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El proyecto

Problemática del modelo cosmológico estándar


El modelo cosmológico estándar

La cosmología es el estudio del universo en su totalidad, las estructuras cósmicas a gran escala, su origen y evolución. Empezó a ser considerada una disciplina científica con el establecimiento en 1917 de la Teoría General de la Relatividad por Albert Einstein, que sirve de marco teórico para el desarrollo de los modelos cosmológicos. En la década de 1920 Alexander Friedmann y Georges Lemaître propusieron soluciones a las ecuaciones de Einstein que proporcionaban universos dinámicos, en expansión o en contracción.

La primera prueba observacional del "Big Bang", que hoy consideramos el modelo standard de la Cosmología, fue el descubrimiento de la expansión del universo por Edwin Hubble en 1929 (Hubble, E. & Humason, M.L. 1931, ApJ, 74, 43). Una espectacular confirmación de este modelo fue el descubrimiento de la radiación cósmica de fondo en 1965 (Penzias, A.A. & Wilson R.W. 1965, ApJ, 142, 419; Dicke. R.H., Peebles, P.J.E., Roll, P.G., & Wilkinson, D.T. 1965, ApJ, 142, 414). Además, la tercera prueba básica es el hecho de que la composición química del Universo coincide con la calculada (Alpher, R.A., Bethe, H. & Gamow, G. 1948, Ph.Rv.,73, 803) a partir de las ecuaciones que describen las reacciones nucleares en el Universo primitivo. Pocos años después Burbidge, Burbidge, Fowler y Hoyle refinarían los cálculos, aplicándolos también a la producción de átomos en los interiores estelares (Burbidge, E.M., Burbidge, G.R., Fowler, W.A. & Hoyle, F. 1957, Rev. of Modern Physics, 29, 547).

De este modo la cosmología pasa a ser una rama de la física, de modo que las teorías de física nuclear y de partículas encuentran un campo de aplicación en la explicación de las características observables del universo. Entre los cambios principales que se pueden incluir desde los años 60 aparece la certidumbre de la evolución del carácter evolutivo del universo, puesto de manifiesto tempranamente por la mayor abundancia de cuásares y radiofuentes a alto redshift (Ryle, M. 1968, ARA&A, 6, 249), y la introducción del concepto de inflación (Guth, A.H. 1981, PhRvD, 23, 347) que propone una fase de rápida aceleración en la expansión cósmica en las etapas tempranas del universo.

Durante la década de 1980 se confirmó la necesidad de abogar por la existencia de una considerable cantidad de materia oscura en el universo. La prueba observacional más evidente resultó ser el estudio de las curvas de rotación en las galaxias espirales. Esta presencia de materia oscura en la dinámica galáctica sirvió para rescatar del olvido los trabajos de Fritz Zwicky de la década de 1930, donde abogaba por la existencia de este tipo de materia para mantener la estabilidad de los cúmulos de galaxias. Otras observaciones llevadas a cabo en la década de 1980, como la emisión en rayos X debida al gas caliente en los cúmulos galácticos o las distorsiones producidas por cúmulos actuando como lentes gravitatorias, no han hecho más que corroborar la necesidad de la materia oscura. Las simulaciones cosmológicas de N-cuerpos (Davis, M., Efstathiou, G., Frenk, C.S., & White, S.D.M. 1985, ApJ 292, 371) que paralelamente se llevaron a cabo, mostraban que la distribución observada de las galaxias a gran escala se ajustaba bien a modelos de materia oscura fría (CDM por sus siglas en inglés).

Durante la década de 1990, el avance más significativo en cosmología fue la determinación a partir de diferentes colaboraciones internacionales de los parámetros cosmológicos fundamentales. Así por ejemplo el Hubble Key Project liderado por Wendy Freedman determinó el valor de la constante de Hubble de Ho = 72±8 km/s/Mpc (Freedman et al. 2001, ApJ, 553, 47), y las observaciones llevadas por diferentes experimentos que estudiaban la radiación cósmica de fondo (BOOMERANG, MAXIMA; etc) y  finalmente el satélite WMAP determinaron con extraordinaria precisión una densidad para el universo  extremadamente próxima a la crítica.

