Filamentos magnéticos intercumulares

 El artículo comentado en el episodio 305 del podcast Coffee Break Señal y Ruido es Discovery of magnetic fields along stacked cosmic filaments as revealed by radio and X-ray emission enviado a MNRAS y cuya autora principal es T. Vernstrom (https://arxiv.org/pdf/2101.09331.pdf) .

El artículo nos muestra la primera detección del brillo superficial de los filamentos cósmicos intercumulares en radio y en rayos X con una significación superior a 5-sigmas y en escalas superiores a 3 Mpc. Gracias a esta detección en radio se puede obtener el espectro de la emisión sincrotrón de dichos filamentos, de la cual además, puede deducirse la intensidad de campo magnético en los mismos (también a partir de las medidas de rayos X).

Comenzamos...

Los filamentos cósmicos son unas estructuras difusas de la web cósmica que unen los cúmulos y los grupos de galaxias. Estos filamentos se observan en las simulaciones cosmológicas y en los grandes cartografiados en óptico, uniendo grupos de galaxias. En lenguaje de grafos, podríamos decir que los filamentos son las aristas de los grafos y los cúmulos de galaxias serían los nodos. 

Figura 1: 

Estructura a gran escala (Fuente: Wikipedia)

Figura 2:

Grafo (Fuente: Wikipedia)

Los filamentos intercumulares son estructuras que se encuentran permeadas por gas difuso (entre el 5% - 10% de la masa del filamento) a unas temperaturas de entre 10^5 K y 10^7 K, conformando lo que se conoce como medio intergaláctico templado. Es lógico pensar que al tener el gas tan altas temperaturas, existan también campos magnéticos permeando igualmente los filamentos. Esto se sabe porque se ha logrado detectar observacionalmente en radio y en rayos X algunos puentes intercumulares y filamentos. Por ello se deduce que han de tener una existencia generalizada, si bien, lo cierto es que solo conocemos unos cientos de cúmulos galácticos y del orden inferior a las decenas se han podido estudiar su emisión en radio.

La emisión en radio es causada por el gas difuso a estas temperaturas que hace que los electrones térmicos, en presencia de shocks producidos por la interacción con los cúmulos de galaxias ganen energía y al entrar en interacción con los campos magnéticos, terminen girando en torno a las líneas de campo magnético y dando lugar a emisión sincrotrón.

La emisión en rayos X se debe precisamente al efecto Compton inverso, que consiste en la colisión de estos electrones acelerados que hemos mencionado anteriormente colisionando con fotones que tienen menor energía que los electrones incidentes. El resultado de esa colisión es precisamente un fotón en rayos X.

Para hacernos una idea, recientemente con eROSITA (extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array), Reiprich et al. (2020) han detectado un filamento entre dos cúmulos de unos 15 Mpc.


Hasta ahora...

La forma de estudiar la emisión de estos filamentos y su magnetismo ha sido a través de:

(1) Estudios en radio.

En este grupo se han realizado distintas aproximaciones fundamentalmente a través de la caracterización de correlaciones cruzadas entre observaciones en radio y simulaciones cosmológicas magnetohidrodinámicas, dando resultados por ejemplo de intensidades de campo magnético 0.03 - 0.13 microGauss en los filamentos (ver p.ej. Brown et al. 2017). O bien correlaciones entre las observaciones en radio y trazadores de la estructura a gran escala como las observaciones en infrarrojo lejano, obteniéndose en este caso campos de entre 0.03 - 1.98 microGauss (ver p.ej. Vernstrom et al. 2017).

(2) Estudios de la rotación de Faraday.

Es otra de las técnicas utilizadas para trazar el magnetismo a gran escala, siendo sus resultados ligeramente inferiores a las cotas obtenidas anteriormente, es decir, intensidades de campos magnéticos intergalácticos de entre 4 y 10 nanoGauss (ver p.ej. Pshirkov et al. 2016, O'Sullivan et al. 2019, Vernstrom et al. 2019) o de 0.2 microGauss obtenidos con LOFAR (ver Locatelli et al. 2021).

Qué hay de nuevo...

Los estudios descritos anteriormente se han realizado sobre detecciones concretas pero ante la falta de datos para hacer un estudio más robusto, los autores del artículo han recurrido a una técnica muy utilizada en astrofísica cuando tratamos de ver algo muy débil y es la técnica conocida como apilado (stacking).

Consiste precisamente en apilar distintas observaciones, de manera que la señal se sumará de manera coherente, mientras que el ruido no lo hará. El principal problema es que para tener una buena relación señal-ruido hay tener un gran número de observaciones pues el ruido disminuye como 1/raíz2(N) siendo N el número de observaciones.

