El espectro de potencia en crisis

• Título: The effect of baryons on redshift space distortions and cosmic density and velocity fields in the EAGLE simulation
• Autores: Wojciech A. Hellwing, Matthieu Schaller, Carlos S. Frenk, Tom Theuns, Joop Schaye, Richard G. Bower, Robert A. Crain.
• Institución del primer autor: Institute of Cosmology and Gravitation, University of Portsmouth, Portsmouth PO1 3FX, UK
• Estado: Enviado a MNRAS, el 10 de marzo de 2016.

En el escenario cosmológico actual, nuestro universo está compuesto por aproximadamente un 4.9% de materia bariónica o átomos, un 26.8% de materia oscura que interactúa sólo mediante gravedad con el resto de la materia, y un impresionante 68.3% compuesto de una misteriosa energía oscura que sería la responsable de que el universo se expanda aceleradamente.

Existen distintos modelos para explicar la naturaleza de la energía oscura. El más ampliamente aceptado es que se trata de una constante cosmológica, una densidad de energía constante que permea el espacio uniformemente, teniendo un efecto contrario al de la fuerza de gravedad.

Figura 1: Visualización de la simualación cosmológica EAGLE. En la figura principal se aprecia la red filamentaria de la estructura a gran escala de la simulación. Los subpaneles muestran un acercamento a una zona de alta densidad, en donde la materia oscura ha agrupado la materia mediante gravedad, llegando a formar complejas estructuras como galaxias. Mientras el crecimiento de la estructura a gran escala sigue la teoría lineal, el colapso gravitacional de halos de materia oscura y galaxias se encuentran en un régimen altamente no-lineal, es decir, que no puede ser descrito mediante ecuaciones sencillas (ver texto). Créditos: http://eagle.strw.leidenuniv.nl

EL UNIVERSO, TAL Y COMO LO DESCRIBIMOS AHORA

Se cree que las complejas agrupaciones de materia que hoy en día observamos, como las galaxias y los filamentos de la red cósmica, se formaron a partir de pequeñas perturbaciones en el campo de densidad del universo temprano. Podemos imaginar el universo temprano como una gran sopa caliente con distintos ingredientes, según los porcentajes descritos anteriormente. En este universo temprano habría sobredensidades o pequeñas aglomeraciones de materia que fueron creciendo más y más debido al efecto atractivo de la fuerza de gravedad. La materia oscura fue la encargada de ir agrupando estas pequeñas sobreabundancias en estructuras cada vez más grandes, y junto con los átomos, fueron dando forma a las galaxias tal como las conocemos en la actualidad.

Evidentemente, existe una competencia entre la gravedad y la expansión cósmica en distintas escalas. En escalas relativamente pequeñas, como la de nuestro sistema solar o la Vía Láctea, la gravedad domina absolutamente, y es por eso que a pesar de que el universo se expande, el espacio entre las estrellas de nuestra galaxia no lo hace. En escalas muy grandes, como la de los filamentos y los vacíos cósmicos, la competencia entre gravedad y expansión es más reñida, y se dice que en este régimen las estructuras evolucionan de acuerdo a la teoría lineal. En términos sencillos, esto quiere decir que podemos describir su evolución a lo largo del tiempo mediante reglas relativamente sencillas. Cuando estudiamos regiones con sobredensidades muy marcadas, como las galaxias, las estructuras evolucionan de una forma altamente no-lineal, y ya no se pueden describir mediante cálculos simples.

Una de las herramientas favoritas de los cosmólogos para estudiar el crecimiento de estructuras en el universo es el espectro de potencia de materia. Dicho espectro de potencia de materia describe el contraste de densidad de materia del universo, esto es, la diferencia entre la densidad local y la densidad promedio del Universo, en función de la escala. En este sentido, mientras mayor es la amplitud del espectro de potencia, mayor es el contraste de densidad en esa escala en particular. En el régimen lineal, el espectro de potencia puede describir completamente el campo de densidad del Universo, mientras que en el caso no-lineal es necesario realizar simulaciones numéricas para estudiar cómo evolucionan las estructuras a lo largo del tiempo.