A finales de la década de 1990 el modelo entraba en crisis, siendo la paradoja fundamental la  imposibilidad de acomodar la edad del universo que se obtenía en un modelo plano de Einstein-de Sitter con la edad de las estrellas más viejas en los cúmulos globulares que pueblan los halos de las galaxias,  siendo la de éstas superior a la del propio universo. La situación de crisis encontró un respiro cuando en  1998, dos grupos de astrónomos de manera independiente estudiaron la relación luminosidad-distancia-redshift de supernovas de tipo Ia a alto redshift y llegaron a la conclusión de que la expansión cósmica se está acelerando (Riess et al 1998, AJ, 116, 1009; Perlmutter et al 1998, Nature, 391, 51). El motivo de la aceleración es uno de los mayores misterios de la cosmología actual, y ha recibido el nombre de energía oscura.

Otras observaciones cosmológicas como las fluctuaciones de temperatura de la radiación cósmica de fondo, la presencia de oscilaciones bariónicas acústicas en el espectro de potencias de la distribución de materia a gran escala, o los estudios de lentes gravitatorias débiles corroboran la existencia de energía  oscura. Su contribución a la densidad de materia y energía total en el universo sería de aproximadamente 70%, el 25% lo constituiría la materia oscura fría no bariónica y el 5% restante sería la materia ordinaria.

Actualmente, los cosmólogos consideran que este modelo cosmológico simultáneamente explicaría la mayoría de las observaciones astronómicas más relevantes y que se han podido llevar a cabo en las últimas décadas, pero la nueva cosmología no está exenta de problemas en el ámbito de la observación. Existen observaciones cosmológicas muy particulares que difieren sustancialmente (y con una alta significación estadística) de las predicciones del modelo, y su estudio sistemático es el objetivo científico del presente proyecto. El diseño de la investigación que pensamos llevar a cabo está motivado por la búsqueda de soluciones a los problemas que se mencionan a continuación.


Discrepancias entre observaciones cosmológicas y el modelo estándar

  1. Desacuerdo entre el número observado de galaxias satélite en la Vía Láctea (o en galaxias similares del Grupo Local) y la población de sub-halos que predice el modelo. Los modelos tanto numéricos como semianalíticos tienden a predecir un exceso de galaxias satélites y enanas alrededor de las más masivas (missing satellite problem). Por ejemplo, en el Grupo Local deberían encontrarse centenares o miles de pequeños halos de materia oscura que se evidenciaran como galaxias enanas, cuando sólo hemos detectado unos cincuenta. El cartografiado del plano galáctico es fundamental en este sentido.
  2. La no detección de galaxias enanas en los voids (vacíos) tal y como predice el modelo. Este problema, apuntado por James Peebles recientemente en un congreso internacional de Cosmología celebrado en Venecia (puede leerse su contribución en http://cosmology2007.brera.inaf.it/presentation/Aug28/James.Peebles.pdf), señala que los vacíos cósmicos en las cercanías de nuestra Galaxia lo son en un grado mucho mayor que lo predicho por modelos y simulaciones.
  3. Discrepancia entre los perfiles de densidad en los halos de galaxias (los perfiles teóricos Navarro, Frenk y White no ajustan a las observaciones). El modelo de LCDM perfiles de densidad con núcleos con un pico central pronunciado y con densidades muy bajas en las partes externas, mientras que las observaciones de lentes gravitatorias y de la cinemática de cúmulos globulares y galaxias satélites muestran un núcleo central con densidad constante y un halo de materia oscura con un perfil de densidad relativamente plano.
  4. Discrepancia entre los perfiles de densidad de los cúmulos de galaxias. Las observaciones, fundamentalmente las de imágenes múltiples por lentes gravitatorias en cúmulos, indican que los cúmulos de galaxias presentan perfiles de densidad con una concentración mayor y con una densidad superior a las predicciones de los modelos de LCDM y las simulaciones de N-cuerpos.
  5. La proporción de galaxias espirales observada es mayor que la predicha (debido a mergers).
  6. Aparición muy rápida, en escala cósmica, de galaxias masivas que evolucionan rápidamente para convertirse en las galaxias rojas luminosas (LRGs). La mayor parte de los modelos de formación y evolución de galaxias tropiezan a la hora de explicar la escala de tiempo en que estos objetos se ensamblan.
  7. Downsizing: con este término se indica el hecho observado de que las galaxias más masivas parecen  formar sus estrellas con anterioridad, y de modo mucho más eficiente, que las menos masivas. Este hecho puede estar relacionado con la presencia de un núcleo galáctico activo (es decir, un agujero negro supermasivo) en dichas galaxias. No obstante, la evolución conjunta del agujero negro y su galaxia huésped es otro de los problemas que nuestros modelos no consiguen explicar.
  8. Observaciones de la cantidad de bariones en el Universo, en particular en cúmulos masivos de galaxias, muestran que la cantidad efectiva de materia bariónica observada es menor que la predicha por los modelos cosmológicos. Aunque este déficit no es muy grande en su valor relativo, el acuerdo entre medidas en cúmulos lejanos y en el Universo local pueden apuntar a un problema en nuestra comprensión de los parámetros que afectan el modelo cosmológico estándar.

