Ballet de galaxias

En el centro informático Garching, cerca de Munich, el Instituto Max Planck tiene una supercomputadora de alta potencia a través de la cual los astrofísicos han realizado la mayor simulación de cosmología digital. Esta simulación ilustra la formación de las estructuras del Universo y su evolución. También es una visión del cosmos en su conjunto, porque debido a la finitud de la velocidad de la luz, los objetos distantes se perciben como todos más jóvenes ya que son distantes. Por lo tanto, esta mirada en el espacio, que es similar a un viaje en el pasado, muestra directamente las diferentes fases de desarrollo del Universo.

Aquí hay más de 13 mil millones de años, la cuestión del cosmos se distribuyó de manera casi uniforme. El progreso, durante miles de millones de años, la gravitación ha esculpido el Universo y le ha dado la estructura que observamos hoy: nubes de gas, galaxias enanas, galaxias espirales, galaxias espirales barradas, galaxias irregulares y galaxias elípticas, grupos de galaxias y cúmulos. Los cálculos numéricos dan fe de la formación jerárquica de estructuras: las estructuras más grandes se forman fusionando las más pequeñas.

Al comparar un área del cielo obtenida mediante estudios de distancia, como la encuesta 2dF resultante de una colaboración internacional y que indica las posiciones y la distancia de 100,000 galaxias, y el área correspondiente obtenida usando una simulación digital, la concordancia es tal que es difícil distinguir a primera vista la imagen real y la simulación (ver Figura 3). Por lo tanto, las simulaciones digitales son hoy una herramienta preciosa del cosmólogo. Estas simulaciones se rigen por la gravitación, el motor de los movimientos materiales en el Universo. Examinemos cómo las simulaciones autorizan hoy el seguimiento de la evolución del Universo, desde el Big Bang hasta la actualidad, estructurado en galaxias.

Visión sobre el pasado

La encuesta de galaxias 2dF revela la estructura del Universo hasta una distancia ligeramente mayor de tres mil millones de años luz, es decir, se remonta a tres mil millones de años en el pasado. La imagen dada por el telescopio espacial Hubble en 1995, el «campo profundo de la Hubble», ofrece una visión aún más penetrante del cosmos: apuntando el telescopio durante diez días en la misma área del cielo, Los astrónomos han detectado los raros fotones emitidos por las galaxias, Hace diez mil millones de años. El campo profundo del Hubble es, por lo tanto, un cono cósmico estrecho cuya historia temporal se extiende entre el diez por ciento de la edad del Universo y hoy. Al estudiar las galaxias más antiguas que aparecen en este campo, los astrónomos han demostrado que son muy diferentes de las galaxias actuales: mucho más pequeñas, estas galaxias primitivas tienen formas irregulares y las estrellas se forman allí rápidamente.

El trabajo de los cosmólogos tiene como objetivo responder preguntas como: por qué está estructurado el Universo, por qué las galaxias no se distribuyen uniformemente en el cielo, sino que a veces se agrupan en grupos gigantes o por qué las primeras galaxias son tan diferentes de las galaxias actuales, y qué fue de estas primeras galaxias? Las simulaciones numéricas ayudan a responder estas preguntas. Permiten desarrollar un modelo que describa el máximo de fenómenos. Este modelo, lo más simple posible, debe basarse en los cuatro principios generales que encontraron el modelo cosmológico estándar.

El primero de estos principios es la hipótesis del Big Bang. Edwin Hubble causó sensación en 1929 cuando estableció que una galaxia tiene una velocidad de vuelo más alta ya que es distante. Si uno retrocede en el pensamiento en el tiempo, lo que Georges Lemaître hizo por primera vez en 1935, la densidad de la materia, en un momento muy remoto en el pasado, tenía que ser muy alta, hasta un punto apenas concebible. Según nuestra concepción actual, es a partir de este estado de densidad y temperatura «infinito» que el Universo comenzó su expansión. En casi tres minutos, se enfría tanto que se formaron los nucleones (protones y neutrones, los componentes de los núcleos), luego los núcleos de los elementos ligeros, principalmente hidrógeno y helio.

