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Vacío (astronomía)

Estructura del Universo
Simulación de la distribución de la materia en una sección cúbica del universo. Las estructuras de fibras azules representan la materia (principalmente materia oscura ) y las regiones vacías intermedias representan los vacíos cósmicos.

Los vacíos cósmicos (también conocidos como espacio oscuro ) son vastos espacios entre filamentos (las estructuras de mayor escala en el universo ), que contienen muy pocas o ninguna galaxia . A pesar de su tamaño, la mayoría de las galaxias no se encuentran en vacíos. Esto se debe a que la mayoría de las galaxias están unidas gravitacionalmente entre sí, creando enormes estructuras cósmicas conocidas como filamentos galácticos . La evolución cosmológica de las regiones vacías difiere drásticamente de la evolución del Universo en su conjunto: hay una larga etapa en la que domina el término de curvatura , lo que impide la formación de cúmulos de galaxias y galaxias masivas. Por lo tanto, aunque incluso las regiones más vacías de vacíos contienen más de ~15% de la densidad de materia promedio del Universo, los vacíos parecen casi vacíos para un observador. [1]

Los vacíos suelen tener un diámetro de entre 10 y 100 megaparsecs (30 a 300 millones de años luz ); los vacíos particularmente grandes, definidos por la ausencia de supercúmulos ricos , a veces se denominan supervacíos . Fueron descubiertos por primera vez en 1978 en un estudio pionero realizado por Stephen Gregory y Laird A. Thompson en el Observatorio Nacional de Kitt Peak . [2]

Se cree que los vacíos se formaron por oscilaciones acústicas de bariones en el Big Bang , colapsos de masa seguidos de implosiones de la materia bariónica comprimida . A partir de anisotropías inicialmente pequeñas de fluctuaciones cuánticas en el universo primitivo, las anisotropías crecieron en escala con el tiempo. Las regiones de mayor densidad colapsaron más rápidamente bajo la gravedad, lo que finalmente resultó en la estructura de espuma a gran escala o "red cósmica" de vacíos y filamentos de galaxias que se ve hoy. Los vacíos ubicados en entornos de alta densidad son más pequeños que los vacíos situados en espacios de baja densidad del universo. [3]

Los vacíos parecen correlacionarse con la temperatura observada del fondo cósmico de microondas (CMB) debido al efecto Sachs-Wolfe . Las regiones más frías se correlacionan con los vacíos, y las regiones más calientes se correlacionan con los filamentos debido al desplazamiento al rojo gravitacional . Como el efecto Sachs-Wolfe solo es significativo si el universo está dominado por la radiación o la energía oscura , la existencia de vacíos es significativa para proporcionar evidencia física de la energía oscura. [4] [5]

Estructura a gran escala

Un mapa de los vacíos galácticos

La estructura del Universo se puede dividir en componentes que pueden ayudar a describir las características de las distintas regiones del cosmos. Estos son los principales componentes estructurales de la red cósmica:

Los vacíos tienen una densidad media inferior a una décima parte de la densidad media del universo. Esta es una definición práctica, aunque no existe una única definición consensuada de lo que constituye un vacío. El valor de densidad de materia utilizado para describir la densidad media cósmica suele basarse en una relación entre el número de galaxias por unidad de volumen, en lugar de la masa total de la materia contenida en una unidad de volumen. [9]

Descubrimiento

El estudio de los vacíos cósmicos dentro de la disciplina de la astrofísica comenzó a mediados de la década de 1970 cuando los estudios de corrimiento al rojo llevaron a dos equipos separados de astrofísicos en 1978 a identificar supercúmulos y vacíos en la distribución de galaxias y cúmulos de Abell . [10] [11] Los nuevos estudios de corrimiento al rojo revolucionaron el campo de la astronomía al agregar profundidad a los mapas bidimensionales de la estructura cosmológica, que a menudo estaban densamente empaquetados y superpuestos, [7] lo que permitió el primer mapeo tridimensional del universo. A través de los estudios de corrimiento al rojo, su profundidad se calculó a partir de los corrimientos al rojo individuales de las galaxias debido a la expansión del universo de acuerdo con la ley de Hubble . [12]

