El gas que el viento se llevó

• Título: Large-Scale Mass Distribution in the Illustris-Simulation
• Autores: M. Haider, D. Steinhauser, M. Vogelsberger, S. Genel, V. Springel, P. Torrey and L. Hernquist
• Institución del primer autor: Institut für Astro- und Teilchenphysik, Universität Innsbruck, Technikerstraße 25/8, A-6020 Innsbruck, Austria
• Estado del trabajo: Aceptado en MNRAS el 8 de Enero de 2015

   

Al comenzar el día abrimos nuestros párpados, y la compleja existencia del universo se manifiesta ante nuestros ojos. Distintas formas, colores, aromas y sensaciones son procesadas por nuestro cerebro. Al caer la noche el telón se levanta y el espectáculo comienza. Millones de estrellas se desparraman en el firmamento, e incluso ellas mismas brillan en distintas tonalidades e intensidades. Toda esta belleza que percibimos se compone de agrupaciones de átomos, ordenadas de distintas formas, con distintas energías, velocidades, propiedades físicas y químicas. Sin embargo, lo que logramos percibir está lejos de ser todo lo que existe en este universo.

En el modelo cosmológico más ampliamente aceptado en la actualidad, la cantidad total de materia en el universo está fuertemente dominada por la llamada materia oscura, la cual, a diferencia de los átomos, sólo interactúa con el resto de la materia mediante gravedad. Se estima que la materia oscura compone el 26 por ciento de la masa-energía total del universo. Otro 70 por ciento corresponde a la denominada energía oscura (la causante de la expansión acelerada del universo), y sólo un 4.8 por ciento está compuesto por átomos. Esta abundancia ha sido determinada con gran precisión mediante el estudio del Radiación de Fondo Cósmica de Microondas (CMB), y también es la abundancia predicha por la teoría de nucleosíntesis primordial.

Al medir abundancia relativa de deuterio e hidrógeno (D/H) en el universo se obtienen valores consistentes con los encontrados en el CMB. Otra manera de cuantificar la abundancia de gas (o átomos) en el cosmos es estudiando las líneas de absorción que las nubes de hidrógeno neutro producen al bloquear la luz de cuásares muy lejanos que viaja a través del medio intergaláctico (Bosques de Lyman-alfa). Estas mediciones deben hacerse a un redshift alto, en donde el gas aún no se encontraba totalmente ionizado por la radiación. Mediante este método también se obtienen valores consistentes con la fracción cósmica de bariones, que son partículas como protones y neutrones que conforman la materia ordinaria o bariónica.

En el universo local no es posible encontrar una gran cantidad de hidrógeno neutro, ya que la radiación producida por fuentes luminosas se ha encargado de ionizar gran parte del gas, tanto el que se encuentra dentro de las galaxias como también el gas intergaláctico. Esto dificulta su detección, ya que su temperatura y densidad no son las ideales para ser detectado mediante los instrumentos astronómicos que poseemos en la actualidad. Considerando la cantidad de gas neutro que se encuentra a alto redshift, es posible concluir que al menos el 30 por ciento de la materia bariónica aún se encuentra desaparecida en el universo local. La pregunta lógica que surge es ¿dónde se encuentra toda esa materia?

Figura 1: La distribución de partículas de materia oscura (panel izquierdo) y de gas (panel derecho) en la simulación Illustris, en un pequeño corte transversal del cubo de la simulación. Es posible apreciar que el gas está distribuido de forma mucho más difusa y extendida que la materia oscura, producto de distintos mecanismos, como vientos de supernovas y AGN. (Figura 3 en el artículo original).

Dada la dificultad de detectar esta componente gaseosa de forma observacional, otro recurso que puede ser utilizado son las simulaciones hidrodinámicas. En este trabajo los autores estudian cómo se distribuye la materia en una de las más modernas y sofisticadas simulaciones cosmológicas hasta la fecha: ILLUSTRIS (ver Figura 1). Este proyecto simula la evolución de un universo virtual en un cubo de 100 Mpc de lado, e incorpora modelos para distintos fenómenos físicos que ocurren en el universo real, tales como la evolución estelar, los vientos y frentes de choque producidos por supernovas y núcleos de galaxias activos (AGN), así como la formación y evolución de galaxias.

Figura 2: La evolución de la fracción de la masa total que contienen los halos en la simulación ILLUSTRIS para distintos tipos de partículas, como función del redshift. La línea amarilla muestra la cantidad de masa en estrellas contenida en halos, la azul el gas, la verde toda la masa bariónica (gas y estrellas), la negra la materia oscura (no-bariónica), mientras que la línea roja muestra la masa total. (Figura 2 en el artículo original).

