Estimación de la expansión del universo utilizando la luz de una supernova

Lo primero que quiero presentar es la vela estándar , que es un objeto astronómico con un perfil de luminosidad y emisión muy conocido. Una de las mejores velas estándar que tenemos es la Tipo 1a Supernova . Este tipo de supernova solo ocurre de una manera muy específica, de modo que todas las supernovas de tipo 1a tienen aproximadamente el mismo perfil de luminosidad y emisión. Esto significa que cualquier desviación en la magnitud visual o el espectro observado se debe al camino que tomó la luz para llegar a nosotros. La magnitud visual depende principalmente de la distancia a la supernova.

Con esto en mente, los astrónomos y cosmólogos pueden usar algo llamado distancia de luminosidad para determinar la distancia entre nosotros y la supernova. Sin embargo, esto solo nos da la distancia que ha recorrido la luz; no la distancia entre nosotros y eso ahora .

Además, la luz se desplaza hacia el rojo por la expansión del universo. Lo sabemos porque el perfil de emisión que obtenemos se parece a esto (Fuente de la imagen: Observatorio Europeo Austral):

La línea inferior corresponde a un Type1a cercano y la línea superior corresponde a un Type1a lejano. Como puede ver, el más lejano se ve igual, excepto que todo está ligeramente desplazado hacia la derecha. Esto se debe a la expansión del universo. Ahora, tenemos, como dije, una expectativa muy específica de cómo se ve el perfil de emisión de una supernova Tipo 1a. Debería verse como lo que ves en la imagen de arriba. Esto significa que podemos eliminar fácilmente el ruido o la interferencia de fuentes externas como el sol. Las fuentes externas cambiarían ligeramente el perfil que vemos. Podrían agregar otro pico, o aumentar el ruido, o eliminar una banda de emisión, etc. Pero como sabemos que esto es un tipo 1a y sabemos lo que deberíaparece, podemos restar las señales que interfieren. En cuanto a que tienen el mismo brillo, eso no es tanto una suposición como una comprensión de la forma en que se forman estas supernovas. El proceso específico que los crea significa que todos tienen aproximadamente la misma masa y composición cuando (*boom*) explotan y, por lo tanto, tienen la misma luminosidad.

Ahora, es cierto que podrían estar viajando a diferentes velocidades y luego obtendrías un cambio Doppler además del cambio cosmológico. Sin embargo, al observar fenómenos cercanos y mapear sus perfiles de emisión de hidrógeno, podemos determinar una velocidad aproximada de la supernova en relación con sus cuerpos astronómicos vecinos (por ejemplo, el supercúmulo del que forma parte). Podemos suponer que el supercúmulo solo tiene velocidad de recesión contra nosotros, pero para mayor precisión, tenemos un par de opciones. Primero, promediamos sobre muchas supernovas, lo que significa que el error del desplazamiento Doppler de una supernova se promedia entre muchas. En segundo lugar, la luminosidad depende principalmente de la distancia que viaja la luz y asumimos que se irradia isotrópicamente. Esto significa que la distancia de luminosidad que medimos no se ve afectada significativamente por el movimiento de los objetos,

Usando el corrimiento al rojo del perfil de emisión y la luminosidad, podemos obtener una distancia precisa a la supernova.

Al medir muchas supernovas de Tipo 1a a diferentes distancias de nosotros, podemos determinar cuánto corrimiento al rojo experimenta algo a una distancia determinada. A partir de esto, podemos decir que "por lo tanto, el universo debe expandirse a una velocidad aproximada de H kilómetros por segundo por cada Megaparsec entre nosotros y un objeto".

Además, debido a que cuanto más lejos miras, más atrás en el pasado miras también, podemos mapear cuánta expansión adicional hubo para una cantidad de distancia recorrida en el pasado. Esto significa que podemos crear un perfil de tiempo. Es decir, "El universo se estaba expandiendo a una velocidad H en el momento t de su historia". Esto también significa que cuanto más lejos esté la supernova que estamos midiendo, con mayor precisión nos informa sobre el perfil de corrimiento al rojo cerca de nosotros. A partir de esto, hemos podido ver que el universo está experimentando una expansión acelerada actualmente.