Después de otros 300,000 años de expansión, los núcleos capturaron definitivamente sus electrones: se formaron los átomos. La luz y otras formas de radiación electromagnética podrían extenderse casi sin obstáculos. En ese momento, la materia se distribuía casi de manera uniforme en el Universo.

Al movimiento general de distancia de las galaxias que Hubble había establecido, se agrega un movimiento limpio que resulta de las interacciones gravitacionales entre las galaxias cercanas. Por lo tanto, una galaxia cercana como Andrómeda, ubicada a solo dos millones de años luz de distancia, se nos acerca y colisionará con la Vía Láctea en unos pocos miles de millones de años. El hecho de que todas las galaxias parezcan en promedio alejarse de la Vía Láctea sugeriría que nuestra galaxia ocupa una posición central del Universo, pero esta visión es engañosa y no hay una galaxia privilegiada: esté donde esté en el Universo, Todas las galaxias parecen alejarse de la misma manera. Ningún punto en el Universo se destaca de otro, en otras palabras, el Universo es similar desde todos los puntos de vista.

El segundo principio fundamental del modelo cosmológico estándar es la homogeneidad espacial de la distribución de material. Por lo tanto, se supone que a escala espacial mayor de 30 millones de años luz, el Universo es homogéneo. En escalas inferiores, el material está estructurado. Este segundo principio fue notablemente confirmado por la detección del fondo cósmico de microondas en 1965 por Arno Penzias y Robert Wilson, la famosa radiación fósil que marca el momento en que el Universo se hizo transparente en el momento de la recombinación. Al principio, el Universo primordial era cálido y brillante, pero opaco: los fotones estaban difundidos por los electrones libres del Universo entonces muy denso. Unos 300,000 años después del Big Bang, el momento de la recombinación, el Universo se volvió transparente y la radiación finalmente pudo escapar. Esta radiación, la luz residual de recombinación, perdió energía durante la expansión, por lo que su temperatura actual es de solo 2.726 Kelvin (p. Ej. –270,474 ° C). Las mediciones, en particular las del satélite cobe publicado en 1993, mostraron que esta radiación es idéntica, a una décima de porcentaje, sea cual sea su origen en el cielo. Esta isotropía de fondo difusa es la prueba más significativa de la teoría del Big Bang y del principio de homogeneidad espacial.

El tercer pilar del modelo cosmológico estándar es la hipótesis de que la teoría de la relatividad general de Einstein describe correctamente la gravitación y la geometría del espacio-tiempo. Hasta hoy, esta teoría ha resistido todas las pruebas, incluso si hay verificaciones adicionales en curso (ver La universalidad de la caída libre, por Serge Reynaud, en este archivo).

El cálculo de la formación de elementos ligeros (hidrógeno, deuterio, helio, litio, berilio y boro) unos momentos después del Big Bang da tan buena cuenta de los contenidos observados hoy que los astrofísicos consideran estas predicciones como el cuarto pilar del modelo estándar. Los cálculos de nucleosíntesis primordiales conducen a uno de los resultados más sorprendentes de la astrofísica moderna: al determinar la cantidad de material formado durante el Big Bang, estos cálculos muestran que este último es solo una pequeña parte del total material del Universo. Casi el 90 por ciento del material del Universo, revelado por sus efectos gravitacionales, no es materia ordinaria: es materia exótica que sigue siendo desconocida. Esta materia oscura o negra, descrita como no bariónica por los astrofísicos, porque no consiste en bariones (como protones y neutrones de materia ordinaria), se busca con entusiasmo, sin resultados convincentes por el momento.

Un modelo cosmológico se define mediante la elección de parámetros libres en el modelo estándar. El destino del Universo está directamente relacionado con estos parámetros.

Si durante mucho tiempo hemos admitido que el Universo se está expandiendo, recientemente hemos sabido cuál será su resultado: la expansión continuará indefinidamente. Además, el análisis de la luz de las supernovas distantes reveló que esta expansión se está acelerando. En otras palabras, la constante cosmológica introducida inicialmente por Einstein debe ser positiva. Esto es equivalente al hecho, por decir lo menos sorprendente, de que el vacío tiene una densidad de energía positiva, una especie de fuerza repelente que se opone a la gravedad general, pero cuyo origen sigue siendo desconocido. Por lo tanto, con la búsqueda de la expansión, el destino final del Universo será un mundo frío, poblado por estrellas muertas, agujeros negros, gas frío y probablemente también materia oscura.

