La supernova Type Ia ha interpretado hasta hoy el rol más crítico en demostrar la existencia de la aceleración cósmica y la medición de su evolución. De las técnicas utilizadas hasta el momento, esta es la mejor entendida desde un punto de vista práctico. La precisión estadística del método es alta, ya que cada supernova bien observada produce una estimación de distancia con una incertidumbre alrededor del 10%. Las incertidumbres sistemáticas claves son correcciones por la extinción de polvo, la precisión de las calibraciones fotométricas a través un amplio rango de desplazamiento al rojo, y la posible evolución cósmica de la población de supernovas.

Las técnica BAO mide D(z) y H(z) utilizando una escala impresa por ondas de presión en la pre-recombinación del Universo como una regla estándar. Esta escala (≈ 150 Mpc) puede ser calculada con precisión utilizando parámetros que son determinados con las observaciones del CMB y puede ser medido en los cúmulos de galaxias, cuásares, el boque Lyman- α o la emisión de 21 cm. El límite estadístico definitivo para las mediciones de BAO está configurado en la varianza cósmica, por ejemplo, por el volumen finito del Universo observable. Para una inspección de un volumen similar en el rango del desplazamiento al rojo, una inspección estereoscópica (Con errores de desplazamiento al rojo más pequeños que la velocidad típica peculiar de la galaxia) proporciona una precisión varias veces superior que una inspección fotométrica y permite la determinación por separado de D(z) y H(z), mientras una inspección fotométrica reditúa solo el anterior. Las inspecciones fotométricas grandes podrían ‘cosechar’ mediciones del BAO como un producto, pero las inspecciones estereoscópicas necesitarán guarecerse bajo la energía de la técnica BAO. Existen ciertas incertidumbres sistemáticas posibles de las tendencias no lineales de las galaxias (U otras trazas utilizadas), pero al teoría actual sugiere que los errores sistemáticos en la técnica BAO serán más pequeños que los errores estadísticos, aún para los experimentos que se enfoquen en el límite de varianza cósmica.

Esta técnica depende de cuan amplios son los cúmulos de materia, por lo tanto G(z) y la relación de distancia-desplazamiento al rojo D(z). La información obtenida del lente débil puede ser analizada por múltiples métodos estadísticos, incluyendo el espectro de energía de cortes cósmicos en compartimientos de desplazamiento al rojo fotométrico (También conocidos como tomografía), mediciones de orden más altos tales como la función de correlación de tres puntos y la lente galaxia-galaxia. Estos múltiples análisis pueden usarse para incrementar la precisión estadística en su totalidad, para llevar a cabo chequeos de consistencia internos para errores sistemáticos, y para romper degeneraciones entre los parámetros cosmológicos. Las incertidumbres sistemáticas clave para esta técnica son: la precisión de las mediciones de corte en sí mismas, alineaciones intrínsecas de las galaxias (las cuales pueden imitar los cortes cósmicos), la influencia de los bariones en las predicciones teóricas de pequeña escala y errores en la distribución del desplazamiento al rojo fotométrico. Los errores estadísticos dependen principalmente del número total de galaxias con formas ya medidas.

Las mediciones de la abundancia de cúmulos galácticos como una función del desplazamiento al rojo son sensibles a G(z), el cual gobierna la evolución de la función de masa, y a D(z), el cual determina el elemento volumen. En principio, la inspección de cúmulos puede alcanzar alta sensibilidad estadística. El reto clave es el promedio de la relación entre los cúmulos observables y la masa del halo que debe conocerse con alta precisión, y la dispersión y evolución del desplazamiento al rojo de esas variaciones también debe conocerse, con una precisión moderada. Uno puede ajustar esas relaciones al conteo del cúmulo por sí mismo, pero reduce la precisión estadística de las mediciones de los parámetros cosmológicos. Los Rayos-X, Sunyaev-Zel’dovich (SZ) y la selección óptica de galaxias son los enfoques viables para ensamblar catálogos de cúmulos. En la actualidad, la técnica de lente débil es la única observable cuyos fundamentos físicos son entendibles lo suficiente para alcanzar el nivel sub-porcentual de calibración de masa requerido. Mientras las mediciones de lente débil sean ‘ruidosas’ para cualquier cúmulo individual, pueden medir con precisión el perfil de la masa promedio de los cúmulos contenidos en cantidades observables.

