Luz UV-vis-IR, la imagen más profunda jamás obtenida. Las diferentes galaxias que se muestran aquí están a diferentes distancias y desplazamientos al rojo, y nos permiten derivar la ley de Hubble. NASA, ESA, H. Teplitz y M. Rafelski (IPAC/Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona State University) y Z. Levay (STScI)
El Universo es un lugar enorme, lleno de estrellas y galaxias a miles de millones de años luz en todas las direcciones. Desde el Big Bang, la luz ha estado viajando desde todas las fuentes que la han creado, y una pequeña fracción llega finalmente a nuestros ojos. Pero la luz no se propaga simplemente a través del espacio entre el lugar en el que se emitió y el lugar en el que nos encontramos hoy; el propio tejido del espacio se está expandiendo.
Cuanto más lejos esté una galaxia, más se estira la expansión del espacio -y, por tanto, se desplaza hacia el rojo- la luz que acabará llegando a nuestros ojos. A medida que miramos a distancias cada vez mayores, vemos que los corrimientos al rojo aumentan. Si trazamos la escala de esta velocidad de recesión aparente con la distancia, obtenemos una bonita relación rectilínea: La ley de Hubble. Pero la pendiente de esa línea, conocida como la constante de Hubble, no es en realidad una constante. Es uno de los mayores errores de toda la astronomía.
galaxias. Los puntos que no caen exactamente en la línea deben el ligero desajuste a las diferencias en las velocidades peculiares, que ofrecen sólo ligeras desviaciones de la expansión general observada. Los datos originales de Edwin Hubble, utilizados por primera vez para demostrar que el Universo se estaba expandiendo, encajan todos en el pequeño recuadro rojo de la parte inferior izquierda. Robert Kirshner, PNAS, 101, 1, 8-13 (2004)
Hay dos maneras de entender la expansión del Universo: teóricamente y observacionalmente. Cuando observamos el Universo, vemos una serie de hechos importantes sobre la expansión:
- el Universo se expande a la misma velocidad en todas las direcciones,
- cuanto más lejana es una galaxia, más rápido se aleja de nosotros,
- y que esto sólo es cierto en promedio.
Cuando miramos a las galaxias individuales, hay grandes discrepancias en las velocidades que realmente tienen, y esto se debe a las interacciones gravitacionales de todo lo demás en el Universo entero.
Las regiones subdensas (azul/negro) del Universo cercano a nosotros. Las líneas y flechas ilustran la dirección de los flujos de velocidad peculiares, pero todo esto está incrustado en un tejido de espacio en expansión. Cosmografía del Universo Local – Courtois, Helene M. et al. Astron.J. 146 (2013) 69
Pero esto no es un problema insuperable. El Universo no es un lugar en el que sólo tengamos unas pocas galaxias a las que podamos medir el corrimiento al rojo y la distancia; hay literalmente millones de galaxias para las que hemos hecho esto. Cuando encontramos una gran cantidad de galaxias, podemos hacer lo que se llama «binning», es decir, tomar galaxias en un cierto rango de distancia y promediarlas juntas, calculando un desplazamiento al rojo promedio para ellas. Al hacer esto, encontramos esa relación rectilínea que define la ley de Hubble.
Aquí está la sorpresa, sin embargo. Si miramos a distancias lo suficientemente grandes, podemos ver que la tasa de expansión ya no sigue esa ley rectilínea, sino que se curva.
Cuando usamos un término como «la constante de Hubble», estamos hablando de la pendiente de esa línea. ¡Si no es una línea -es decir, si la pendiente cambia- eso nos dice que la tasa de expansión de Hubble del Universo no es realmente una constante después de todo! La razón por la que la llamamos constante de Hubble es porque el Universo se expande al mismo ritmo en todos los lugares del Universo: la constante de Hubble es constante en todo el espacio.
Pero la tasa de expansión, y por tanto el valor de la constante de Hubble, cambia con el tiempo. Esto no es un enigma, sino que es exactamente lo que esperamos. Para entenderlo, mirémoslo desde el otro punto de vista: teóricamente.
La primera ecuación de Friedmann es a la que se llega si se empieza con un Universo uniformemente lleno de materia, radiación y cualquier otra forma de energía que se quiera. Las únicas suposiciones son que el Universo es isotrópico (igual en todas las direcciones), homogéneo (con la misma densidad media en todas partes) y regido por la Relatividad General. Si se asume esto, se obtiene una relación entre H, la tasa de Hubble (en el lado izquierdo), y todas las diversas formas de materia y energía del Universo (en el lado derecho).
escrito hoy (en notación moderna), donde el lado izquierdo detalla la tasa de expansión de Hubble y la evolución del espaciotiempo, y el lado derecho incluye todas las diferentes formas de materia y energía, junto con la curvatura espacial. LaTeX / dominio público
Interesantemente, a medida que tu Universo se expande, la densidad de la materia, la radiación y la energía pueden cambiar. Por ejemplo, a medida que tu Universo se expande, su volumen aumenta, pero el número total de partículas dentro de tu Universo permanece igual. Esto significa que, en un Universo en expansión, para:
- la materia, su densidad disminuye como a-3,
- la radiación, su densidad disminuye como a-4,
- y para la energía oscura, su densidad permanece constante, evolucionando como a0,
donde a es el factor de escala (un indicador de la distancia o el radio) del Universo. A medida que pasa el tiempo, a crece y, por lo tanto, los diferentes componentes del Universo se vuelven más o menos importantes entre sí.
