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.