Estos cuatro métodos son más poderosos en conjunto que aislados. Comparando los dos métodos de distancia pura, el Supernova puede alcanzar una precisión estadística más alta que el BAO a z<0.7, y el control de los errores sistemáticos en las mediciones de Supernova son más fáciles a bajo desplazamiento al rojo. Las inspecciones BAO son más efectivas a un alto desplazamiento al rojo porque hay más volumen disponible y porque H(z) es más sensible a la energía oscura que D(z). A pesar de que los efectos dinámicos de la energía oscura son más pequeños en el alto desplazamiento al rojo, la sensibilidad de una varianza cósmica, limita la inspección BAO a la energía oscura (Más precisamente, a la constante cosmológica) es más o menos plana en el rango de desplazamiento al rojo 0.5 < z < 2.5. Las mediciones BAO del alto desplazamiento al rojo también producen unas condiciones precisas de la curvatura, rompiendo degeneraciones entre las mediciones de bajo desplazamiento al rojo.

El lente débil y la inspección de cúmulos proporciona mediciones independientes de D(z) y las restricciones G(z) necesarias para evaluar los modelos de gravedad modificada. La inspección de galaxias de desplazamiento al rojo diseñadas para estudios del BAO pueden también medir el G(z) a través de las distorsiones del espacio-desplazamiento al rojo, la aparente anisotropía de la estructura inducida por las velocidades peculiares de la galaxia. El reciente trabajo teórico sugiere que la distorsión espacio-desplazamiento al rojo puede ser competitiva con las mediciones del lente débil de estructuras en crecimiento, pero las incertidumbres sistemáticas de este método aún no han sido exploradas.

Atsushi Taruya, Takahiro Nischimichi, Shun Saito.

Martin White

Sofia Sivertsson

Dipak Munshi & Yun Wang

Shaun A. Thomas, Filipe B. Abdalla, Jochen Weller

Jonathan Benjamin et al.

Matthias Bartelmann & Peter Schneider

Website

James Robinson & Jonathan E. Baker

Daniel R. Wik et al.

Pedro TP Viana

La aceleración cósmica es ampliamente considerada como el rompecabezas más profundo de la física fundamental actual. Aún las explicaciones exóticas más pequeñas implican un nuevo componente (enérgicamente dominante) del Universo con propiedades físicas extraordinarias. Propuestas alternativas incluyen una ruptura de la relatividad general en escalas cosmológicas, quizá vinculadas a dimensiones extra o a manifestaciones de baja energía de gravedad cuántica. Mientras las mediciones de la relación distancia-desplazamiento al rojo usando la Supernova Type Ia proporcionan la evidencia más directa de la aceleración cósmica, hay ahora múltiples líneas de evidencia de soporte, incluyendo las mediciones de las fluctuaciones de la CMB, el efecto integrado Sachs-Wolfe, la constante de Hubble, Oscilaciones Bariónicas Acústicas (BAO, Baryon Acoustic Oscillations) y el rango de crecimiento de estructuras basado en las observaciones con rayos X. La aceleración cósmica es una asombrosa pero aceptada pieza de la cosmología moderna. Las dos preguntas principales en este campo son:

Los cosmólogos describen la evolución de la energía oscura en términos del parámetro de su ecuación de estado, w=P/(ρc2), donde P y ρ son la presión y la densidad energética, respectivamente. Las escalas de la densidad energética con un desplazamiento al rojo como ρDE(z) = ρDE,0 X Exp[3∫(1+w(z)) dln(1+z)]. La energía de vacío, es el más simple y, podría decirse, modelo mejor motivado para energía oscura, es constante con el tiempo, así que para este modelo w = -1 para todas las z. Formas alternativas de energía oscura tienen diferentes valores de w(z).

La principal línea de ataque para hacer frente a estas cuestiones es el mejoramiento e las mediciones del parámetro de Hubble H(z), la relación distancia-desplazamiento al rojo D(z) y la función de crecimiento G(z) que describe la fuerza de los grupos de materia. En un Universo espacialmente plano, H2(z) es proporcional a la densidad energética total (La suma de la materia, radiación y energía oscura) y D(z) es dada por una integral de H-1(z). La relatividad general predice una relación específica entre H(z) y G(z); los modelos de gravedad modificada pueden alterar esta relación o pueden hacer a G(z) dependiente en escala espacial. En la actualidad, la relación D(z) es medida con una precisión de aproximadamente el 5% en z ≤ 0.8, con restricciones más débiles en altos desplazamientos al rojo. La función G(z) es conocida cerca del 5% en bajo desplazamiento al rojo, mientras las restricciones directas en el rango de crecimiento dlnG(z)/dz son ~ 25%. La información actual es consistente con la relatividad general y w = -1 ± 0.2 (Con el valor central exacto y un error estimado dependiendo de los datos adoptados y la evaluación de las incertidumbres sistemáticas). Las observaciones propuestas podrían alcanzar de modo realista 1 – 2 ordenes de magnitud en la mejora de la precisión en w, y mediciones significativas de su historia de desplazamiento al rojo resulta no ser una constante.