Vacío (astronomía) - Void (astronomy)
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| Cosmología física |
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Los vacíos cósmicos son vastos espacios entre filamentos (las estructuras de mayor escala en el universo ), que contienen muy pocas o ninguna 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 del ~ 15% de la densidad de materia promedio del Universo, los vacíos parecen casi vacíos para un observador. 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 supervíos . Fueron descubiertos por primera vez en 1978 en un estudio pionero de Stephen Gregory y Laird A. Thompson en el Observatorio Nacional de Kitt Peak .
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 temprano, 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 ven hoy en día. Los vacíos ubicados en entornos de alta densidad son más pequeños que los vacíos ubicados en espacios de baja densidad del universo.
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 los vacíos y las regiones más calientes se correlacionan con los filamentos debido al desplazamiento al rojo gravitacional . Como el efecto Sachs-Wolfe solo 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.
Estructura a gran escala
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:
- Vacíos: regiones vastas, en gran parte esféricas, con densidades medias cósmicas muy bajas, de hasta 100 megaparsecs (Mpc) de diámetro.
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Muros : las regiones que contienen la densidad media cósmica típica de abundancia de materia. Los muros se pueden dividir aún más en dos características estructurales más pequeñas:
- Agrupaciones : zonas altamente concentradas donde las paredes se unen y se cruzan, lo que aumenta el tamaño efectivo de la pared local.
- Filamentos : los brazos ramificados de las paredes que pueden estirarse durante decenas de megaparsecs.
Los vacíos tienen una densidad media inferior a una décima parte de la densidad media del universo. Esto sirve como una definición de trabajo a pesar de que no existe una definición única acordada de lo que constituye un vacío. El valor de la densidad de materia utilizado para describir la densidad media cósmica se basa generalmente en una relación del número de galaxias por unidad de volumen en lugar de la masa total de la materia contenida en una unidad de volumen.
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 desplazamiento 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 . Los nuevos estudios de desplazamiento 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, lo que permitió el primer mapeo tridimensional del universo. A través de estudios de desplazamiento al rojo, su profundidad se calculó a partir de los desplazamientos al rojo individuales de las galaxias debido a la expansión del universo de acuerdo con la ley de Hubble .
Cronología
Una línea de tiempo resumida de eventos importantes en el campo de los vacíos cósmicos desde sus inicios hasta tiempos recientes es la siguiente:
- 1961 - Las características estructurales a gran escala , como los "cúmulos de segundo orden", un tipo específico de supercúmulo , se llamaron la atención de la comunidad astronómica.
- 1978 - Se publicaron los dos primeros artículos sobre el tema de los vacíos en la estructura a gran escala haciendo referencia a los vacíos encontrados en el primer plano de los clusters Coma / A1367.
- 1981 - Descubrimiento de un gran vacío en la región de Boötes del cielo que tenía casi 50 h -1 Mpc de diámetro (que luego se recalculó en aproximadamente 34 h -1 Mpc). Aquí h es el parámetro de Hubble adimensional , aproximadamente 0,7.
- 1983 - Surgieron simulaciones por computadora lo suficientemente sofisticadas como para proporcionar resultados relativamente confiables del crecimiento y la evolución de la estructura a gran escala y arrojaron información sobre las características clave de la distribución de galaxias a gran escala.
- 1985 - Se estudiaron los detalles del supercúmulo y la estructura del vacío de la región de Perseo-Piscis .
- 1989 - El Centro de Astrofísica Redshift Survey reveló que los grandes vacíos, los filamentos afilados y las paredes que los rodean dominan la estructura a gran escala del universo.
- 1991 - La encuesta Las Campanas Redshift Survey confirmó la abundancia de vacíos en la estructura a gran escala del universo (Kirshner et al. 1991).
- 1995 - Las comparaciones de estudios de galaxias seleccionadas ópticamente indican que se encuentran los mismos vacíos independientemente de la selección de la muestra.
