuevos hosts SN Ia, NGC 1448 (arriba a la izquierda), NGC 1559 (arriba al centro), NGC 5468 (abajo a la izquierda), y NGC 5643 (abajo a la derecha)— y para las dos galaxias presentadas en R23, NGC 4258 (abajo a la derecha) y NGC 5584 (abajo al centro). Las relaciones se trazan desde la más azul (inferior) hasta la menos enrojecida (superior). Las dos relaciones inferiores en cada panel son del Hubble mientras que las otras son del James Webb. La relación superior en cada panel, trazada en negro, es una magnitud desmenuzada o de Wesenheit, F150W −0,72(F090W–F150W). Las compensaciones de magnitud se aplican como se indica para facilitar la vista y se proporciona la dispersión para cada P–L. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

“Una vez negados los errores de medición, lo que queda es la posibilidad real y emocionante de que hayamos entendido mal el Universo”, dijo Adam Riess, físico de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore. Riess obtuvo un Premio Nobel por co-descubrir el hecho de que la expansión del Universo se está acelerando debido a un misterioso fenómeno ahora llamado ’energía oscura’.

Comparación entre la relación estándar (SH0ES: R22) de magnitud reducida mH W period–magnitude utilizada para medir distancias a huéspedes SN Ia. Los puntos rojos usan James Webb F150 W (λeff = 1.50 pm) y los puntos grises son del Hubble F160 W (λeff = 1.53 pm), incluyendo una pequeña transformación F150W–F160W = 0.033 + 0.036[(V − I) − 1.0] para tener en cuenta las diferencias en estas bandas de paso. Crédito de la imagen: Adam. G Riess et al. 2024

A modo de verificación cruzada, una observación inicial del Telescopio Espacial James Webb en 2023 confirmó que las mediciones del Universo en expansión tomadas por el Hubble eran precisas. Sin embargo, con la esperanza de aliviar la tensión de Hubble, algunos científicos especularon que los errores sin distinguir en las mediciones pueden aumentar y hacerse visibles a medida que miramos más profundamente en el Universo. En particular, el apiñamiento estelar podría afectar de forma sistemática a las mediciones de brillo de estrellas más distantes.

Comparación de distancias a los cinco anfitriones SN Ia medidas con Hubble y James Webb anclados por la misma referencia de distancia geométrica, NGC 4258. El gráfico inferior muestra las diferencias en las mediciones con respecto a los dos telescopios. Los puntos negros muestran la comparación para el sistema de referencia utilizado para medir H0, y es el único sistema trazado en el panel superior. Verde y el rojo muestran comparaciones con dos sistemas de magnitud sólo del James Webb. El gráfico inferior muestra un modelo lineal hipotético de hacinamiento no reconocido sintonizado para coincidir con la tensión de Hubble, 5log (73/67.5) = 0.17 mag a la distancia media de la muestra SH0ES, µ = 31,7, una tendencia de 0,07 mag por magnitud de módulo de distancia más allá de NGC 4258. Este modelo se descarta en 8,2σ. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

El equipo SH0ES (Supernova H0 para la Ecuación de Estado de la Energía Oscura), dirigido por Riess, obtuvo observaciones adicionales con Webb de objetos que son marcadores críticos de hitos cósmicos, conocidos como estrellas variables Cefeidas, que ahora pueden correlacionarse con los datos del Hubble.

Relación entre los residuos de ajuste F150 W P–L y el apiñamiento, según se mide en fotogramas James Webb F150 W como la diferencia entre la entrada y la extracción de estrellas artificiales. No encontramos dependencia entre estas cantidades. Los puntos rojos y los errores mostraron los resultados medios si se divide la muestra por la mitad. El nivel medio de hacinamiento en NGC 4258 y los hosts SN se indica mediante líneas verticales. La dispersión se divide uniformemente como proveniente de la incertidumbre de fase, apiñándose (a resolución James Webb) con contribuciones más pequeñas del ancho de la franja de inestabilidad. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

“Ahora hemos abarcado todo el rango de lo que observó el Hubble y podemos descartar, con mucha confianza, un error de medición, como la causa de la tensión de Hubble”, dijo Riess.

Comparación de fotometría Cefeida en NGC 7250 en F115W. Los puntos grises muestra fotometría de Hubble F160 W de Hoffmann et al. (2016) y R22, transformado a F115 W usando una relación sintética, F160 W = F115W+ 0.41 ± 0.05 + 0.49 (F555W−F814W −1). Los puntos en rojo provienen de nuestras mediciones de imágenes del Programa James Webb 1995 (PI Freedman). Las relaciones P–L son ampliamente consistentes (James Webb es más brillante que HST en 1,1σ). La dispersión de JWST es un factor de 2 menor que HST. Crédito de la imagen: Adam G. Riess et al. 2024

Las primeras observaciones en 2023 del equipo de investigación con el Telescopio Espacial Webb, lograron demostrar que el veterano Telescopio Espacial Hubble estaba en el camino correcto para establecer firmemente la fidelidad de los primeros peldaños de la llamada escalera de distancias cósmicas.