Hase después del Big Bang

Volver a la radiación fósil. Como hemos recordado, este fondo difuso cosmológico es uniforme en todas las direcciones del cielo, con la excepción de pequeñas fluctuaciones de temperatura. En otras palabras, tiene una temperatura constante de 2.726 Kelvin en todas partes, con pequeñas variaciones en torno a este valor. ¿De dónde vienen estas variaciones?? Como a menudo, los secretos más grandes están ocultos en los detalles más pequeños.

La causa principal de las fluctuaciones resulta del propio movimiento de la Tierra en relación con la expansión general del Universo, el movimiento debido a la influencia gravitacional mutua del Sol, la Vía Láctea y las galaxias cercanas. Cuando se sustrae este efecto dinámico, las fluctuaciones de temperatura restantes son solo una milésima parte del porcentaje. Por lo tanto, esta fotografía que refleja el Universo como lo fue hace 15 mil millones de años, 300,000 años después del Big Bang, por lo tanto, muestra que la temperatura, o lo que es equivalente, la densidad de la materia, era casi uniforme . Sin embargo, son las pequeñas fluctuaciones de densidad residual las que han creado las estructuras que vemos hoy: las áreas ligeramente más densas han servido como gérmenes alrededor de los cuales se ha atraído la materia circundante; inicialmente pequeñas variaciones se han intensificado hasta hoy.

Estas variaciones alrededor del valor promedio de densidad, fuentes de las estructuras del Universo tal como lo conocemos, vendrían de fluctuaciones cuánticas. De acuerdo con el principio de indeterminación de Heisenberg, estas fluctuaciones ocurrieron 10-34 segundos después del Big Bang. Inicialmente confinado a pequeñas escalas, estas fluctuaciones habrían aumentado repentinamente durante una fase de expansión exponencial del Universo: la inflación. La inflación es una posible solución a las ecuaciones de Einstein, que Alain Guth no consideró seriamente hasta la década de 1981, cuando entendió que podía resolver muchos de los problemas del modelo estándar de Big Bang.

Diferentes programas tienen como objetivo medir con precisión las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas. Entre ellos, el boomerang de globo estratosférico proporcionó mediciones de fluctuaciones en esta radiación. Las propiedades de esta radiación también se calculan teóricamente en diferentes modelos cosmológicos. El interés de estas mediciones es, por lo tanto, doble: los cosmólogos pueden verificar los supuestos del modelo estándar, pero también estimar los parámetros cosmológicos.

Uno de los resultados más sorprendentes es que la curvatura espacial del Universo es débil, cercana a cero: el Universo sería casi plano. Los resultados proporcionados por los satélites Map y Planck (principios de 2003 para el mapa y 2007 para el planck) refinarán la tabla: los parámetros cosmológicos que se encuentran en el marco de los modelos se estimarán con una precisión del uno por ciento.

Las variaciones de densidad en el Universo justo después del Big Bang también sirven como condiciones iniciales para el cálculo numérico de la evolución de la estructura del Universo. Para este cálculo, primero descuidamos la materia ordinaria (la de las estrellas y el gas) y seguimos la evolución de la materia oscura durante 13 mil millones de años, teniendo en cuenta los efectos de la expansión y la gravitación. . El volumen simulado debe ser lo suficientemente grande como para abarcar una parte verdaderamente representativa del Universo.

En estas simulaciones (ver Figura 1), las áreas claras indican las regiones donde se ha acumulado materia oscura. Los objetos reconocibles más pequeños tienen el tamaño del halo de una galaxia, las densas nubes de materia oscura que rodean las galaxias. Los objetos más grandes corresponden a grupos de galaxias de más de 1015 masas solares, es decir, que reúnen varios miles de galaxias equivalentes a las nuestras. La estructura resultante tiene la apariencia de una red: grandes espacios vacíos están rodeados de filamentos de materia oscura concentrada en la intersección de los cuales se encuentran los cúmulos de galaxias.