- 2001 - La encuesta Field Galaxy Redshift de dos grados completada agrega una cantidad significativamente grande de vacíos a la base de datos de todos los vacíos cósmicos conocidos.
- 2009 - Los datos de Sloan Digital Sky Survey (SDSS) combinados con estudios anteriores a gran escala ahora proporcionan la vista más completa de la estructura detallada de los vacíos cósmicos.
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 las tres categorías generales. La primera clase consiste en buscadores de vacíos que intentan encontrar regiones vacías del espacio basándose en la densidad de galaxias locales. La segunda clase son aquellos que intentan encontrar vacíos a través de las estructuras geométricas en la distribución de la materia oscura como lo sugieren las galaxias. La tercera clase está formada por aquellos buscadores que identifican estructuras dinámicamente mediante el uso de puntos gravitacionalmente inestables en la distribución de la materia oscura. Los tres métodos más populares a través del estudio de los vacíos cósmicos se enumeran a continuación:
Algoritmo VoidFinder
Este método de primera clase usa cada galaxia en un catálogo como su objetivo y luego usa 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. El Ad & Piran introdujo este método en 1997 para permitir un método rápido y eficaz para estandarizar la catalogación de vacíos. Una vez que las celdas esféricas se extraen de todos los datos de estructura, cada celda se expande hasta que la subdensidad regresa a los valores promedio esperados de densidad de pared. 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 se eleva rápidamente al 20% en el borde y luego al 100% en las paredes directamente afuera. Los bordes. Las paredes restantes y las regiones vacías superpuestas se reticulan, respectivamente, en zonas distintas y entrelazadas de filamentos, racimos y vacíos casi vacíos. Cualquier superposición de más del 10% con huecos ya conocidos se considera subregiones dentro de esos huecos conocidos. Todos los vacíos admitidos en el catálogo tenían un radio mínimo de 10 Mpc para garantizar que todos los vacíos identificados no se catalogaran accidentalmente debido a errores de muestreo.
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 en función de un borde de contraste de alta densidad con una cantidad muy baja de sesgo. Neyrinck introdujo este algoritmo en 2008 con el propósito de introducir un método que no contenía parámetros libres o supuestos teselados de formas. Por lo tanto, esta técnica puede crear regiones vacías de forma y tamaño más precisas. Aunque este algoritmo tiene algunas ventajas en cuanto a forma y tamaño, se le ha criticado a menudo por proporcionar, en ocasiones, resultados poco definidos. Dado que no tiene parámetros libres, en su mayoría encuentra vacíos pequeños y triviales, aunque el algoritmo otorga una importancia estadística a cada vacío que encuentra. Se puede aplicar un parámetro de importancia física para reducir el número de vacíos triviales al incluir una relación de densidad mínima a densidad promedio de al menos 1: 5. Los subvoids también se identifican utilizando este proceso que plantea más preguntas filosóficas sobre lo que califica como un vacío. Los buscadores de vacíos como VIDEO 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 vacíos como regiones en las que la materia se escapa; que corresponde a la ecuación de estado de la energía oscura , w . Los centros vacíos se consideran entonces como la fuente máxima del campo de desplazamiento denotado como S ψ . El propósito de este cambio en las definiciones fue presentado por Lavaux y Wandelt 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 vacíos y cómo evolucionan en la estructura a gran escala, lo que posteriormente lleva a la clasificación de tres tipos distintos de vacíos. Estas tres clases morfológicas son Vacíos verdaderos, Vacíos de panqueque y Vacíos de filamentos. Otra cualidad notable es que, aunque DIVA también contiene sesgo de función de selección al igual que los métodos de primera clase, DIVA está diseñado de tal manera que este sesgo se puede calibrar con precisión, lo que conduce a resultados mucho más confiables. Existen múltiples deficiencias de 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 muy difícil una comparación inclusiva de todos los puntos de datos entre los resultados de diferentes algoritmos.
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 . Algunas aplicaciones populares se mencionan en detalle a continuación.