Hasta ahora, el estudio del espectro de potencia se ha apoyado fuertemente en el análisis de simulaciones de N-cuerpos que sólo incluyen materia oscura. Esto es relativamente sencillo de realizar en términos computacionales, debido a que, como la materia oscura sólo interactúa gravitacionalmente, es fácil de modelar en este tipo de simulaciones. Como gran parte de la masa del universo está compuesta de materia oscura, los resultados de estas simulaciones nos proveen de buenas aproximaciones para el espectro de potencia de materia del Universo. Sin embargo, en el mundo real existe ese 4% de átomos del que estamos compuestos nosotros, los planetas, las estrellas, y básicamente casi todo lo que podemos ver con nuestros ojos y telescopios. Si queremos hacer cosmología de precisión, es fundamental incluir esta componente en nuestras simulaciones para ver en qué manera podría afectar el espectro de potencia.

Figura 2: La diferencia relativa de distintos espectros de potencia en EAGLE con respecto a la simulación de sólo materia oscura (DMO). El régimen en donde la diferencia porcentual es menor al 1 por ciento se muestra sombreado. La línea azul muestra el espectro de potencia de la materia oscura, la naranja el espectro de potencia total. En magenta y marrón se estudian los espectros de potencia de otras simulaciones, llamadas OWL. Figura 1 del artículo original.

UN 4% QUE LO CAMBIA TODO

En este estudio, los autores utilizan las simulaciones EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments) para estudiar cuál es el efecto que la materia bariónica (átomos) producen en el espectro de potencia. EAGLE es una simulación hidrodinámica de alta resolución que simula la evolución de galaxias en un volumen cúbico de 100 Mpc de lado. Este tipo de simulaciones son extremadamente costosas computacionalmente hablando, e incluso con la tecnología actual, se hace muy difícil realizar simulaciones con la resolución de EAGLE en volúmenes más grandes. Una de las ventajas del proyecto EAGLE es que, además de la simulación principal que incluye toda la física de bariones y de formación de galaxias, existe una simulación que fue corrida con las mismas condiciones iniciales, pero sólo siguiendo la evolución de partículas de materia oscura. De esta manera es posible estudiar en detalle cuáles son las diferencias en la evolución de estructuras en simulaciones con y sin física de bariones.

En la Figura 2 se muestra el efecto de la inclusión de bariones en el espectro de potencia. Las distintas líneas muestran la razón porcentual entre distintos espectros de potencia obtenidos en la simulación hidrodinámica y la simulación de sólo materia oscura, en función de la escala. La línea más importante en esta figura, y en todo el artículo, es la línea naranja, la cual muestra la razón entre el espectro de potencia de materia total de EAGLE con respecto al espectro de potencia de materia total de la simulación de sólo materia oscura. La zona sombreada corresponde a la región en donde las razones entre los espectros de potencia son  menores al 1 por ciento. Arriba de esta región es donde las cosas comienzan a ser preocupantes: en las escalas‡ k = 3 – 6 Mpc/h, la inclusión de bariones en la simulación puede cambiar el espectro de potencia ¡en más de un 10 por ciento!  Esto trae importantes consecuencias para los análisis cosmológicos a realizarse en el futuro.

Los próximos surveys de gran escala como el LSST, proveerán una cantidad de datos enorme con los que podremos contrastar los distintos parámetros de nuestros modelos cosmológicos actuales. Sin embargo, para realizar una buena comparación con nuestros modelos, es necesario realizar simulaciones realistas que vayan más allá de la materia oscura. Este trabajo muestra de una manera sencilla que un modelamiento adecuado de la física hidrodinámica y de formación de galaxias es escencial para predecir el espectro de materia total del Universo con una precisión mejor al 1 por ciento. Esto tiene impacto directo en estudios de lentes gravitacionales, que dependen fuertemente del modelamiento de la distribución de masa total cerca de regiones de alta densidad, como cúmulos de galaxias.

Nuevos y revolucionarios avances en la tecnología computacional se hacen necesarios para simular universos que se asemejen cada vez más a la realidad. Esperamos algún día en el futuro poder reírnos de cuando le poníamos el sobrenombre “oscuro” a todo aquello que no entendíamos muy bien. Por el momento, aún requerimos de un modelo físico que cambie el paradigma cosmológico actual e ilumine nuestro camino.

‡ De manera simplista, el parámetro k es una medida del tamaño de las estructuras.