Antes de indicar las actividades que vamos a llevar a cabo para contribuir a la resolución de estos puzzles cosmológicos, conviene describir someramente los proyectos en los que estamos involucrados,  y que en definitiva constituyen las líneas de investigación para las cuales se solicita financiación. La actividad científica de nuestro grupo se basa en el estudio de algunos de los problemas arriba listados, a partir de un punto de vista eminentemente observacional. Todos nosotros tenemos amplia experiencia en la utilización de instrumentación de última tecnología, incluyendo los más grandes telescopios tanto terrestres como espaciales. Hemos conseguido noches de observación con estos telescopios en competencia abierta con grupos internacionales, tanto como investigadores principales como en el seno de colaboraciones con otros científicos. A continuación listamos algunos de los principales proyectos en que estamos involucrados, indicando sus objetivos principales y su relación con el objeto de esta solicitud.

1) Observaciones de galaxias elípticas aisladas
Uno de los problemas principales listados anteriormente es el del crecimiento de estructuras a pequeña escala, con el aparente déficit en el número observado de galaxias satélites alrededor de las más masivas. Una de las formas de estudiar e intentar explicar las cantidades relativas de galaxias satélites o enanas y de galaxias masivas, es observar en detalle galaxias lo más aisladas posibles. Es de esperar que estas galaxias representen laboratorios ideales, donde los procesos de evolución hayan podido actuar de un modo “limpio”. Existen algunos estudios publicados sobre galaxias espirales aisladas, y nuestro grupo está llevando a cabo el primer análisis detallado de un catálogo similar de galaxias elípticas (Smith, R.M., Martínez, V.J., & Graham, M.J. 2004, ApJ, 617, 1017; Smith, R.M., Martínez, V.J., Fernández-Soto, A., Ballesteros, F.J., & Ortiz-Gil, A. 2008, ApJ, 679, 420). Nuestro objetivo es doble: medir el número de satélites a través de observaciones en imagen multibanda muy profunda de los alrededores de nuestros objetos y, una vez identificados éstos, utilizar espectroscopía para obtener datos sobre la estructura dinámica de los halos. De este modo esperamos mejorar nuestro conocimiento sobre el estado actual de estos sistemas, que actuará como condición para los modelos que intentan detallar su evolución.

