Historia de la formación de estructuras cósmicas.

¿Cómo crecieron las fluctuaciones de las semillas en las estructuras cósmicas de hoy en día, como las galaxias y los cúmulos de galaxias?

Esta ilustración resume la historia de casi 14 mil millones de años de nuestro Universo. Muestra los principales eventos que ocurrieron entre la fase inicial del cosmos, donde sus propiedades eran casi uniformes y puntuadas solo por pequeñas fluctuaciones, hasta la rica variedad de estructura cósmica que observamos hoy: estrellas y galaxias. La serie de paneles en el lado derecho de la ilustración se acerca a la estructura cósmica de gran escala para revelar primero un cúmulo de galaxias, luego una galaxia espiral similar a nuestra propia Vía Láctea, y finalmente, el Sistema Solar. Crédito: ESA/ C. Carreu.

El crecimiento de las fluctuaciones de las semillas en la estructura cósmica se puede resumir en tres fases principales:

1. Entre la inflación y el lanzamiento del fondo cósmico de microondas.
2. Entre el lanzamiento del fondo de microondas cósmico y la formación de las primeras estrellas y galaxias.
3. Después de la formación de las primeras estrellas y galaxias.

1.- Entre la inflación y la liberación del fondo cósmico de microondas (t <1 segundos a t = 380,000 años).

Después del final de la inflación, el Universo consistió en un baño más o menos uniforme de partículas fundamentales, como quarks, electrones y sus antipartículas. También hubo neutrinos, fotones (partículas de luz) y partículas de materia oscura, un tipo desconocido de partículas masivas que no interactúa con los fotones y, por lo tanto, es oscuro (ya que no emite luz). En este momento había algo más de materia que antimateria, pero cuando las partículas colisionaron con sus antipartículas, se aniquilaron, dejando al Universo dominado por partículas, y la antimateria desapareció. Los quarks luego se unieron en tríos, formando protones o neutrones, los constituyentes de los núcleos atómicos tal como los conocemos hoy en día. Todo esto sucedió dentro del primer segundo después del Big Bang. Aproximadamente tres minutos después del Big Bang, los protones y los neutrones se combinaron para formar los núcleos de hidrógeno y helio.

La densidad y la temperatura de las partículas en el Universo temprano eran extremadamente altas, y las colisiones entre las partículas eran muy frecuentes. Los cosmólogos se refieren a esto diciendo que la materia ordinaria (como los electrones, protones, neutrones y los pocos núcleos atómicos que se habían formado para entonces) estaba estrechamente acoplada a los fotones. Debido a estas interacciones frecuentes, los fotones no podían viajar libremente: el Universo era opaco. Además, la materia ordinaria está sujeta a la gravedad e, idealmente, cualquier región más densa (como las fluctuaciones de las semillas que estaban presentes al final de la inflación) extraería más materia de su entorno y se volvería más densa y más masiva. Sin embargo, la materia ordinaria en esta época estaba acoplada a los fotones, y la presión de radiación de los fotones aleja cualquier concentración de materia que pueda crearse bajo el efecto de la gravedad. Este fenómeno evita que las fluctuaciones en la distribución de la materia ordinaria se vuelvan más densas siempre que la materia esté acoplada a los fotones.

Imagen del fondo de microondas.
Crédito: ESA.

Al mismo tiempo, las partículas de materia oscura no estaban unidas a los fotones, ya que las dos especies no interactúan entre sí. Este tipo de partículas de materia oscura también se conoce como materia oscura fría porque la velocidad de estas partículas es mucho menor que la velocidad de la luz. Por lo tanto, las fluctuaciones en la distribución de la materia oscura fría pueden volverse más densas y más masivas incluso antes de la liberación del fondo cósmico de microondas.

Los astrónomos también se refieren a la materia oscura caliente, o neutrinos, partículas con una masa muy pequeña y sin carga eléctrica que viaja casi a la velocidad de la luz. En el primer segundo del Universo, los neutrinos se acoplaron a los fotones, pero estos dos tipos de partículas se desacoplaron inmediatamente después. Como no interactúan con la luz durante la mayor parte de la historia del Universo, los neutrinos pueden considerarse como un tipo de materia oscura, y dado que su velocidad es cercana a la de la luz, se consideran materia oscura caliente. Las fluctuaciones en la distribución de la materia oscura caliente pueden volverse más densas y masivas, pero debido a su alta velocidad, estas partículas tienden a disiparse y sus fluctuaciones se amortiguan en pequeñas escalas, de modo que solo pueden crecer las fluctuaciones en escalas intermedia y grande.