Un Universo con una mayor densidad energética global tiene una mayor tasa de expansión. Por el contrario, uno con una menor densidad de energía tiene una menor tasa de expansión. A medida que el Universo envejece, se expande; a medida que se expande, la materia y la radiación que contiene se vuelven menos densas; a medida que se vuelven menos densas, la tasa de expansión disminuye. La tasa de expansión, en un momento dado, determina el valor de la constante de Hubble. En un pasado lejano, la tasa de expansión era mucho mayor, mientras que hoy en día es la más pequeña que jamás haya existido.
La densidad de energía del Universo, y cuando podrían dominar. Si las cuerdas cósmicas o las paredes de dominio existieran en alguna cantidad apreciable, contribuirían significativamente a la expansión del Universo. Incluso podría haber componentes adicionales que ya no vemos, ¡o que aún no han aparecido! Obsérvese que para cuando llegamos a la actualidad, la energía oscura domina, la materia sigue siendo algo importante, pero la radiación es insignificante. E. Siegel / Más allá de la galaxia
¿Por qué, entonces, te preguntarás, las galaxias muy lejanas que observamos parecen seguir esta relación en línea recta? Porque toda la luz que llega a nuestros ojos, desde la emitida por una galaxia vecina hasta la emitida por una galaxia a miles de millones de años luz, tiene 13.800 millones de años cuando llega a nosotros. La edad de todo lo que hay en el Universo, en el momento en que nos llega hoy, ha vivido el mismo Universo en constante cambio que nosotros. La constante de Hubble era mayor en el pasado lejano, cuando se emitía gran parte de la luz, pero esa luz ha tardado miles de millones de años en llegar a nuestros ojos.
Pero la expansión del Universo la estirará a medida que se desplace. La luz emitida en el ultravioleta se desplazará hasta el infrarrojo al considerar una galaxia cuya luz llega desde hace 13.400 millones de años. Larry McNish, del Centro RASC de Calgary
Durante ese tiempo, el Universo se ha expandido, lo que significa que la longitud de onda de esa luz se ha estirado. Sólo en los últimos 6.000 millones de años, más o menos, la energía oscura ha cobrado importancia, y ahora hemos llegado al momento en que se está convirtiendo rápidamente en el único componente del Universo que tiene un impacto en nuestra tasa de expansión. Si nos remontamos a una época en la que el Universo tenía la mitad de su edad actual, la tasa de expansión era un 80% mayor que la actual. Cuando el Universo tenía sólo el 10% de su edad actual, la tasa de expansión era 17 veces mayor que su valor actual.
Pero cuando el Universo alcance 10 veces su edad actual, la tasa de expansión sólo será un 18% menor que la actual.
de cómo la densidad de la energía oscura fue/será diferente en el pasado y en el futuro. Los datos apuntan a una verdadera «constante» cosmológica, pero aún se permiten otras posibilidades. Desgraciadamente, la conversión de la materia en radiación no puede imitar a la energía oscura; sólo puede hacer que lo que antes se comportaba como materia se comporte ahora como radiación. Historias cuánticas
Esto se debe a la presencia de la energía oscura, que se comporta como una constante cosmológica. En un futuro lejano, tanto la materia como la radiación serán relativamente poco importantes en comparación con la energía oscura, lo que significa que la densidad de energía del Universo permanecerá constante. En estas circunstancias, la tasa de expansión alcanzará un valor constante y finito y se mantendrá en él. A medida que avancemos hacia un futuro lejano, la constante de Hubble se convertirá en una constante no sólo en el espacio, sino también en el tiempo.
En un futuro lejano, al medir la velocidad y la distancia de todos los objetos que podamos ver, obtendremos la misma pendiente para esa línea en todas partes. La constante de Hubble se convertirá realmente en una constante.
Si los astrónomos fueran más cuidadosos con sus palabras, habrían llamado a H el parámetro de Hubble, en lugar de la constante de Hubble, ya que cambia con el tiempo. Pero durante generaciones, las únicas distancias que podíamos medir eran lo suficientemente cercanas como para que H pareciera ser constante, y nunca hemos actualizado esto. En cambio, tenemos que tener en cuenta que H es una función del tiempo, y sólo hoy -donde lo llamamos H0- es una constante. En realidad, el parámetro de Hubble cambia con el tiempo, y sólo es una constante en todo el espacio. Sin embargo, si viviéramos lo suficientemente lejos en el futuro, veríamos que H deja de cambiar por completo. Por muy cuidadosos que seamos a la hora de distinguir entre lo que es realmente constante y lo que cambia ahora, en un futuro lejano, la energía oscura asegura que no habrá ninguna diferencia.