En la aplicación al problema del artículo, los propios autores señalan que esta técnica puede ser problemática para el estudio de filamentos pues no se conocen su posición. No obstante, solventa esto utilizando un catálogo de galaxias luminosas en rojo (LRGs en inglés) observadas con el cartografiado realizado por el Sloan Sky Digital Survey, para el cual se han medido son los la luminosidad de las galaxias sino también sus redshifts (distancias grosso modo) fotométrico y espectroscópico. El número total de galaxias LRG es de casi 1 400 000. Esta galaxias luminosas suelen estar situadas en los centros de los cúmulos y grupos de galaxias. Las simulaciones predicen que hasta en un 75% de los casos esto es así, por tanto, los autores utilizand estos datos para trazar las posiciones de lo que serían los cúmulos o grupos de galaxias. El catálogo de LRGs es lo que se llama su proxy. Esto es bastante común no solo en este estudio sino también en otros que involucran cúmulos.

Para realizar el apilado utilizan observaciones de radio y rayos X. En el rango de radio utilizan observaciones de GLEAM (Galactic and Extragalactic All-sky Murchison Widefield Array) que son las obtenidas por el Murchison que se encuentra situado en Australia, es decir, son observaciones del hemisferio sur. En particular utilizan tres bandas distintas:
- GLEAM blue cuyo rango de frecuencias está entre los 139 y los 170 MHz.
- GLEAM green, entre  103 y los 134 MHz.
- GLEAM red, entre 72 y 103 MHz.

Para cubrir el hemisferio norte utilizando datos de OVRO-LWA (Owens Valley Radio Observatory Long Wavelength Array) y utilizan solo los de 73 MHz.

En el rango de los rayos X, utilizan los datos del satélite ROSAT: su banda total cuya energía está entre los 0.1 y los 2.4 keV, la banda de energía dura entre los 0.4 y los 2.4 keV y la banda blanda entre los 0.1 y los 0.4 keV.

Respecto a las galaxias LRGs, imponen una serie de criterios para los pares en el espacio real y angular, esto es, que la separación comóvil entre pares de LRGs sea inferior a 15 Mpc y su separación angular esté entre 20 y 180 arc min. Tras la imposición de estos criterios, quedan 390 808 galaxias. Los datos promedios de este subcatálogo resultante son:
- Separación angular promedio de los pares 82 arcmin.
- Separación comóvil promedio de los pares 10 Mpc.
- Redshift promedio 0.14 \pm 0.01 siendo el máximo de 0.716.


A lo que llegan...

Tras realizar el apilado de lo descrito anteriormente y hacer un análisis con wavelets para eliminar las posibles fuentes que hubieran quedado en sus resultados, obtienen que los pares que cumplen los criterios mencionados tienen una señal promedio positiva en radio que disminuye al aumentar la frecuencia, es decir, obtienen una señal que sigue una ley de potencias, exactamente:

S  ~ frecuencias^alpha, siendo alpha = -1.00 \pm 0.01.

Para la señal de rayos X, obtienen también una ley de potencias con un índice espectral k = -0.50 \pm 0.07



... y el significado que interpretan

Tras realizar numerosas comprobaciones sobre los sistemáticos y los posibles sesgos, como por ejemplo, cuán equivocado es tomar las LRGs como trazadores de cúmulos, las posiciones de esas LRGs, la existencia de fuentes débiles que no han quitado y que no pueden ver, emisión de los halos de los cúmulos, etc.; comienzan a extraer conclusiones de sus resultados.

La primera es sobre los campos magnéticos de los filamentos. Dado que han obtenido el índice espectral de la emisión sincrotrón, asumiendo equipartición de energía entre electrones relativistas y campo magnético, se puede obtener la intensidad de campo correspondiente a dicha emisión, obteniendo unos campos de unos 60 nanoGauss.

También se puede obtener la intensidad de campo magnético, conociendo el flujo en radio y en rayos X, así como el índice espectral de sincrotrón, siendo el valor deducido en este caso de entre 30 y 50 nanoGauss.

La información preexistente de estudios de rotación de Faraday de filamentos nos indicaban campos de entre 4 y 10 nanoGauss, lo cual nos indica, al confrotarlos con los nuevos resultados, que la regularidad del campo en el filamento es de hasta el 15 % y la diferencia de valores nos indica la existencia de turbulencia a lo largo de la línea de visió o bien que el campo está alineado o paralelo al filamento.