Energía oscura
La existencia simultánea de los cúmulos de galaxias y los vacíos más grandes conocidos requiere aproximadamente un 70% de energía oscura en el universo actual, en consonancia con los últimos datos del fondo cósmico de microondas. 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 de la forma de un vacío durante un período de tiempo puede usarse para restringir el modelo estándar Λ CDM , o refinar aún más el modelo Quintessence + Cold Dark Matter ( QCDM ) y proporcionar una ecuación de estado de energía oscura más precisa . Además, la abundancia de vacíos es una forma prometedora de restringir la ecuación de estado de la energía oscura.
Neutrinos
Los neutrinos, debido a su masa muy pequeña y su interacción extremadamente débil con otra materia, entrarán y saldrán libremente de los vacíos 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 con 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.
Modelos de formación y evolución galáctica
Los vacíos cósmicos contienen una mezcla de galaxias y materia que es ligeramente diferente a otras regiones del universo. Esta mezcla única respalda la imagen de formación de galaxias sesgada predicha en los modelos de materia oscura fría adiabática de Gauss. Este fenómeno brinda la oportunidad de modificar la correlación morfología-densidad que mantiene discrepancias con estos vacíos. Observaciones como la correlación entre morfología y densidad pueden ayudar a descubrir nuevas facetas sobre cómo se forman y evolucionan las galaxias a gran escala. En 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 de estrellas jóvenes y calientes en forma de explosión en comparación con las muestras de galaxias en las paredes.
Los vacíos ofrecen oportunidades para estudiar la fuerza de los campos magnéticos intergalácticos. Por ejemplo, un estudio de 2015 concluye, basándose en la desviación de blazar emisiones de rayos gamma que los viajes a través de los huecos, que el espacio intergaláctico contiene un campo magnético de intensidad al menos 10 -17 G . La estructura magnética a gran escala específica del universo sugiere una "magnetogénesis" primordial, que a su vez podría haber jugado un papel en la formación de campos magnéticos dentro de las galaxias, y también podría cambiar las estimaciones de la línea de tiempo de la recombinación en el universo temprano.
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 que el efecto Sachs-Wolfe integrado tardío se tuvo en cuenta en la posible solución. Las anomalías en las pruebas de detección 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.
Expansión
Aunque la energía oscura es actualmente la explicación más popular de la aceleración en la expansión del universo , otra teoría elabora la posibilidad de que nuestra galaxia sea parte de un vacío cósmico muy grande y no tan subdenso. Según esta teoría, tal entorno podría conducir ingenuamente a la demanda de energía oscura para resolver el problema con la aceleración observada. A medida que más datos se han publicado sobre este tema las posibilidades de que sea una solución realista en lugar de la actual Λ MDL interpretación se ha visto disminuida en gran medida, pero no abandonados todos juntos.
Teorías gravitacionales
La abundancia de vacíos, particularmente cuando se combina con la abundancia de cúmulos de galaxias, es un método prometedor para pruebas de precisión de desviaciones de la relatividad general a gran escala y en regiones de baja densidad.
El interior de los vacíos a menudo parece adherirse a parámetros cosmológicos que difieren de los del universo conocido. Es debido a esta característica única que los vacíos cósmicos son excelentes laboratorios 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 del universo exterior. Debido a la observación de que los vacíos más grandes permanecen predominantemente en un régimen lineal, con la mayoría de las estructuras que exhiben simetría esférica en el ambiente subdenso; es decir, la subdensidad conduce a interacciones gravitacionales partícula-partícula casi insignificantes que de otro modo ocurrirían en una región de densidad galáctica normal. Los modelos de prueba para huecos se pueden realizar con una precisión muy alta. Los parámetros cosmológicos que difieren en estos vacíos son Ω m , Ω Λ y H 0 .
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Cosmicvoids.net
- Vistas animadas de los vacíos y su distribución de Hume Feldman con Sergei Shandarin, Departamento de Física y Astronomía, Universidad de Kansas, Lawrence, KS, EE. UU.
- Visualización de estructuras cercanas a gran escala Fairall, AP, Paverd, WR y Ashley, RP