Dicho esto, ¿te preocupa que sea fácil tirar por la ventana la idea de que el universo se está expandiendo por igual en todas las direcciones? Recuerda que hacemos medidas a partir de velas estándar que están en todas direcciones a nuestro alrededor. Con eso en mente, la siguiente figura muestra el corrimiento al rojo medido de varias supernovas tipo 1a contra la distancia a las supernovas. Oculta debajo de todos los puntos de datos hay una línea negra continua que representa la predicción utilizando nuestro perfil de expansión teórico, que tiene simetría esférica (el modelo asume que la expansión es la misma en todas las direcciones).

Imagen cortesía del Proyecto Cosmología Supernova. Los puntos son supernovas, las líneas verticales son los errores asociados

Básicamente, hay dos mediciones que tienen lugar aquí: (i) el desplazamiento hacia el rojo de la supernova (ii) el brillo máximo de la supernova (aunque este último es un poco más complicado que eso).

La distancia no se encuentra a partir del corrimiento al rojo, se encuentra a partir del brillo aparente de las supernovas. Las supernovas en cuestión son de tipo Ia y actúan como "velas estándar": se supone que todas tienen la misma luminosidad intrínseca (con algunas pequeñas correcciones) y, por lo tanto, se pueden usar calibradores locales, con mejores distancias estimadas para estimar la distancia a las supernovas en alto corrimiento al rojo. También existe la suposición de que la luz se emite de forma isotrópica (igual en todas las direcciones). En ese caso, el flujo de la supernova obedece a la ley del cuadrado inverso, con las modificaciones apropiadas debidas a la expansión del universo.

Para estimar los parámetros cosmológicos, las dos medidas normalmente se comparan con modelos en un gráfico de observación llamado "diagrama de Hubble". Esto tiene corrimiento al rojo en el eje x (esta es la cantidad por la cual la luz de un objeto se desplaza al rojo por la expansión del universo y se mide a partir de un espectro y está dada por$z = \lambda/\lambda_0 - 1$, dónde$\lambda$es la longitud de onda medida y$\lambda_0$la longitud de onda en reposo). Esta medida es extremadamente precisa, generalmente mucho mejor que el 1%. En el eje y está la diferencia entre la magnitud aparente y la magnitud absoluta de la supernova. Como puede ver en las barras de error, esto es menos preciso. Los modelos del universo en expansión se pueden trazar encima de estos para ver cuál coincide mejor.

La relación entre la distancia y el corrimiento al rojo dada por la "ley de Hubble"$v = H_0 d$, se vería como una línea recta en este gráfico y solo funciona para galaxias que están relativamente cerca (con eso quiero decir lo suficientemente lejos como para que sean parte de la expansión uniforme, sin efectos locales, pero no tan lejos como la constante de Hubble ha cambiado significativamente). Como puede ver, las galaxias más distantes obedecen una ley más complicada porque la constante de Hubble - no es constante; cambia con el tiempo cósmico de una manera que depende de la desaceleración/aceleración de la expansión y por lo tanto de los parámetros cosmológicos.

Para responder a su comentario, que pregunta sobre la isotropía, no hay absolutamente ninguna evidencia de que estos resultados dependan de la dirección en la que mire: la expansión es la misma en todas las direcciones. No tengo conocimiento de ningún trabajo específico que analice eso en los datos de la supernova, pero aquí hay un enlace al documento en el que aparece el gráfico anterior, contiene los puntos de datos y las posiciones de las supernovas: pruébelo usted mismo (http : //arxiv.org/abs/1310.3828 ). De hecho, tres personas ganaron el premio Nobel por supernovas de tipo Ia porque sus resultados coincidieron a pesar de observar diferentes muestras, presumiblemente en todo tipo de direcciones diferentes.