2) Formación y evolución de galaxias: ALHAMBRA
En los últimos años se han emprendido varios sondeos (o surveys) cosmológicos muy profundos que cubren áreas celestes reducidas. Otros han abarcado porciones del cielo muy amplias, pero sin alcanzar grandes distancias. ALHAMBRA se diseñó para llenar el hueco existente entre los estudios del primer tipo (como los "Campos Profundos" del telescopio espacial Hubble) y los segundos, que sólo permiten describir el universo local, relativamente brillante. ALHAMBRA corresponde a las siglas en inglés "Advanced Large, Homogeneous Area Medium Band Redshift Astronomical survey", o sea, "sondeo astronómico de desplazamientos al rojo avanzado, de gran área y homogéneo en banda intermedia".

ALHAMBRA cubre una fracción del cielo de 4 grados cuadrados—500 veces mayor que el conjunto de todos los campos profundos tomados por el telescopio espacial Hubble. Al mismo tiempo alcanza una profundidad que permite reconstruir el 90% de la historia del universo. Con una muestra de este tamaño y de esta profundidad se pueden observar y medir fenómenos asociados al origen y la evolución de diferentes cuerpos celestes, así como la aparición y desarrollo de los diferentes tipos de galaxias que observamos hoy en día. Además el estudio se realiza en ocho áreas del cielo separadas, para tener en cuenta posibles heterogeneidades locales (la varianza cósmica) y dar validez general al resultado.

ALHAMBRA propone el cartografiado de 4 grados cuadrados, con un nuevo sistema fotométrico de 20 filtros contiguos de igual anchura, de 350 a 970 nm, más los filtros JHKs en el NIR. Dicho sistema fue diseñado para obtener, para un tiempo de exposición dado, el máximo número de objetos con redshift y SED precisos, y ser sensible a líneas de emisión relativamente débiles. El objetivo científico central es seguir y cuantificar la evolución cósmica, es decir, el cambio con z del contenido y propiedades del Universo, en una especie de Tomografía Cósmica. Para llevar a cabo el proyecto se constituyó un equipo, con una planificación detallada y se obtuvo tiempo de telescopio garantizado en el Observatorio de Calar Alto (para todos los detalles, ver Moles et al. 2008, AJ, 136, 1325).

El tiempo total de integración en el óptico es de 100 ks, para alcanzar la magnitud AB = 25 (objeto no resuelto, S/N = 5), en cada uno de los filtros de ALHAMBRA, entre 350 y 830 nm, y entre AB = 24.7 y AB = 23.4 para los filtros más rojos. En el NIR las magnitudes límite esperadas, para un tiempo total de 15 ks por apuntado y S/N = 5, son Ks = 20, H = 21, J = 22. En este momento alrededor del 70% de los datos NIR han sido ya obtenidos, y un 55% de los ópticos (LAICA entró en servicio 1 año más tarde). Los primeros análisis efectuados indican que estamos obteniendo las magnitudes límite previstas, y esperamos completar la obtención de datos en el semestre invernal de 2009-2010.

Cuando el banco de datos de ALHAMBRA esté completo contendrá, según puede deducirse de los resultados encontrados con las primeras imágenes y en acuerdo con las precisiones calculadas, unas 650 000 galaxias y aproximadamente 5000 cuásares y núcleos activos de galaxias, con medidas precisas de sus distancias. El proyecto ALHAMBRA está financiado, entre otras fuentes, por el Plan Nacional de Astronomía y Astrofísica (Programa C-Consolider 2006) con un total de 920k€. Vicent Martínez García es co-Investigador Principal de este proyecto, en el que también participa Alberto Fernández Soto.

3) Evolución de galaxias y geometría del Universo: PAU
El proyecto “Physics of the Accelerating Universe” (PAU) tiene como objetivo principal la realización de un experimento competitivo para abordar un problema de máxima actualidad en la frontera del conocimiento: la existencia y naturaleza de la energía oscura. El equipo proponente está formado por científicos que trabajan en disciplinas relacionadas aunque distintas, en concreto física de partículas, astrofísica y gravitación, tanto en sus vertientes teórica como fenomenológica y experimental, así como por ingenieros. Nuestro proyecto (sostenido económicamente con 5M€ a través de un proyecto Consolider-Ingenio 2007, del que forman parte Vicent Martínez García y Alberto Fernández Soto) propone la construcción de un instrumento capaz de suministrar las medidas necesarias para lograr unos resultados altamente competitivos.

