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Vacío (astronomía)

Estructura del universo
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 del universo ), que contienen muy pocas o ninguna galaxia . La mayoría de las galaxias no están ubicadas en vacíos, a pesar de su tamaño, debido a que la mayoría de las galaxias están unidas gravitacionalmente , creando enormes estructuras cósmicas conocidas como filamentos de galaxias . La evolución cosmológica de las regiones vacías difiere drásticamente de la evolución del Universo en su conjunto: hay una etapa larga 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 10 a 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 Kitt Peak . [2]

Se cree que los vacíos se formaron por oscilaciones acústicas bariónicas 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 eventualmente resultó en la estructura a gran escala similar a una espuma 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 del universo de baja densidad. [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 vacíos y las regiones más calientes se correlacionan con filamentos debido al corrimiento al rojo gravitacional . Como el efecto Sachs-Wolfe sólo es significativo si el universo está dominado por radiación o energía oscura , la existencia de vacíos es importante para proporcionar evidencia física de la energía oscura. [4] [5]

Estructura a gran escala

Un mapa de vacíos galácticos.

La estructura del Universo se puede dividir en componentes que pueden ayudar a describir las características de regiones individuales 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. Esto sirve como una definición de trabajo, aunque no existe una definición única acordada de lo que constituye un vacío. El valor de densidad de materia utilizado para describir la densidad media cósmica generalmente se basa en una relación del número de galaxias por unidad de volumen en lugar de la masa total de 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] permitiendo el primer mapeo tridimensional del universo. . Mediante estudios de corrimiento al rojo se calculó su profundidad a partir de los corrimientos al rojo individuales de las galaxias debido a la expansión del universo según la ley de Hubble . [12]

Línea de tiempo

Una cronología resumida de eventos 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 del universo a gran escala. 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 la materia oscura sugeridas por las galaxias. [29] La tercera clase está formada por aquellos buscadores que identifican estructuras dinámicamente utilizando puntos gravitacionalmente inestables en la distribución de la materia oscura. [30] Los tres métodos más populares a través del estudio de los vacíos cósmicos se enumeran a continuación:

Algoritmo del buscador de vacíos

Este método de primera clase utiliza cada galaxia de un catálogo como 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. [31] El Ad & Piran introdujeron este método en 1997 para permitir un método rápido y eficaz para estandarizar la catalogación de huecos. Una vez que se extraen las celdas esféricas de todos los datos de la estructura, cada celda se expande hasta que la densidad inferior vuelve a los valores promedio esperados de densidad de pared. [32] 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 el 10% en el cuerpo y aumenta rápidamente al 20% en el borde y luego al 100% en el paredes directamente fuera de los bordes. Las paredes restantes y las regiones vacías superpuestas se cuadriculan en, respectivamente, zonas distintas y entrelazadas de filamentos, grupos y vacíos casi vacíos. Cualquier superposición de más del 10% con vacíos ya conocidos se considera subregiones dentro de esos vacíos conocidos. Todos los huecos admitidos en el catálogo tenían un radio mínimo de 10 Mpc para garantizar que todos los huecos identificados no fueran catalogados accidentalmente debido a errores de muestreo. [31]

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 basándose en un borde contrastante de alta densidad con una cantidad muy baja de sesgo. [33] Neyrinck introdujo este algoritmo en 2008 con el propósito de introducir un método que no contuviera parámetros libres ni teselaciones de formas supuestas. 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, a menudo ha sido criticado por proporcionar a veces resultados vagamente definidos. Como no tiene parámetros libres, en su mayoría encuentra vacíos pequeños y triviales, aunque el algoritmo asigna una significación estadística a cada vacío que encuentra. Se puede aplicar un parámetro de significancia física para reducir el número de huecos triviales incluyendo una relación de densidad mínima a densidad promedio de al menos 1:5. Los subvacíos también se identifican mediante este proceso, lo que plantea preguntas más filosóficas sobre qué se considera un vacío. [34] Los buscadores de vacíos como VIDE [35] 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 llamativo 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 densidad media cósmica baja; un agujero en la distribución de las galaxias, define los vacíos como regiones en las que se escapa materia; que corresponde a la ecuación de estado de la energía oscura , w . Entonces se considera que los centros vacíos son la fuente máxima del campo de desplazamiento denotado como S ψ . Lavaux y Wandelt presentaron el propósito de este cambio en las definiciones 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 huecos y cómo evolucionan en la estructura a gran escala, lo que posteriormente conduce a la clasificación de tres tipos distintos de huecos. Estas tres clases morfológicas son vacíos verdaderos, vacíos tipo panqueque y vacíos de filamentos. Otra cualidad notable es que, aunque DIVA también contiene un sesgo de función de selección, tal como lo hacen los métodos de primera clase, DIVA está diseñado de manera que este sesgo pueda calibrarse con precisión, lo que lleva a resultados mucho más confiables. Existen múltiples deficiencias en este enfoque híbrido lagrangiano-euleriano. Un ejemplo es que los vacíos resultantes de este método son intrínsecamente diferentes de 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 restringir los modelos de evolución cosmológica . La Vía Láctea se encuentra en un vacío cósmico llamado KBC Void . [36] Algunas aplicaciones populares se mencionan en detalle a continuación.