Cronología

Una cronología resumida de los acontecimientos importantes en el campo de los vacíos cósmicos desde sus inicios hasta tiempos recientes es la siguiente:

Métodos para encontrar

Existen varias formas de encontrar vacíos con los resultados de estudios a gran escala del universo. De los muchos algoritmos diferentes, prácticamente todos caen en una de tres categorías generales. [27] La ​​primera clase consiste en buscadores de vacíos que intentan encontrar regiones vacías del espacio basándose en la densidad de galaxias locales. [28] La segunda clase son aquellos que intentan encontrar vacíos a través de las estructuras geométricas en la distribución de materia oscura tal como lo sugieren las galaxias. [29] La tercera clase está formada por aquellos buscadores que identifican estructuras dinámicamente utilizando puntos gravitacionalmente inestables en la distribución de materia oscura. [30] Los tres métodos más populares a través del estudio de vacíos cósmicos se enumeran a continuación:

Algoritmo VoidFinder

Este método de primera clase utiliza cada galaxia en un catálogo como su objetivo y luego utiliza la aproximación del vecino más cercano para calcular la densidad cósmica en la región contenida en un radio esférico determinado por la distancia a la tercera galaxia más cercana. [8] El Ad y Piran introdujeron este método en 1997 para permitir un método rápido y eficaz para estandarizar la catalogación de vacíos. Una vez que las celdas esféricas se extraen de todos los datos de estructura, cada celda se expande hasta que la subdensidad regresa a los valores promedio esperados de densidad de pared. [31] Una de las características útiles de las regiones vacías es que sus límites son muy distintos y definidos, con una densidad media cósmica que comienza en 10% en el cuerpo y aumenta rápidamente al 20% en el borde y luego al 100% en las paredes directamente fuera de los bordes. Las paredes restantes y las regiones vacías superpuestas luego se cuadriculan en, respectivamente, zonas distintas y entrelazadas de filamentos, cúmulos y vacíos casi vacíos. Cualquier superposición de más del 10% con huecos ya conocidos se considera subregiones dentro de esos huecos conocidos. Todos los huecos admitidos en el catálogo tenían un radio mínimo de 10 Mpc para asegurar que todos los huecos identificados no fueran catalogados accidentalmente debido a errores de muestreo. [8]

Algoritmo de zona limítrofe con el vacío (ZOBOV)

Este algoritmo particular de segunda clase utiliza una técnica de teselación de Voronoi y partículas de borde simuladas para categorizar regiones basadas en un borde contrastante de alta densidad con una cantidad muy baja de sesgo. [32] Neyrinck introdujo este algoritmo en 2008 con el propósito de introducir un método que no contenía parámetros libres o teselaciones de forma presunta. Por lo tanto, esta técnica puede crear regiones vacías con formas y tamaños más precisos. Aunque este algoritmo tiene algunas ventajas en forma y tamaño, ha sido criticado a menudo por proporcionar a veces resultados definidos de forma imprecisa. Dado que no tiene parámetros libres, encuentra principalmente vacíos pequeños y triviales, aunque el algoritmo asigna una significancia estadística a cada vacío que encuentra. Se puede aplicar un parámetro de significancia física para reducir la cantidad de vacíos triviales al incluir una relación de densidad mínima a densidad promedio de al menos 1:5. Los subvacíos también se identifican utilizando este proceso, lo que plantea preguntas más filosóficas sobre qué se califica como vacío. [33] Los buscadores de vacíos como VIDE [34] se basan en ZOBOV.