Este instrumento consiste en una cámara CCD de muy gran campo (~6 grados cuadrados), capaz de medir el desplazamiento hacia el rojo de galaxias basándose en fotometría con un número elevado de filtros estrechos. Con esta técnica, desarrollada previamente por el proyecto ALHAMBRA,  será posible medir el parámetro z (desplazamiento al rojo) con precisión del orden de 0.003(1+z) para galaxias tempranas, comparable a la obtenida con métodos espectroscópicos, pero de manera mucho más eficiente, y suficiente para los propósitos científicos que se persiguen. La construcción de la cámara constituirá por sí misma un hito. La utilización de la misma en un barrido de una zona del cielo de unos 10,000 grados cuadrados, en regiones de z entre 0.1 y 0.9, que el equipo propone realizar, proporcionará unos datos que estarán entre los más valiosos que se espera obtener en los próximos años a nivel mundial en el estudio de la energía oscura. Para poder llevar a cabo estos estudios en condiciones ventajosas es conveniente desarrollar la habilidad de obtener con gran precisión los redshifts fotométricos, comparando estos métodos con la eficiencia de los ya conocidos.

4) Estudio de poblaciones estelares en la Galaxia y cartografiados del plano galáctico
En los últimos años nuestro grupo ha trabajado en la identificación y estudio de poblaciones de estrellas OB activas en la Galaxia. Este estudio tiene dos objetivos principales: i/ la detección de regiones de formación estelar activa en los brazos interiores de la Galaxia, y ii/ el estudio de la estructura espiral de la Galaxia, principalmente en sus zonas más externas. Este tipo de estudios nos permite, por una parte, relacionar nuestro conocimiento local de estas estrellas con los procesos de formación estelar en galaxias más lejanas. En segundo lugar, el cartografiado preciso de las regiones externas de la Galaxia permitirá establecer con precisión los límites de la misma, y eventualmente detectar la presencia de nuevas galaxias satélite en la dirección del plano galáctico, lo cual constituye uno de los objetivos principales del proyecto.

Respecto al objetivo i, cabe decir que las estrellas OB más masivas tienen vidas cortas, y permanecen cerca de sus lugares de nacimiento. El estudio de su distribución espacial es una herramienta importante para trazar la historia de la formación estelar reciente en la Galaxia. En cuanto al objetivo ii, los cartografiados que describimos a continuación, en marcha o con fecha de inicio próxima, permiten la detección de estrellas Be hasta la magnitud r'= 21 o superior. Como la magnitud absoluta de una estrella Be temprana es r'~ -4, estas estrellas pueden ser detectadas hasta mucho más allá de los límites de nuestra Galaxia. El seguimiento espectroscópico y clasificación espectral subsiguiente permite la determinación de la distancia mediante la técnica de la paralaje espectroscópica. De esta forma, las poblaciones de estrellas OB activas detectadas permitirán trazar los brazos espirales de la Galaxia, así como detectar Galaxias satélites próximas en la dirección del plano galáctico hasta una distancia de varias veces el tamaño del mismo (la distancia cubierta por los cartografiados depende de la longitud galáctica, debido a la variación de la extinción interestelar).

Para la búsqueda de poblaciones de estrellas OB activas trabajamos con dos técnicas: la  identificación de contrapartidas infrarrojas a estrellas binarias de rayos X de gran masa y el uso de los grandes cartografiados del plano galáctico actualmente en desarrollo y de próximo comienzo.