El estudio se centra principalmente en la distribución de masa a gran escala en la simulación, es decir, cómo se distribuye la materia entre las estructuras más grandes que podemos encontrar en el universo: los halos de materia oscura, los filamentos de la red cósmica, y los vacíos cósmicos. Estos tres componentes conforman lo que llamamos la red cósmica, una especie de telaraña que se formó en escalas realmente muy grandes (del orden de los megapársecs) mediante gravedad. Sabemos que las galaxias habitan preferentemente en zonas de muy alta densidad, como los halos de materia oscura, y los filamentos. Como consecuencia de esto, los vacíos cósmicos tienen una baja densidad de galaxias y materia, no mayor al 20 por ciento de la densidad promedio del universo. Sin embargo, es posible que los vientos de supernova o de AGN expulsen parte del gas de las galaxias hacia zonas de menor densidad, como los vacíos cósmicos. Una interesante posibilidad sería que parte de ese 30 por ciento del gas que aún no encontramos en el universo local, haya sido expulsado por estas galaxias, y se encuentre en los vacíos.

Figura 3: La razón entre la masa de gas y la masa total de bariones en un espacio de temperatura vs densidad bariónica en la simulación ILLUSTRIS. El gas es dividido en distintas fases según su temperatura y densidad: Puede ser gas caliente

En la Figura 2 podemos observar la fracción de masa total que está contenida dentro de halos en la simulación en función del redshift, para distintos tipos de materia en la simulación. Si nos concentramos en la línea que roja, que muestra la fracción de la masa total contenida dentro de los halos, vemos que ésta incrementa monotónicamente a medida que el tiempo transcurre (recordemos que el redshift es también una escala de tiempo). Inicialmente los halos sólo contenían el 10 por ciento del total de la masa de la simulación, pero éstos fueron acrecionando más y más material mediante gravedad a través de la evolución del universo (mecanismo mediante el cual se forman los cúmulos de galaxias, por ejemplo). Es posible apreciar una tendencia similar para la materia oscura. Sin embargo, la fracción de masa contenida en bariones (gas y estrellas) comienza a disminuir entre redshift 1 y 2, lo cual es indicativo de mecanismos de feedback (por ejemplo, vientos) que se activaron con gran intensidad a este redshift: explosiones de supernovas, o despliegues energéticos de AGN pueden expulsar el gas de los halos. Precisamente se cree que en redshift 2 ocurrió el pico de formación estelar en el universo, lo cual debió haber desencadenado una gran cantidad de vientos y frentes de choque producto de la pérdida de masa y muerte de las estrellas.

Los autores calculan la densidad de materia en cada punto de la simulación, y clasifican cada región en distintas categorías según el valor de esa densidad. Las zonas más densas de todas son clasificadas como halos. Las que poseen una densidad intermedia son consideradas filamentos, mientras que las que poseen una densidad por abajo del promedio se clasifican como vacíos cósmicos, como se muestra en la Figura 4. Sorprendemente, los investigadores encuentran que ¡los vacíos cósmicos contienen alrededor de un 30 por ciento de la masa total de bariones en la simulación! Es casi seguro que este gas fue expulsado de las galaxias mediante de feedback de supernovas y AGN, debido a que posee temperaturas y metalicidad consistentes con este mecanismo.

Figura 4: Las distintas regiones identificadas en la simulación ILLUSTRIS según el valor de la densidad de partículas en ese punto. El panel izquierdo corresponde a vacíos cósmicos, zonas con una densidad muy por debajo de la media. El panel del medio corresponde los filamentos zonas con una densidad intermedia, mientras que al panel derecho muestra las zonas más densas del universo, los halos que albergan galaxias, que a su vez viven dentro del los filamentos de la red cósmica. (Figura 8 en el artículo original).

Quizá uno de las figuras más interesantes del trabajo es la Figura 3, en donde los autores clasifican el gas de la simulación en distintas fases, según su temperatura y densidad. En general, el gas interestelar e intergaláctico puede experimentar fases calientes, tibias o frías, y también puede estar ionizado, dependiente del entorno en el que se encuentra. Más del 53 por ciento del gas en la simulación ILLUSTRIS se encuentra en forma de gas tibio-caliente ionizado (WHIM, por sus siglas en inglés), el cual tiene temperaturas entre 100 mil y 10 millones de Kelvin. Como comentamos anteriormente, el gas en esta fase es sumamente difícil de detectar con la generación actual de satélites de rayos-X.

Los resultados de la simulación ILLUSTRIS presentan esperanzas y promesas anheladas por mucho tiempo por astrofísicos y cosmólogos en búsqueda de la materia bariónica perdida. Una de las razones de por qué el 30 por ciento de los bariones no se ha detectado podría ser precisamente el hecho que este gas se encuentra en la fase WHIM, y posiblemente gran parte de este gas se encuentre en vacíos cósmicos, dificultando aún más su detección.

Hasta qué punto este tipo de simulaciones reflejan las propiedades de nuestro universo con fidelidad es un tema de debate por sí solo, y se necesitarán más y mejores instrumentos para poder obtener conclusiones definitivas. Quizá será necesario adentrarse en el vacío, en la oscuridad absoluta, para finalmente encontrar lo que ha estado escondido, más allá de lo que nuestros ojos pueden ver.