Algoritmo de análisis dinámico de vacíos (DIVA)

Este método de tercera clase es drásticamente diferente de los dos algoritmos anteriores enumerados. El aspecto más sorprendente es que requiere una definición diferente de lo que significa ser un vacío. En lugar de la noción general de que un vacío es una región del espacio con una baja densidad media cósmica; un agujero en la distribución de galaxias, define los vacíos como regiones en las que la materia se escapa; lo que corresponde a la ecuación de estado de energía oscura , w . Los centros de vacío se consideran entonces como la fuente máxima del campo de desplazamiento denotado como S ψ . El propósito de este cambio en las definiciones fue presentado por Lavaux y Wandelt en 2009 como una forma de producir vacíos cósmicos de modo que se puedan realizar cálculos analíticos exactos sobre sus propiedades dinámicas y geométricas. Esto permite a DIVA explorar en profundidad la elipticidad de los vacíos y cómo evolucionan en la estructura a gran escala, lo que posteriormente conduce a la clasificación de tres tipos distintos de vacíos. Estas tres clases morfológicas son vacíos verdaderos, vacíos de panqueque y vacíos de filamento. Otra cualidad notable es que, si bien DIVA también contiene un sesgo de función de selección, al igual que los métodos de primera clase, DIVA está diseñado de tal manera que este sesgo se puede calibrar con precisión, lo que conduce a resultados mucho más confiables. Existen múltiples deficiencias de este enfoque híbrido lagrangiano-euleriano. Un ejemplo es que los vacíos resultantes de este método son intrínsecamente diferentes a los encontrados por otros métodos, lo que hace que una comparación que incluya todos los puntos de datos entre los resultados de diferentes algoritmos sea muy difícil. [27]

Significado

Los vacíos han contribuido significativamente a la comprensión moderna del cosmos, con aplicaciones que van desde arrojar luz sobre la comprensión actual de la energía oscura hasta refinar y limitar los modelos de evolución cosmológica . La Vía Láctea se encuentra en un vacío cósmico llamado Vacío KBC . [35] Algunas aplicaciones populares se mencionan en detalle a continuación.

Energía oscura

La existencia simultánea de los mayores vacíos y cúmulos de galaxias conocidos requiere aproximadamente un 70% de energía oscura en el universo actual, de acuerdo con los últimos datos del fondo cósmico de microondas. [5] Los vacíos actúan como burbujas en el universo que son sensibles a los cambios cosmológicos de fondo. Esto significa que la evolución de la forma de un vacío es en parte el resultado de la expansión del universo. Dado que se cree que esta aceleración es causada por la energía oscura, el estudio de los cambios de la forma de un vacío durante un período de tiempo se puede utilizar para restringir el modelo estándar Λ CDM , [36] [37] o refinar aún más el modelo Quintessence + Cold Dark Matter ( QCDM ) y proporcionar una ecuación de estado de energía oscura más precisa . [38] Además, la abundancia de vacíos es una forma prometedora de restringir la ecuación de estado de energía oscura. [39] [40]

Neutrinos

Los neutrinos, debido a su masa muy pequeña y a su interacción extremadamente débil con otra materia, entrarán y saldrán libremente de los huecos que sean más pequeños que la trayectoria libre media de los neutrinos. Esto tiene un efecto en la distribución del tamaño y la profundidad de los huecos, y se espera que, con futuros estudios astronómicos (por ejemplo, el satélite Euclid ), sea posible medir la suma de las masas de todas las especies de neutrinos comparando las propiedades estadísticas de las muestras de huecos con las predicciones teóricas. [40]

Modelos de formación y evolución galáctica

Un cubo de 43×43×43 megaparsecs muestra la evolución de la estructura a gran escala durante un período logarítmico que comienza con un corrimiento al rojo de 30 y termina con un corrimiento al rojo de 0. El modelo permite ver claramente cómo las regiones con mayor densidad de materia se contraen bajo la fuerza gravitacional colectiva, al mismo tiempo que ayudan a la expansión de los vacíos cósmicos a medida que la materia huye hacia las paredes y los filamentos.