4.1. Identificación  de contrapartidas infrarrojas a binarias de rayos X de gran masa oscurecidas: Las estrellas binarias de rayos X de gran masa (HMXRB) representan una de las fases finales de la evolución de sistemas binarios originariamente formados por dos estrellas OB. En los últimos cuatro años la misión de la ESA INTEGRAL ha revelado la existencia de una importante población de HMXRBs en los brazos interiores de Escudo y Norma, indicando la presencia de una formación estelar muy activa en el pasado reciente. Muchos de estos objetos presentan una fuerte absorción interestelar, y son prácticamente inobservables a energías menores de 4 KeV. Las contrapartidas ópticas de estos objetos son también inobservables  debido a la alta extinción AV superior a 20 magnitudes. Para la identificación de contrapartidas  seleccionamos fotométricamente candidatos en las regiones de error de la detección en rayos X y gamma, y obtenemos espectroscopía  de resolución intermedia en la banda K para la clasificación espectral de las estrellas candidatas y su eventual asociación a la fuente de rayos X. Esto nos permitirá trazar la población de binarias de rayos X de gran masa en las regiones de alta extinción en los brazos interiores de la Galaxia, y asociarla a procesos de formación estelar reciente.

4.2. Uso de los grandes cartografiados del plano galáctico: Nuestro grupo participa en los grandes cartografiados del plano galáctico IPHAS, VPHAS+ y VVV. El proyecto IPHAS (INT Photometric H-Alpha Survey, http://www.iphas.org, Drew et al. 2005, MNRAS 362, 753) es un cartografiado a gran escala del plano galáctico en el hemisferio norte, destinado a la identificación de objetos con líneas de emisión en el plano galáctico. La emisión estelar en H-alfa traza fases cruciales de corta duración en la vida de diversas poblaciones estelares: objetos estelares jóvenes, estrellas masivas, nebulosas planetarias, binarias interactivas, variables cataclísmicas y binarias de rayos X. Estas poblaciones tienen gran importancia a la hora de entender la evolución de estrellas aisladas y binarias, y la interacción entre la evolución estelar y la dinámica y evolución de la Galaxia. IPHAS se ha desarrollado en el ISAAC Newton Telescope en La Palma, haciendo uso de la cámara de gran campo y de los filtros r' e i' del sistema de Sloan  y un filtro estrecho centrado en la línea H-alfa. El cartografiado incluye todo el plano galáctico norte entre latitudes galácticas -5 y +5, y es completo hasta más allá de la magnitud r'~20.  Las estrellas con líneas de emisión detectadas fotométricamente son objeto de un seguimiento espectroscópico para establecer su naturaleza. El proyecto VPHAS+ (VST Photometric and H Alpha Survey, http://www.vphas.org) es un cartografiado a gran escala del plano galáctico en el hemisferio sur, que va a ser desarrollado haciendo uso del nuevo telescopio VST del ESO (European Southern Observatory), y de su cámara de gran campo OmegaCam. VPHAS+ es una extensión ampliada de IPHAS al hemisferio sur. Su objetivo es obtener fotometría de banda ancha en los filtros u', g', r' e i' del sistema de Sloan, y fotometría de banda estrecha en un filtro centrado en la línea H-alfa, de todo el plano galáctico en el hemisferio sur, entre latitudes galácticas -5° <b< 5°. El cartografiado será completo hasta la magnitud 21-22 para fuentes puntuales.  Para estrellas masivas (tipos OBA) el cartografiado será lo bastante profundo para explorar todo el plano galáctico sur, excepto en las regiones de mayor extinción interestelar donde en cualquier caso la penetración será de varios kiloparsec. La alta precisión fotométrica permitirá el estudio en grandes áreas de poblaciones estelares en el plano galáctico, que hasta la fecha son irrealizables. El contenido del catálogo final será de más de 200 millones de objetosfuente.  VPHAS+ es uno de los tres grandes cartografiados recomendados por el PublicSurveys Panel (PSP) del ESO, seleccionados a partir del primer anuncio de oportunidad para cartografiados públicos emitido por ESO en Septiembre de 2004 (ver http://www.eso.org/sci/observing/policies/PublicSurveys/sciencePublicSurveys.html). El proyecto VVV (Vista Variables en la Vía Láctea, Ahumada et al. 2006, “Exploiting Large Surveys for Galactic Astronomy", 26th meeting of the IAU, Joint Discussion 13) es un cartografiado en el infrarrojo del bulbo galáctico y de la sección adyacente del plano galáctico, donde la formación estelar es particularmente activa.  Su producto final será un atlas en cinco bandas (YZJHK) y un catálogo de más de un millón de fuentes puntuales variables.