El crecimiento de las fluctuaciones primordiales en la materia oscura caliente y fría da lugar a dos distribuciones completamente diferentes de la estructura cósmica. En los modelos de materia oscura caliente, las primeras estructuras en formarse son las más masivas, que posteriormente se fragmentan en estructuras cada vez más pequeñas. Esto ha sido descartado sobre la base de observaciones de galaxias en el Universo temprano: dado que los primeros objetos que emergen en la historia cósmica tienen poca masa y evolucionan gradualmente hacia estructuras más masivas, los cosmólogos han establecido que la mayor parte de la materia oscura en el universo es frío. Sin embargo, una pequeña fracción de materia oscura caliente está presente en el Universo como neutrinos. Dependiendo de la masa de neutrinos (que aún no se ha determinado), el efecto de la materia oscura caliente puede ser más o menos evidente en la distribución de la estructura cósmica en diferentes escalas, ya que los neutrinos tienden a suavizar la formación de estructuras de pequeña escala.

2.- Entre la liberación del fondo de microondas cósmico y la formación de las primeras estrellas y galaxias (t = 380.000 años hasta t = unos pocos cientos de millones de años).

Aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, el Universo se había expandido lo suficiente como para que su densidad fuera mucho más baja que en épocas anteriores. Del mismo modo, la temperatura del Universo se había enfriado desde los miles de millones de Kelvin de los primeros minutos y había alcanzado unos 3.000 Kelvin. Los protones y los electrones finalmente podrían combinarse para formar átomos de hidrógeno neutro. Los electrones desaparecieron de la vista de los fotones y estas dos especies se desacoplaron entre sí. Esto marcó el comienzo del período conocido como la Edad Media, un nombre que surge del hecho de que no había fuentes individuales de luz, como las estrellas, solo nubes de hidrógeno neutro.

El desacoplamiento tenía dos efectos: los fotones eran libres de propagarse a través del Universo, que ahora era en gran medida transparente, y que observamos como el fondo de microondas cósmico (CMB); por otro lado, las partículas de materia ordinaria eran libres de ensamblarse bajo el efecto de la gravedad. A partir de este momento, la materia ordinaria y oscura podrían reaccionar a la gravedad: las densas concentraciones de materia (tanto ordinarias como oscuras) se volvieron más densas y masivas. Como las partículas de materia oscura ya habían creado una red de estructura densa y vacía, las partículas de materia ordinaria podían sentir la atracción gravitacional desde las concentraciones más densas de materia oscura y caer hacia ellas. Pero la materia ordinaria también podría deshacerse de la energía con bastante eficacia calentando y emitiendo radiación, lo que provocó que se hundiera aún más en las regiones ya existentes de alta densidad de materia. Estos procesos dieron lugar a una red altamente subestructurada de láminas y filamentos de materia ordinaria y oscura conocida como red cósmica, que constituye el esqueleto que soporta la aparición posterior de estrellas y galaxias. Finalmente, las concentraciones más densas dieron lugar a las primeras estrellas, que conducen al final de la Edad Media.

Un resumen de la historia del Universo de casi 14 mil millones de años que muestra en particular los eventos que contribuyeron al Fondo Cósmico de Microondas o CMB. Crédito: ESA.

3.- Después de la formación de las primeras estrellas y galaxias (t = algunos cientos de millones de años hasta t = ahora).

Unos cientos de millones de años después del Big Bang, la distribución de la materia en el Universo había producido nudos muy densos en las intersecciones de las láminas y filamentos que forman la red cósmica. En estos nudos, la densidad de la materia ordinaria era tan alta que la formación de estrellas y galaxias se hizo posible. Eventualmente, las primeras estrellas y galaxias comenzaron a existir y la luz pudo escapar de ellas, revelando el Universo distante a los telescopios en la actualidad.

Las primeras estrellas se formaron casi exclusivamente a partir de hidrógeno y helio y se cree que fueron extremadamente masivas (aproximadamente 100 veces la masa del Sol o más) y que han vivido vidas muy cortas, explotando poco después de su formación como supernovas y liberando su material en el entorno, lo que desencadenó el nacimiento de nuevas generaciones estelares. Las generaciones posteriores incluyeron otros elementos formados en el horno nuclear de estrellas anteriores, y sus masas eran típicamente más pequeñas. La primera generación de estrellas formadas en galaxias de masa relativamente baja. Las galaxias masivas, e incluso estructuras más masivas como los cúmulos de galaxias, se formaron más tarde.

¿Cómo afecta la formación de la estructura al fondo cósmico de microondas?

El nacimiento de las primeras estrellas y galaxias tuvo un efecto interesante en los fotones del fondo de microondas cósmico (CMB). La radiación ultravioleta liberada por estos objetos ioniza los átomos de hidrógeno, convirtiéndolos nuevamente en protones y electrones. Esto creó una serie de burbujas en expansión de gas ionizado, un poco como los agujeros en el queso suizo, y en unos pocos cientos de millones de años estas burbujas se fusionaron y todo el Universo se ionizó de nuevo, un período de tiempo denominado reionización.

Los fotones CMB se vieron afectados por la reionización; fueron dispersados ​​de los electrones libres en el Universo reionizado, eliminando algunas de las fluctuaciones primordiales en el CMB tal como lo observamos hoy. Como esto sucedió cuando el Universo ya estaba maduro y había alcanzado un tamaño considerable, el efecto de la reionización se puede detectar en las fluctuaciones del CMB en grandes escalas. Este efecto se expresa en términos de la "opacidad", que describe la densidad promedio de electrones libres que están presentes a lo largo de la línea de visión entre un observador (en este caso, el telescopio a bordo de Planck) y el CMB. Este parámetro también proporciona una herramienta para estimar cuándo se formaron las primeras estrellas.

