Cúmulos de galaxias, cosmología y la sinfonía número 6 de Beethoven

• Astrobite original: Galaxy Clusters, Cosmology, and Beethoven’s No. 6

Artículo 1

• Título: Constraints on Ω_m, Ω_Λ and σ₈ on galaxy cluster redshift distributions
• Autores: G. Holder, Z. Haiman, and J. J. Moh
• Institución del primer autor: McGill University, Canada

Articulos suplementarios:

Artículo 2

• Título: Clusters, filaments, and voids in a universe dominated by cold dark matter
• Autores: S.D.M. White, C.S. Frenk, M. Davis, and G. Efstathiou
• Institución del primer autor: Max Planck Institute for Astrophysics, Garching, Germany

Artículo 3

• Título: The Most Massive Distant Clusters: Determining Omega and sigma_8
• Autores: N. Bahcall, and X. Fan
• Institución del primer autor: Princeton University, USA

Fig. 1: imágenes de una simulación cosmológica hidrodinámica. La fila 1 muestra el colapso gravitacional de la materia oscura, la fila 2 muestra las estructuras de gas y polvo y la fila 3 muestra las estructuras estelares de la simulacion a tres redshifts diferentes.

El astrofísico fue al auditorio. El boleto de la Orquesta Filarmónica de Chicago decía “Beethoven”. La música es lo que utiliza para relajarse despues de todo un día estudiando esos cúmulos de galaxias. Llega tarde, pero está emocionado. Una vez allí, toma asiento, cierra los ojos y deja que la orquesta le embruje. Le gusta el violonchelo, y concentra su oido en ese instrumento y en su músico. Al cabo de unos minutos, no sólo sabe, a partir de la música del violonchelista, que está escuchando el segundo movimiento de la sinfonía, sino que también ha reconocido el nombre de la misma: la Sinfonía No. 6 de Beethoven. Un ejemplo clásico de cómo la información en pequeñas escalas allana el camino a la hora de entender los fenómenos a grandes escalas. Exactamente lo que el astrofísico hace para ganarse la vida.

Dejando las áridas analogías musicales a un lado, en el escenario del Universo, los cúmulos de galaxias son actores relativamente jóvenes. Su uso como observables en cosmología (el estudio del origen y evolución del Universo como un todo) en escalas de miles de millones de años es parecido a los sucesos de la sala de conciertos. A finales del siglo 20, varios astrofísicos habían identificado múltiples formas de estudiar el Universo: el popular fondo de radiación de microondas (CMB, la radiación térmica de la epoca de la recombinación, cercana al Big Bang), la escala de oscilación de bariones (BAO, las fluctuaciones en la densidad de materia ordinaria en el Universo, con origen también en el proceso de recombinación), las lejanas supernovas de tipo Ia y otros. Estos observables han sido usados hasta la saciedad para poner límites sobre los parámetros que se consideran estándar en cosmología:

1. La densidad de materia total en el Universo (básicamente toda la materia que existe, ordinaria o no) Ω_m.
2. La densidad de energía oscura, Ω_Λ, responsable de la expansión acelerada del Universo.
3. La fluctuación media de materia (en relación a la densidad media del Universo) en esferas de 8 Mpc/h de radio (~1 millón de años-luz), llamado σ₈.

Con la construcción de mejores telescopios y catálogos de galaxias a gran escala, detectar un mayor número y variedad de objetos astrofísicos se hizo imprescindible. Estas observaciones nos guiaron en la dirección apropiada para describir el modelo cosmológico correcto, que nos permite comprender cómo las pequeñas perturbaciones en el Universo primitivo llegarían, con el paso del tiempo, a formar las estructuras que vemos hoy en día. Usando las observaciones del efecto Sunyaev-Zel’dovich (la dispersión de los fotones del CMB causada por el plasma a alta temperatura) y de las emisiones de gas en rayos X, nos ha sido posible detectar varios cúmulos de galaxias distantes. Esto hizo que los cúmulos de galaxias se convirtiesen en candidatos interesantes a ser observables cosmológicos en el universo cercano, complementario a fenómenos globales como el CMB y las BAO, con su origen en el Universo primitivo.

Los artículos II y III de arriba fueron algunos de los primeros intentos de medir cuantitativamente las perturbaciones en la densidad de materia del Universo, y cómo la naturaleza de la energía oscura y de la materia (tanto oscura como ordinaria) pueden alterar el número y la masa de los cúmulos de galaxias que podemos ver o que podremos ver en el futuro. El artículo I fue un tratado acerca de cómo utilizar los cúmulos de galaxias detectados para medir parámetros cosmológicos usando ciertos algoritmos estadísticos.

¿Cómo se hace esto? Los cúmulos de galaxias se forman en las regiones más densas del Universo, cuando estas colapsan debido a la interacción gravitatoria. De este modo, la densidad de número de cúmulos es muy sensible aΩ_m (la densidad de materia ordinaria) y σ₈ (la amplitud de las fluctuaciones sobre esta densidad). Además, ya que el colapso gravitacional se ve frenado en un Universo en expansión, la distribución en redshift de estos objetos es una forma importante de poner cotas sobre la fracción de energía oscura que gobierna dicha expansión. Uno de los aspectos más importantes del artículo I es el uso que los autores hacen de la masa de los distintos cúmulos para tener en cuenta los cúmulos que se encuentran todavía en desarrollo (aquellos con una masa del orden de 10 veces la masa de la Vía Láctea) de aquellos que ya han evolucionado (con masas ~100 veces más grandes). Los autores fueron capaces de hacer esto asumiendo que, una vez que un cúmulo se encuentra a punto de formar un objeto gravitacionalmente estable, sus propiedades aumentan o disminuyen en comparación con cúmulos de mayor o menor masa respectivamente (ver Figura 1).

Fig. 2: Izquierda – resultados de 2014 (Mantz et al.) en las que se ponen cotas sobre la densidad de energía oscura (eje y) y de materia (eje x). Los datos de cúmulos se muestran como las elipses moradas, donde los tonos oscuros y claros indican los intervalos de 68% y 95% de confianza. Derecha w_a representa distintos modelos de expansión del Universo, y un valor de cero denota una constante cosmológica pura (el signo + de la figura), que es el modelo aceptado actualmente.

Hemos recorrido un largo camino desde 2001. Varios experimentos de CMB como SPT, ACT y Planck, capaces de medir el efecto SZ, así como observatorios de rayos X tales como Chandra y XMM-Newton han hecho un trabajo impresionante a la hora de medir estos parámetros (como se puede ver en la Figura 2). En el futuro, catálogos como eROSITA, Advanced ACT y SPT-3G detectaran cúmulos todavía más distantes, y en mayor número, y serán capaces de reducir significativamente los errores de estas medidas. Este observable cosmológico no sólo será capaz de descartar ciertos modelos cosmológicos alternativos, sino también sacar a la luz las virtudes de otros modelos.

El escenario está listo, los instrumentos están siendo mejorados, y el astrofísico obtiene un gran placer al ser el espectador de una sinfonía que está siendo tocada en escalas cósmicas.