Una vez tenemos información sobre el magnetismo de los filamentos, se plantean estudiar el origen de la emisión y para ello comparan con simulaciones cosmológicas MHD. Para ello utilizan ENZO (Vazza et al. 2019). Las simulaciones generan, por un lado, cómo se genera la emisión sincrotrón a través de lo que se conoce como "diffuse shock acceleration" y paralelamente genera un catálogo de halos para ser comparados con las LRGs. Escalan estas simulaciones a la resolución y frecuencia de 118 MHz de GLEAM. De la comparación con las observaciones obtienen que el apilado es unos seis órdenes de magnitud superior a la emisión promedio obtenida con las simulaciones. Ante este resultado y dado que la MHD solo incluía shocks, deciden hacer una nueva simulación MHD más pequeña pero que incluya efectos que inyectan campos magnéticos como AGNs o formación estelar. Sin embargo de nuevo observan que el resultado de la emisión es deficitario comparado con la del apilamientos de observaciones. Por otro lado, el resultado entre observaciones y simulaciones en rayos X es compatible.

La principal conclusión es que parece que existe un exceso de emisión sincrotrón en las observaciones.
Para explicar ese exceso ya no hay más escenarios "magnetizados" posibles, así que recurren a los modelos de aniquilación y decaimiento de materia oscura leptónica (Fornengo et al. 2011). En concreto, observan, cuando suponen un filamento cilíndrico con una intensidad de campo magnético de 100 nanoGauss, la aniquilación de materia oscura produciría una temperatura de brillo del filamento como mucho del orden de los microK, mientras que el decaimiento puede alcanzr niveles de 10-100 mK. Estos niveles son compatibles con el exceso de sincrotrón que están observando por lo cual deducen que puede deberse a una aniquilacion de materia oscura leptónica con masa en el rango entre los 5 y los 10 GeV que decae en pares e+e-, quedando los decaimientos hadrónicos excluidos.

Crecimiento de estructura en el Universo I

En el episodio 171 de Coffee Break Señal y Ruido, hablé de una letter aparecida en Nature Astronomy y liderada por M. Sereno del INAF en Bolonia donde también había participación de científicos del IAA y del IAC. La letter habla de la detección mediante efecto lente débil del entorno de un cúmulo de galaxias extremadamente denso. La alta densidad que detectan en ese entorno del cúmulo llega a poner contra las cuerdas a la teoría de formación de estructura del Universo, tal y como, afirman en su publicación.

En este primer post, me gustaría aclarar una de las muchas cuestiones que se necesitan para comprender ese artículo. Empezamos por el principio, hablando de una primera etapa del crecimiento de estructura, la etapa lineal.

Los cúmulos de galaxias son, junto con los supercúmulos de galaxias, las estructuras más grandes que conocemos. Estos cúmulos y supercúmulos se agrupan dando lugar a filamentos. Y con ellos se forma esa estructura de materia a gran escala que conocemos como la web cósmica. La web cósmica está compuesta por filamentos, grandes vacíos y por grandes acumulaciones de materia en los nodos. Por tanto, cuando hablamos de estructura a gran escala del Universo, hablamos precisamente de la formación y evolución de esa web. Ésta se observa con grandes cartografiados de galaxias y cúmulos de galaxias como el Sloan Digital Sky Survey (SDSS) en el rango visible del espectro electromagnético. También es muy útil utilizar el efecto Sunyaev-Zeldovich para la detección de cúmulos de galaxias en el rango de microondas, así como la emisión de rayos X del gas dichos cúmulos. Por tanto, combinando observaciones profundas en el rango visible, rayos X y microondas tenemos una información bastante completa de la estructura a gran escala.

En principio, esa estructura a gran escala (LSS en adelante de sus siglas en inglés Large Scale Structure) debe de ser el resultado de la evolución de las anisotropías que observamos del fondo cósmico de microondas, anisotropías generadas durante la época inflacionaria y que sabemos que son de alguna manera, las semillas de esa LSS. Y cuando digo de alguna manera, me refiero a que la física de la formación de la LSS no es tan simple como darle hacia adelante a la imagen de las anisotropías del fondo cósmico de microondas. En un primer momento, es decir, entre el momento en que se liberan los fotones tras la Recombinación y la formación de las primeras estrellas (lo que se conoce como Edad Oscura - "dark ages"), la evolución, el crecimiento de las anisotropías es lineal. Estamos ya en una época del Universo dominada por materia (bariónica y oscura). Aquí las ecuaciones que se utilizan para ver la evolución de las perturbaciones en densidad de materia son las ecuaciones de Euler: ecuación de continuidad y movimiento; así como la ecuación de Poisson. El Universo durante esa edad oscura es bastante homogéneo: tenemos perturbaciones en densidad de materia bariónica evolucionando linealmente y también pertubaciones de densidad de materia oscura fría evolucionando también linealmente. [La evolución de esas perturbaciones se estudia con la teoría de perturbaciones que es la teoría que estudia la formación y crecimiento de estructura en el Universo.]