¿Cómo se codifica la historia de la estructura cósmica en el fondo cósmico de microondas y en el espectro de potencia?

Las variaciones en la densidad de la materia en el momento en que se forma el fondo cósmico de microondas (CMB) derivan de las fluctuaciones de semillas que se produjeron al final de la inflación y pueden descifrarse observando el espectro de poder de la estructura cósmica en el Universo a rango de escalas.

En escalas menores de aproximadamente un grado, o dos veces el tamaño de la Luna llena en el cielo, el gráfico muestra la impresión y el patrón de oscilación de las ondas de sonido que estaban presentes en el fluido de la materia y radiación comunes en el Universo temprano, antes del CMB fue lanzado. En esta época, la materia ordinaria estaba estrechamente acoplada a los fotones, y la presión de radiación de los fotones alejaba cualquier concentración de materia que pudiera haberse creado bajo el efecto de la gravedad.

Líneas de tiempo de la gran explosión. Crédito: NASA.

La interacción entre la gravedad, que unía el fluido de la materia y la radiación, y la presión de la radiación, que lo alejaba, causó una serie de compresiones rítmicas y rarefacciones en todo el fluido. Esto da como resultado el patrón de ondas de sonido que es visible en la parte central del gráfico del espectro de potencia. Como la gravedad es causada por partículas de materia ordinarias y oscuras, pero la presión de radiación de los fotones solo la experimenta la materia ordinaria (porque las partículas de materia oscura no están acopladas a los fotones), la forma de estas oscilaciones contiene información sobre la cantidad de materia ordinaria relativa a la cantidad de materia oscura. Como la materia oscura no estaba unida a los fotones, cualquier concentración de materia oscura podría volverse más densa y densa incluso antes de la liberación del CMB. La contribución relativa de partículas de materia ordinarias (también denominadas bariones) al presupuesto cósmico general se expresa en términos del parámetro 'Omega_b', donde b representa bariones, y la contribución relativa de partículas de materia oscura fría se expresa en términos de el parámetro 'Omega_c', donde c significa frío. El "frío" en la materia oscura fría se refiere a la baja velocidad de estas partículas (las partículas "cálidas" de materia oscura se mueven a mayor velocidad y las partículas "calientes" de materia oscura se mueven a la velocidad de la luz).

Mientras que la gravedad atrae a la materia para formar estructuras, la expansión del Universo puede contrarrestar este efecto y obstaculizar la formación de la estructura cósmica. Por esta razón, la cantidad de fluctuaciones en el Universo depende también de la velocidad de expansión cósmica, y esta cantidad se puede extraer de la forma de las oscilaciones en el espectro de potencia del CMB. La velocidad del Universo se expresa en términos de la constante de Hubble, H_0, que cuantifica la expansión del Universo en este momento.

¿Qué nos dice el fondo de microondas cósmico sobre la 'forma' general del Universo?

El CMB tiene pistas sobre la naturaleza y distribución de la estructura en el Universo, y la densidad promedio de esta materia juega un papel clave en la determinación de la geometría del Universo. La geometría del Universo puede tomar una de tres formas: puede curvarse como la superficie de una bola y ser de extensión finita (curvada positivamente); curvado como una silla de montar e infinito en extensión (curvado negativamente), o puede ser plano e infinito. La geometría y la densidad del Universo están relacionadas de tal manera que, si se encuentra que la densidad promedio de la materia en el Universo es menor que la denominada densidad crítica (aproximadamente igual a 6 átomos de hidrógeno por metro cúbico), el Universo es abierto e infinito Si la densidad es mayor que la densidad crítica, el Universo está cerrado y es finito. Si la densidad es igual a la densidad crítica, el Universo es plano.

Los cosmólogos estudian los tamaños relativos de las oscilaciones del fluido de materia y radiación en el momento en que se lanzó el CMB para aprender más sobre la forma del Universo. Las oscilaciones se traducen en regiones de mayor y menor temperatura en el mapa CMB, y contienen información sobre la cantidad de partículas presentes. Más específicamente, la forma del Universo puede determinarse observando dónde aparece la primera de estas oscilaciones en el espectro de potencia.

La ubicación de la primera oscilación corresponde a un tamaño específico en el Universo temprano llamado horizonte de sonido: la distancia máxima que una onda de sonido pudo haber cruzado desde el Big Bang hasta el momento de la liberación de CMB. Para los cosmólogos, el horizonte de sonido funciona como una medida estándar de longitud conocida. Midiendo su longitud en las fluctuaciones de temperatura del CMB, es posible determinar si el Universo es plano o curvo. Esto se expresa en términos del parámetro 'Omega_K' y es igual a cero para el espacio exactamente plano.

• Enlace artículo ESA.