Cuando miramos al universo en la escala del megaparsec (unos 3.260.000 años luz) nos enfrentamos a que no es más que un conjunto de “puntos”.
Estos puntos son las galaxias.
Mirando detenidamente nos damos cuenta de que las galaxias no están distribuidas “homogeneamente”.
Se organizan en una distribución filamentosa con la presencia de grandes vacíos.
Esto, que se conoce como la estructura a gran escala del universo, es un fiel reflejo de tal y como era el mismo en su más tierna infancia.
En esta entrada haremos una discusión acerca de lo que sabemos sobre esta estructura, sobre las modelizaciones que hemos realizado y sobre su relación con los primeros instantes de este nuestro universo.
Homogéneo, pero no tanto
Nuestro universo, en una escala suficientemente grande, es homogéneo e isótropo.
Ese es el enunciado del conocido principio cosmológico y nos indica que cuando miramos al universo en escalas del orden de centenares de megaparsecs la distribución de materia es aproximadamente la misma en todos los puntos independientemente de la dirección.
Este hecho se ve refrendado por multitud de observaciones cosmológicas, la más importante de ellas es la radiación cósmica de fondo.
Por otro lado, lo que vemos es que si el universo ha sido homogéneo durante toda su evolución no habría forma de haber generado las estructuras que vemos. Una homogeneidad perfecta no permitiría la aparición de galaxias.
En una situación completamente homogenea todos los puntos estarían sometidos a la misma atracción por parte del resto de la materia de forma que no habría forma de generar cuerpos como los que vemos.
Afortunadamente para nosotros la cuántica viene en nuestra ayuda. Inicialmente en el universo teníamos una serie de campos cuánticos.
Dado que no es posible, por el principio de indeterminación, conocer la energía exacta del campo en cada instante de tiempo dichos campos estaban fluctuando.
De hecho, después de la etapa de expansión rápida que se supone que sufrió nuestro universo, la inflación, esas fluctuaciones aumentaron con la inflación.
Al tener pequeñas (minúsculas) diferencias de la densidad y pequeñas diferencias en las velocidades de esas fluctuaciones, los puntos más densos fueron capaces de ir atrayendo más y más materia generando las estructuras que hoy vemos.
Esto también es responsable de las diferencias de temperatura en la radiación cósmica de fondo.
Las fluctuaciones cuánticas iniciales se pueden “ver” hoy día en las diferencias de temperaturas de la radiación cósmica de fondo y en la estructura a gran escala del universo.
Una estructura jerarquizada
Cuando miramos al universo en busca de sus estructuras vemos que su apariencia va cambiando conforme aumentamos la escala a la que lo estamos observando. Lo que se ha visto hasta la fecha es:
- Conforme aumentamos la escala de observación la densidad va disminuyendo.
- Conforme aumentamos la escala de observación la estructura tiene una dimensión efectiva mayor.
Poster de la simulación Millenium del Max Planck. Se muestra la estructura a distintas escalas de observación dadas en megaparsecs.
En la imagen vemos como a 5Mpch tenemos clusters de galaxias.
Conforme vamos aumentando la escala nos vamos encontrando con una estructura filamentosa, con los claster formando dichos filamentos y espacios vacíos. Y si aumentamos mucho más la escala hasta los 100Mpch practicamente la densidad es homogénea y, efectivamente, menor.
Esto es lo que se conoce como una estructura jerarquizada según la escala de observación.
Los datos
Hoy día se disponen de diversas técnicas observacionales que nos permiten estudiar las galaxias y su distribución.
Uno de los estudios más completos es el Sloan Digital Sky Survey (SDSS):
Estructura a gran escala vista desde el hemisferio norte proporcionada por el SDSS tomada en un ángulo de 2.5 grados. Se muestra su corrimiento al rojo.
Con los datos obtenidos en estas observaciones podemos estimar la estructura a gran escala del universo que observamos.
Esto es muy importante por lo siguiente.
La estructura a gran escala viene determinada por lo siguiente:
- La existencia de fluctuaciones en densidades y velocidades en los primeros instantes del universo.
- El valor de los parámetros cosmológicos en la actualidad.
- La presencia de materia y energía oscura influyen en la estructura.
Por lo tanto, si tenemos modelos teóricos sobre estas cosas lo lógico es hacer simulaciones basadas en dichos modelos y ver si eso da lugar a una estructura a gran escala comparable a la que de verdad observamos en el universo.
Modelos
Supongamos que tenemos un modelo de evolución del universo con materia oscura y energía oscura.
Dicho modelo nos tiene que decir cómo eran las fluctuaciones primordiales en los primeros instantes del universo y como ha evolucionado el mismo para dar lugar a la estructura que vemos ahora.a mejor simulación de la que disponemos en este momento es el Millenium realizado en el Max Planck.
Este trabajo se realiza con 10 billones (americanos) de partículas y la longitud de la caja donde se simula tiene 2 billones de años luz.
El resultado es espectacular y servirá para comparar con los datos observacionales que se vayan obteniendo en un futuro próximo.
Les dejo con el video de la simulación y la página web del proyecto Millenium:
Recapitulando
La estructura a gran escala del universo contiene muchos secretos todavía por desvelar tanto del futuro como del pasado.
Lo que de verdad me resulta de vértigo es que esa estructura que vemos hoy tiene su origen en fluctuaciones cuánticas de los constituyentes elementales del universo poco después de nacer.
Se podrá decir muchas cosas del universo pero no que no tienen buena memoria.
Nos seguimos leyendo…