5) Fotometría de Lentes Gravitatorias y Determinación de H0

Las lentes gravitatorias son una de las herramientas más poderosas para el estudio de algunos de los problemas cosmológicos citados anteriormente. A continuación indicamos las líneas de investigación en las que estamos trabajando:

5.1 El método de los retraso en imágenes múltiples. En 1964 Refsdal (MNRAS 128, 295) propuso un método para calcular la constante de Hubble a partir del retraso entre la llegada de las señales de las diferentes imágenes procedentes de un cuásar generadas por una galaxia lente. Este método está basado en consideraciones puramente geométricas y presenta ventajas decisivas respecto a otras técnicas astronómicas clásicas (ver, e.g., Kundic et al. 1997, ApJ 482, 75). El primer retraso fiable en un sistema lente (Q 0957+561) lo determinó nuestro grupo (Oscoz et al. 1996, ApJ 470, L19) usando datos del IAC 80 (ver también Kundic et al. 1997, ApJ 482, 75). Con este valor y un modelo del sistema lente estimamos la constante de Hubble (Oscoz et al. 1997, 491, L89; Mediavilla et al. 2000, ApJ 531, 635). Posteriormente, se han determinado retrasos en una decena de sistemas lente con niveles de precisión muy dispares (Kochanek & Schechter, 2003, Astro-Ph 0306040). Analizando los 4 sistemas con retrasos mejor determinados y configuraciones relativamente simples, Kochanek (2002, ApJ, 578, 25) encuentra que, o bién la constante de Hubble adopta valores tan bajos como 50 km/s/Mpc, o bién hay mucha menos materia oscura en los halos de las galaxias de lo que se espera según los modelos (uno de los problemas del modelo estándar mencionado anteriormente). Sin embargo, la muestra de objetos en que se basa este resultado es muy pequeña y se necesitan nuevas (y más precisas) determinaciones de retrasos para discutir el valor de H0 y la estructura de los halos de materia oscura. Con el objetivo de extender la muestra, J. A. Muñoz colabora con una iniciativa internacional liderada por C. Kochanek para observar todos los sistemas lente experimentalmente accesibles durante un periodo de varios años.

5.2. Cromaticidad en lentes gravitatorias. El efecto lente gravitatorio es independiente de la longitud de onda, sin embargo en muchos sistemas lente se observan diferencias de color entre las imágenes del cuásar. Este efecto de cromaticidad se produce por dos motivos diferentes:

    • Extinción en galaxias lente. Los efectos de la extinción son cruciales en el estudio de las galaxias (a través de los modelos de evolución y  las tasas de formación estelar), en cosmología (por sus efectos en los flujos de las supernovas tipo Ia) y en la interpretación de los “GRB afterglows”. Sin embargo nada sabemos sobre las propiedades de la extinción mas allá de  nuestro Grupo Local donde no son aplicables las técnicas clásicas. Recientemente hemos demostrado que las lentes gravitatorias pueden ser utilizadas para determinar las propiedades de la extinción en galaxias a z>0 (Muñoz et al. 2004). Nos proponemos ahora determinar la ley de extinción para unas 30 lentes gravitatorias lo que nos permitirá disponer por primera vez de información sobre las propiedades de la extinción a distancias cosmológicas y su evolución con el corrimiento al rojo.
    • Dado que los sistema lente gravitatoria tienen tamaños angulares del orden de 1 segundo de arco y  la necesidad de observaciones en el ultravioleta cercano hacen del telescopio espacial Hubble (HST) la instrumentación óptima para llevar a cabo nuestro proyecto. Recientemente hemos concluido nuestro estudio basado en el proyecto de HST “A survey of extinction curves to redshift z=1” (project provided by NASA trough grant number GO-9896 from de Space Telescope Science Institute”; I.P.: Dr. José A. Muñoz) que nos ha permitido estudiar las propiedades de la extinción en 6 lentes gravitatorias.
    • Microlensing cromático. Cuando una estrella u objeto compacto “cruza” la imagen de un cuásar ésta sufre una amplificación en su flujo conocida como microlensing. Esta amplificación depende del tamaño de la fuente, en este caso el disco de acreción del cuásar. Los modelos teóricos predicen que la emisividad del disco depende de la temperatura y por lo tanto se deberían de observar diferentes amplificaciones a diferentes longitudes de onda. Este efecto conocido como microlensing cromático ha sido ampliamente buscado pues su detección, además de corroborar el paradigma vigente, ofrece unas perspectivas sin precedentes para entender las propiedades físicas de los discos de acreción. Nuestro grupo ha detectado recientemente la primera evidencia inequívoca de microlensing cromático en los sistemas lente SBS0909+523 y Q2237+030. En SBS0909+523  la detección ha sido posible gracias a un estudio espectroscópico del sistema cubriendo un gran rango espectral, desde el infrarrojo hasta el ultravioleta. Por el contrario en Q2237+030 la detección se ha llevado a cabo con observaciones fotométricas en banda estrecha sólo en el óptico, pero en este caso observando el sistema en un momento próximo al máximo de un evento de gran magnificación donde el alto gradiente de magnificación maximiza el efecto cromático.

5.3 Perfiles de masa en galaxias lente. Históricamente las lentes gravitatorias se han modelizado con distribuciones de masa isotermas. Este modelo simple, pero contrastado observacionalmente, describe muy bien de una manera cualitativa las propiedades básicas de los sistemas lente. En la actualidad con más de 100 lentes gravitatorias conocidas y una precisión cada vez mayor en las observaciones estamos en disposición de poder utilizar esta información para poder determinar con exactitud los perfiles de masa de las galaxias lente.

El perfil de masa queda caracterizado dentro del anillo de Einstein, lo que dependiendo de cada lente, representa una región de entre muy pocos Kpc y varias decenas de Kpcs, es decir una zona de especial interés porque es donde se espera que se produzca la transición del domino de la materia bariónica al de materia oscura. Muñoz, Kochanek & Keeton (2001, ApJ, 558, 657) presentaron una nueva familia de modelos de lente que permitió determinar el perfil de masa para la galaxia lente B1933+503, con un valor para el perfil radial compatible con isoterma (entre 1.6 y 2.0 a 1-sigma). Nos proponemos ahora aplicar este tipo de técnicas a una muestra representativa de lentes gravitatorias para así comprender la distribuciones de masa de la galaxias lente, tanto de materia oscura como de materia luminosa.  Las observaciones de satélites de galaxias elípticas aisladas descritas en el proyecto 1 pueden ser contrastadas con este método alternativo para determinar los perfiles de masa.


Enlaces a artículos nombrados

  • Hubble & Humason 1931  http://adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...43H
  • Penzias y Wilson 1965  http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419P
  • Dicke et al 1965 http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..414D
  •  Alpher, Bethe, Gamow 1948 http://adsabs.harvard.edu/abs/1948PhRv...73..803A
  • Burbidge et al 1957 http://adsabs.harvard.edu/abs/1957RvMP...29..547B
  • Ryle 1968 http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ARA%26A...6..249R
  •  Guth 1981 http://adsabs.harvard.edu/abs/1981PhRvD..23..347G
  • Davis et al 1985 http://adsabs.harvard.edu/abs/1985ApJ...292..371D
  • Freedman et al 2001 http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...553...47F
  • Riess et al 1998 http://adsabs.harvard.edu/abs/1998AJ....116.1009R
  • Perlmutter et al 1998 http://adsabs.harvard.edu/abs/1998Natur.391...51P