Durante la última década, varios grupos de investigadores liderados por los astrónomos Saul Perlmutter y Alan Riess han estado usando Supernovas de tipo Ia como candelas estándar. Una candela estándar no es más que una fuente luminosa cuyo brillo intrínseco es conocido y usado para medir distancias. La enorme utilidad de las supernovas reside en el hecho de ser capaces de rivalizar en brillo con el conjunto de estrellas de su galaxia de origen, y por tanto ser una de las pocas formas que tenemos de conocer a qué distancia se encuentran las galaxias más lejanas.
Las supernovas de tipo I son
explosiones de enanas blancas situadas en sistemas binarios. La
acreción de materia que se produce desde la estrella compañera
hace que la enana blanca alcance el límite superior de masa
(conocido como límite de Chandrasekhar) donde pierde su
estabilidad. Entonces la estrella empieza a colapsar y la compresión
propicia la combustión explosiva del carbono que produce una
destrucción total de la estrella (ver
reacciones en interiores estelares). La radiación que se
emite procede principalmente de la descomposición radiactiva
del níquel y el cobalto producidos en la explosión. El
pico de luminosidad de este tipo de supernovas está
relacionado con la rapidez de debilitamiento de su brillo. Cuando se
aplica esta correlación, la luminosidad relativa de una
supernova de tipo Ia puede determinarse dentro de un intervalo de
error del 10 al 20%. ¡Podemos así medir distancias
extragalácticas relativas con una precisión sin
precedentes!.
Ahora que
podemos comparar distancias entre galaxias lejanas podremos estudiar
cómo cambia la tasa de expansión a medida que nos vamos
a diferentes épocas del universo. Pero ¿cómo
relacionar esta tasa de expansión con la distancia?. El factor
clave aquí es el desplazamiento al
rojo. Cada modelo de universo conlleva
una relación definida entre el desplazamiento al rojo y la
distancia. Veamos a continuación cómo podemos entender
este hecho básico.
En un universo en expansión existen en principio tres efectos a considerar sobre el movimiento de una galaxia. Uno es la inercia de la expansión, que viene caracterizada por el valor de la constante de Hubble. Otro es la tendencia al frenado de la expansión originada por la atracción gravitatoria mutua de toda la masa del universo. El último es un efecto repulsivo debido a la constante cosmológica. Es un fenómeno análogo al que se produce al lanzar una piedra verticalmente hacia arriba. La inercia debida a la velocidad de lanzamiento y la atracción gravitatoria terrestre tienen efectos contrapuestos sobre el movimiento de la piedra (claro que aquí no habría lugar para una constante cosmológica)
Supongamos ahora un universo con tan poca densidad de materia que el efecto inercial de expansión sea el dominante (que constituiría el análogo al caso de una piedra lanzada desde un cuerpo de poca masa como un asteroide) . La tasa de expansión permanecerá muy aproximadamente constante. Siempre que miremos a un objeto con desplazamiento al rojo z = 1 estaremos mirando atrás hasta una época cuando los objetos del universo estaban la mitad de separados que en la actualidad (¿Por qué?). En un universo con una tasa constante de expansión eso significa que una supernova observada con desplazamiento al rojo z = 1 habría emitido su luz cuando el universo tuviera la mitad de su edad actual.
Si observáramos la misma supernova pero ahora situada en un universo con mayor densidad de materia, la desaceleración de la expansión por efecto de la atracción gravitatoria implicaría que el universo se estaba expandiendo más rápido en el pasado que en la actualidad. Los objetos en el universo estarían la mitad de separados al desplazamiento al rojo z = 1 que lo que están en la actualidad, pero el universo ya no tendría la mitad de su edad, sino algo menos (un ejemplo de ello sería el modelo de Einstein-de Sitter). Al expandirse más rápido en el pasado que en la actualidad, se necesitaría menos tiempo que en el caso con tasa de expansión constante para llegar hasta la separación actual, y por tanto la luz habría viajado durante menos tiempo desde la supernova hasta nosotros. Su distancia aparentaría ser menor y aparecería algo más brillante que en el caso de un universo de baja densidad.
El resultado que han obtenido los grupos de investigadores de supernovas no corresponde a ninguno de los dos casos mencionados en las líneas precedentes. Las supernovas a un determinado desplazamiento al rojo son aún menos brillantes que lo esperado en un universo de baja densidad. La manera más directa de interpretar este resultado es que el universo está en expansión acelerada (de forma análoga al universo de de Sitter). Así, ésta era más lenta en el pasado que en la actualidad, con lo que el universo necesitó más tiempo para alcanzar la separación actual de objetos y por tanto la luz de la supernova ha tardado más tiempo hasta nosotros, lo que implica una mayor distancia aparente y consecuentemente un menor brillo aparente.
Representación
del brillo de supernovas para diferentes desplazamientos
al rojo. La línea superior roja (DCDM)
es el resultado que cabría esperar en un universo con materia
oscura fría de densidad
crítica dominado por la contribución de la
constante cosmológica. La línea
central azul corresponde a un universo de baja densidad dominado por
materia oscura
fría (OCDM). La línea inferior en verde corresponde
a un universo de densidad crítica dominado por materia
oscura fría (SCDM).
Diagrama de Hubble de supernovas tipo Ia con la inclusión de las nuevas observaciones de supernovas a elevado desplazamiento al rojo. Datos de Wang et al. 2003 en naranja y de Tonry et al. 2003 en negro junto con sus barras de error. DL es la distancia de luminosidad calibrada para una constante de Hubble de 71 km/s/Mpc. Las líneas son modelos teóricas correspondientes a: rojo-universo cerrado (W = 2), negro-universo de Einstein-deSitter, verde-universo vacío (W = 0), azul-modelo de estado estacionario y púrpura-modelo estándar (Wl+WM = 0.73+0.27 = 1). Se observa claramente como a desplazamiento al rojo alrededor de cz = 400000 se produce el cambio de universo desacelarado a universo acelerado (cruce de las líneas verde y púrpura). Fuente: Ned Wright's Tutorial
Cabe por supuesto la
posibilidad de que ese menor brillo observado sea debido a efectos
evolutivos o de interposición de gas y polvo que no se han
tenido en consideración (Por ejemplo Rowan-Robinson
2002 alega que este efecto está de hecho distorsionando
las conclusiones y Wright
2002 concluye que hay que tomar con cautela el resultado hasta
obtener el mismo resultado por algún método
independiente). Pero el trabajo observacional de los grupos de
supernovas ha sido muy cuidadoso en tener en cuenta todos estos
detalles y aún se sigue estudiando la manera en que esos
resultados podrían ser engañosos.
Estathiou
et al. 2002 utiliza un análisis de
probabilidad conjunto del espectro
de potencias del survey
de desplazamientos al rojo 2dFGRS
y de los datos del fondo cósmico de
microondas llegando a la misma conclusión que los estudios
de supernovas, con lo que la aceleración del universo y la
existencia de algún tipo de energía
oscura parece inevitable.
The supernova cosmology project
The high z SN search team
The SNAP Project
Perlmutter et al.1997, A.G. Kim 1998, Schmidt et al 1998, Riess et al. 1998, Riess et al.1999 , Riess et al. 2000, Wang et al. 2003, Permutter & Schmidt 2003, Tonry et al. 2003
Índice
principal de Cosmología
Copyright 1996-2006 Pedro J. Hernández