Los vacíos cósmicos contienen una mezcla de galaxias y materia ligeramente diferente a la de otras regiones del universo. Esta mezcla única respalda la imagen sesgada de la formación de galaxias predicha en los modelos adiabáticos gaussianos de materia oscura fría. Este fenómeno brinda una oportunidad para modificar la correlación morfología-densidad que presenta discrepancias con estos vacíos. Observaciones como la correlación morfología-densidad pueden ayudar a descubrir nuevas facetas sobre cómo se forman y evolucionan las galaxias a gran escala. [41] A una escala más local, las galaxias que residen en vacíos tienen propiedades morfológicas y espectrales diferentes a las que se encuentran en las paredes. Una característica que se ha encontrado es que se ha demostrado que los vacíos contienen una fracción significativamente mayor de galaxias con brotes de formación estelar de estrellas jóvenes y calientes en comparación con muestras de galaxias en paredes. [42]

Los vacíos ofrecen oportunidades para estudiar la fuerza de los campos magnéticos intergalácticos. Por ejemplo, un estudio de 2015 concluyó, basándose en la desviación de las emisiones de rayos gamma de los blázares que viajan a través de los vacíos, que el espacio intergaláctico contiene un campo magnético de una fuerza de al menos 10 -17 G. La estructura magnética específica a gran escala del universo sugiere una "magnetogénesis" primordial, que a su vez podría haber desempeñado un papel en la formación de campos magnéticos dentro de las galaxias, y también podría cambiar las estimaciones de la cronología de la recombinación en el universo primitivo. [43] [44]

Anomalías en las anisotropías

Los puntos fríos en el fondo cósmico de microondas , como el punto frío WMAP descubierto por la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson , podrían posiblemente explicarse por un vacío cósmico extremadamente grande que tiene un radio de ~120 Mpc, siempre que se tenga en cuenta el efecto Sachs-Wolfe integrado tardío en la posible solución. Las anomalías en las proyecciones del fondo cósmico de microondas se están explicando potencialmente ahora a través de la existencia de grandes vacíos ubicados a lo largo de la línea de visión en la que se encuentran los puntos fríos. [45]

Proyección de la luz de fondo cósmico de microondas del Universo.
Proyección del universo por CMB

Expansión

Aunque la energía oscura es actualmente la explicación más popular para la aceleración en la expansión del universo , otra teoría profundiza en la posibilidad de que nuestra galaxia sea parte de un vacío cósmico muy grande y no tan poco denso. Según esta teoría, un entorno de este tipo podría conducir ingenuamente a la demanda de energía oscura para resolver el problema con la aceleración observada. A medida que se han publicado más datos sobre este tema, las posibilidades de que sea una solución realista en lugar de la interpretación actual de Λ CDM se han reducido en gran medida, pero no se han abandonado por completo. [46]

Teorías gravitacionales

La abundancia de vacíos, particularmente cuando se combina con la abundancia de cúmulos de galaxias, es un método prometedor para pruebas de precisión de desviaciones de la relatividad general en grandes escalas y en regiones de baja densidad. [47] [48]

Los interiores de los vacíos a menudo parecen adherirse a parámetros cosmológicos que difieren de los del universo conocido [ cita requerida ] . Es debido a esta característica única que los vacíos cósmicos son laboratorios útiles para estudiar los efectos que la agrupación gravitacional y las tasas de crecimiento tienen sobre las galaxias locales y la estructura cuando los parámetros cosmológicos tienen valores diferentes de los del universo exterior. Debido a la observación de que los vacíos más grandes permanecen predominantemente en un régimen lineal, con la mayoría de las estructuras dentro exhibiendo simetría esférica en el entorno subdenso; es decir, la subdensidad conduce a interacciones gravitacionales partícula-partícula casi insignificantes que de otro modo ocurrirían en una región de densidad galáctica normal. Los modelos de prueba para vacíos se pueden realizar con muy alta precisión. Los parámetros cosmológicos que difieren en estos vacíos son Ω m , Ω Λ y H 0 . [49]

Véase también

Referencias

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