Energía oscura

La existencia simultánea de los mayores vacíos y cúmulos de galaxias conocidos requiere alrededor del 70% de energía oscura en el universo actual, lo que coincide 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 en la forma de un vacío durante un período de tiempo puede usarse para limitar el modelo Λ CDM estándar, [37] [38] o refinar aún más la Quintaesencia + Materia Oscura Fría. ( QCDM ) y proporciona una ecuación de estado de energía oscura más precisa . [39] Además, la abundancia de vacíos es una forma prometedora de limitar la ecuación de estado de la energía oscura. [40] [41]

Neutrinos

Los neutrinos, debido a su masa muy pequeña y su interacción extremadamente débil con otra materia, entrarán y saldrán libremente de huecos que son más pequeños que el camino libre medio de los neutrinos. Esto tiene un efecto sobre el tamaño y la distribución de la profundidad de los vacíos, y se espera que en 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 vacíos con predicciones teóricas. [41]

Modelos de formación y evolución galáctica.

Un cubo de 43×43×43 megapársecs 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 deja claro cómo se contraen las regiones densas en materia bajo la fuerza gravitacional colectiva y al mismo tiempo ayuda 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 que es ligeramente diferente a la de otras regiones del universo. Esta combinación única respalda la imagen sesgada de formación de galaxias predicha en los modelos gaussianos adiabáticos de materia oscura fría. Este fenómeno brinda la oportunidad de modificar la correlación morfología-densidad que mantiene 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. [42] 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 estallido estelar de estrellas jóvenes y calientes en comparación con muestras de galaxias en las paredes. [43]

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 blazares que viajan a través de vacíos, que el espacio intergaláctico contiene un campo magnético de 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 línea temporal de la recombinación en el universo temprano. [44] [45]

Anomalías en anisotropías

Los puntos fríos en el fondo cósmico de microondas , como el punto frío WMAP encontrado por la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson , posiblemente podrían explicarse por un vacío cósmico extremadamente grande que tiene un radio de ~120 Mpc, siempre y cuando el efecto Sachs-Wolfe integrado tardío fue tenido en cuenta en la posible solución. Las anomalías en las pruebas de CMB ahora se explican potencialmente a través de la existencia de grandes vacíos ubicados en la línea de visión en la que se encuentran los puntos fríos. [46]

Detección del fondo cósmico de microondas del universo.
Proyección CMB del universo

Expansión

Aunque la energía oscura es actualmente la explicación más popular para la aceleración de 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 subdenso. Según esta teoría, un entorno así 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 del MDL han disminuido en gran medida, pero no se han abandonado por completo. [47]

Teorías gravitacionales

La abundancia de vacíos, particularmente cuando se combina con la abundancia de cúmulos de galaxias, es un método prometedor para pruebas precisas de desviaciones de la relatividad general a gran escala y en regiones de baja densidad. [48] ​​[49]

El interior de los vacíos a menudo parece 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 en las galaxias y la estructura locales cuando los parámetros cosmológicos tienen valores diferentes a los del universo exterior. Debido a la observación de que los vacíos más grandes permanecen predominantemente en un régimen lineal, y la mayoría de las estructuras internas exhiben simetría esférica en el entorno poco denso; es decir, la subdensidad conduce a interacciones gravitacionales entre partículas casi insignificantes que de otro modo ocurrirían en una región de densidad galáctica normal. Los modelos de prueba para detectar huecos se pueden realizar con muy alta precisión. Los parámetros cosmológicos que difieren en estos vacíos son Ω m , Ω Λ y H 0 . [50]

Ver también

Referencias

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