Recordemos que durante la Edad Oscura no hay nada más que los fotones liberados tras la Recombinación, el hidrógeno neutro formado durante la misma y la materia oscura. No hay nada que emita radiación durante ese período, por eso se le conoce como Edad Oscura. Recordemos también que la imagen de las anisotropías del fondo cósmico de microondas nos da idea de las perturbaciones de la densidad de materia. Esas perturbaciones llevan la información de la inflación que fue quien sembró esas semillas. Y serán las que den lugar a la estructura a gran escala que observamos. Generalmente esa información podríamos decir que está codificada en el espectro de potencias, tanto la primordial como la que tiene lugar después cuando ocurre el colapso gravitatorio y la formación de halos (lo veremos en el siguiente post).

[Para quienes quieran saber un poco más en detalle, el tratamiento que se hace es a través de la función de correlación (si trabajamos en el espacio real) o a través del espectro de potencias (si trabajamos en el espacio de Fourier). Función de correlación a dos puntos y espectro de potencias son lo mismo haciendo la transformada de Fourier. Pero generalmente trabajar en el espacio de Fourier tiene la ventaja de que los modos k son independientes unos de otros y por tanto, nos dan información de una escala dada.
Sabemos que el espectro de potencias predicho por la inflación y confirmado por las observaciones -por ejemplo las del fondo cósmico de microondas- es casi invariante de escala, es decir, P(k) ~ k^n con n~1 pero empieza a complicarse tras la época de la igualdad de materia-energía (en la que no se produce ningún creciemiento de las perturbaciones) y posteriormente durante la época de dominación de la materia, donde debido al colapso gravitatorio, el espectro se complica.]

Pero no solo la evolución de las perturbaciones de la densidad de materia es importante para la formación de estructura. La historia térmica del hidrógeno resulta crucial para la etapa que vendrá después de la Edad Oscura: el Amanecer Cósmico. El crecimiento de las perturbaciones de materia e historia térmica del hidrógeno durante la edad oscura marcan las condiciones iniciales para que se produzca la formación de las primeras estrellas. En principio, podríamos pensar que el hidrógeno formado en la Recombinación está aislado y por tanto, que su expansión es adiabática (que no intercambia calor con el medio), pero no es así. Tras la Recombinación queda una pequeñísima fracción de electrones libres (~ 0.0001) que seguirán libres hasta la formación de las primeras estrellas. Estos electrones libres estarán interaccionando con los fotones del fondo cósmico de microondas y llevarán al equilibrio al gas con el campo de radiación. La evolución de la temperatura del gas se irá enfriando debido al acoplamiento con la temperatura de los fotontes del fondo cósmico de microondas y la expansión del Universo. Pero además, sabemos que esa temperatura puede sufrir fluctuaciones debido fundamentalmente a que la temperatura de los fotones del fondo cósmico de microondas puede variar muy débilmente a lo largo del Universo, de manera que los electrones que interaccionan con los fotones, lo hagan con fotones a temperaturas ligeramente diferentes. Otro factor a tener en cuenta es que dependiendo de la densidad de materia de una región concreta, la expansión adiabática se verá afectada, en tanto en cuanto, por ejemplo, si tenemos una región donde la densidad de materia es superior a la densidad media, entonces la gravedad de esa región será mayor y por tanto, ralentizará la expansión y por tanto, el enfriamiento será más lento.

En resumen, tras la Recombinación y durante toda la Edad Oscura del Universo, la materia bariónica cae en los pozos de potenciales generados por la materia oscura, esto afecta no sólo al crecimiento de las perturbaciones en densidad sino también a la temperatura del gas (hidrógeno) formado durante la Recombinación. Digamos que se está fraguando la formación de la estructura a gran escala del Universo.

La idea de este blog nace de mi pasión por el magnetismo a gran escala de nuestro Universo. La idea es explicar para legos y a veces, para no legos, conceptos relacionados con el magnetismo, con la cosmología y con la física en general. Veamos qué tal se nos da el viaje.