La formación de grupos

Los astrofísicos simulan así la distribución de la materia en el Universo a gran escala. Pero, ¿podemos seguir lo que está sucediendo a nivel de un grupo, es decir, observar la formación de galaxias individuales en el grupo, con una resolución lo suficientemente buena como para «ver» las galaxias más pequeñas? Como el poder de las computadoras no es suficiente para seguir la evolución de las estructuras con dicha resolución, Los astrofísicos realizan la simulación en dos etapas: un primer cálculo determina la estructura a gran escala y un segundo cálculo, concentrado en un grupo particular, muestra cómo se forma el clúster.

El segundo cálculo es un tipo de zoom donde el entorno del clúster se trata con una resolución deficiente, mientras que el área del clúster, tratada en alta resolución, requiere grandes cantidades de cálculos. Mediante este método, los astrofísicos han simulado la estructura de un grupo con una resolución nunca antes obtenida (ver Figura 5). Hasta ahora, las simulaciones que hemos descrito solo se refieren a la materia oscura: en otras palabras, la materia ordinaria fue descuidada, porque es muy minoritaria y su papel gravitacional es insignificante. Sin embargo, estamos compuestos de materia ordinaria y las simulaciones también deben reproducir la evolución de esta materia. Cómo lo hacemos?

Después de la simulación gravitacional de la materia oscura dio una estructura, identificamos halos de materia oscura y colocamos galaxias modelo allí, es decir inicialmente una cantidad de gas (por ejemplo, el 15 por ciento de la materia oscura) y estimamos cómo evoluciona este gas en base a reglas simples de las observaciones. Por lo tanto, una cierta cantidad de este gas se convierte en estrellas. La refrigeración por gas también se tiene en cuenta. Usando estas simulaciones híbridas, seguimos la evolución del Universo, la de la materia oscura es el resultado de la evolución gravitacional y la de las galaxias resultantes de estas reglas. Estos «ingresos» evolutivos no siempre son fáciles de encontrar, especialmente cuando las galaxias coalescentes, que a menudo es el caso en el Universo joven.

Fusión de galaxias

Las primeras simulaciones de «colisiones» de galaxias en la década de 1970 siguieron la evolución dinámica de unos pocos cientos de partículas de prueba, teniendo en cuenta solo la interacción gravitacional. Hoy, tenemos en cuenta el contenido en materia oscura, gas, formación estelar e incluso supernovas, estas explosiones estelares que nutren el medio interestelar en elementos pesados. Al repetir colisiones digitales con varias condiciones iniciales (masa de galaxias, velocidades de rotación), estamos desarrollando un modelo simplificado de colisiones de galaxias que utilizamos para modelar la evolución de las galaxias.

La combinación de estos métodos, los astrofísicos simularon la evolución gravitacional de la materia oscura a la que superpusieron la distribución de las galaxias modelo calculadas por el método descrito anteriormente. En esta simulación, se eligieron las condiciones iniciales para reproducir la estructura de la distribución de la materia tal como la observamos hoy, para que reconozcamos grupos de galaxias particulares. No solo es posible comparar la estructura calculada con la que observamos, sino que también es posible seleccionar un tipo de galaxias y seguirla avanzando o retrocediendo en el tiempo. Por lo tanto, podemos responder a la pregunta sobre el futuro de las primeras galaxias o mostrar que las estrellas más antiguas están hoy en el centro de grandes grupos de galaxias, principalmente en grandes galaxias elípticas (ver Figura 7).

La astrofísica digital acaba de dar un paso para resolver los cálculos. Con estos métodos y los que están surgiendo, podremos conocer mejor y mejor la historia de la formación de galaxias como la Vía Láctea. Los catálogos de galaxias modelo que se desarrollarán ofrecerán una comparación directa con las observaciones. Una vez más, ¿podríamos sorprendernos de este fascinante viaje de descubrimientos a través de los miles de millones de años que nos separan del Big Bang?.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada. Los campos obligatorios están marcados con *