Los astrónomos utilizan varios métodos para medir distancias relativas en el Universo, según el objeto que se observa. En conjunto, estas técnicas se conocen como la escalera de distancias cósmicas: cada peldaño o técnica de medición se basa en el paso anterior para la calibración.

**Adam G. Riess, ganador del premio Nobel. Crédito de la imagen: Starmus**

Pero algunos astrónomos sugirieron que, al avanzar a lo largo del “segundo peldaño”, la escala de distancias cósmicas podría volverse inestable si las mediciones de las Cefeidas se vuelven menos precisas con la distancia. Tales imprecisiones podrían ocurrir porque la luz de una Cefeida podría mezclarse con la de una estrella adyacente, un efecto que podría volverse más pronunciado con la distancia a medida que las estrellas ‘se apiñan en el cielo’ y se vuelven más difíciles de distinguir unas de otras, desde nuestro punto de observación.

El desafío observacional es que las imágenes anteriores del Hubble de estas variables Cefeidas más distantes parecen más apiñadas y superpuestas con estrellas vecinas a distancias cada vez mayores entre nosotros y sus galaxias anfitrionas, lo que requiere una cuidadosa explicación de este efecto. La presencia de polvo complica aún más la seguridad de las mediciones en luz visible. Webb ’elimina’ el polvo y aísla naturalmente las Cefeidas de las estrellas vecinas porque su visión es más nítida que la del Hubble en longitudes de onda infrarrojas.

“La combinación de (la información de) Webb y Hubble nos brinda lo mejor de ambos mundos. Descubrimos que las mediciones del Hubble siguen siendo fiables a medida que avanzamos en la escala de distancias cósmicas”, dijo Riess.

Las nuevas observaciones del Webb incluyen cinco galaxias anfitrionas de ocho supernovas de Tipo Ia que contienen un total de mil Cefeidas, y llegan a la galaxia más lejana donde las Cefeidas han sido bien medidas: NGC 5468, a una distancia de 130 millones de años luz. “Esto abarca todo el rango en el que realizamos mediciones con el Hubble. Así que hemos llegado al final del segundo peldaño de la escala de distancias cósmicas”, dijo Gagandeep Anand, coautor, quien pertenece al Instituto Científico del Telescopio Espacial en Baltimore, que opera los telescopios Webb y Hubble para la NASA.

La confirmación de la tensión de Hubble por parte del veterano Hubble y del (casi) flamante Webb allana el camino a otros observatorios para, posiblemente, resolver el misterio, incluido el próximo Telescopio Espacial Nancy Grace Roman de la NASA y la misión Euclides recientemente lanzada por la Agencia Espacial Europea.

**Actualmente es como si la escala de distancias observada por Hubble y Webb hubiera fijado firmemente un punto de anclaje en la orilla de un río, y el resplandor del Big Bang observado por Planck desde el comienzo del Universo estuviera firmemente fijado en el otro lado. Aún no se ha observado directamente cómo fue cambiando la expansión del Universo en los miles de millones de años transcurridos entre estos dos puntos finales. “Necesitamos descubrir si nos falta algo sobre cómo conectar el comienzo del Universo con el presente”, afirmó Riess.

Estos hallazgos se publicaron en la edición del 6 de febrero de 2024 de The Astrophysical Journal Letters.

Importante
#

Hasta ahora, el James Webb es el telescopio más grande y potente jamás lanzado al espacio. En virtud de un acuerdo de colaboración internacional, la ESA (sigla en inglés por Agencia Espacial Europea) proporcionó el servicio de lanzamiento del telescopio, utilizando el vehículo de lanzamiento Ariane 5. En colaboración con sus socios, la ESA fue responsable del desarrollo y la calificación de las adaptaciones del Ariane 5 para la misión Webb y de la adquisición del servicio de lanzamiento por parte de Arianespace. También proporcionó el espectrógrafo NIRSpec y el 50% del instrumento de infrarrojo medio MIRI, que fue diseñado y construido por un consorcio de institutos europeos financiados a nivel nacional (el Consorcio Europeo MIRI) en asociación con JPL y la Universidad de Arizona. Webb es una asociación internacional entre la NASA, la ESA y la Agencia Espacial Canadiense (CSA).