Cosmología con vacíos extragalácticos

• Título:   “Multipole analysis of redshift-space distortions around cosmic voids“
• Autores: Hamaus N. et al.
• Institución del primer autor: Universitäts-Sternwarte München, Alemania

Los grandes catálogos de galaxias como SDSS, 2dF y 6dF han sido tremendamente útiles para construir y confirmar el modelo cosmológico estándar (con todos sus posibles problemas, como el hecho de que no tengamos un modelo claro para describir el 95% del contenido del Universo). Sin embargo, existen ciertas limitaciones sobre la información cosmológica que podemos extraer de estos catálogos, relacionadas con nuestra habilidad a la hora de vincular la distribución de galaxias con los parámetros cosmológicos de un determinado modelo. Hay dos problemas principales:

1. No linealidades. Desde que empezamos a estudiar física sabemos que la fuerza gravitatoria es siempre atractiva, y esto hace que los sistemas gobernados por esta interacción puedan ser tremendamente inestables. Imaginemos una distribución completamente homogénea de materia con una pequeña perturbación (es decir, un pequeño cúmulo de masa en cierto punto del espacio). Al ser la densidad en este punto ligeramente superior al resto, tenderá a atraer más materia hacia el mismo, con lo que aumentará en densidad, atrayendo más materia, aumentando en densidad… Rápidamente este pequeño cúmulo se convierte en una zona de muy alta densidad. ¡El problema es que no es nada fácil describir este tipo de sistemas de forma analítica! Todos los que hemos estudiado física sabemos que siempre podemos hacer teoría de perturbaciones a partir de un sistema sencillo (por ejemplo un oscilador armónico), pero en cuanto estas perturbaciones se hacen suficientemente grandes la teoría falla, y construir modelos no-perturbativos es tremendamente complicado. Lo mismo pasa en cosmología: aunque existe una teoría de perturbaciones muy bien desarrollada, ésta solo es capaz de modelar pequeñas fluctuaciones de galaxias, pero no los cúmulos de alta densidad donde se forman las galaxias. Afortunadamente, en escalas suficientemente grandes todavía es posible utilizar esta teoría de perturbaciones, aunque esto limita la cantidad de información que puede obtenerse de un catálogo de galaxias.
2. Formación de galaxias. En un mundo ideal en el que pudiésemos describir las no-linealidades de la distribución de materia que acabamos de explicar, todavía tendríamos que enfrentarnos a un problema más complicado: conectar la distribución de materia con la de galaxias. Esto es necesario, ya que sabemos que las galaxias sólo contienen una pequeña fracción del contenido total de materia del Universo. En principio es razonable pensar que donde haya muchas galaxias debería haber mucha materia. Sin embargo el no conocer el factor de normalización de la relación entre ambas densidades nos impide estudiar el crecimiento de las estructuras a lo largo del tiempo, que es un observable cosmológico de tremenda utilidad.

Fig. 1: Vacíos cosmológicos observados en simulaciones cosmológicas (izquierda – Millennium Simulation) y en los datos del catálogo SDSS.

En el artículo de hoy, los autores han combinado dos técnicas distintas para mitigar estos dos efectos:

Vacíos cosmológicos

Cuando se observa la distribución de galaxias en un catálogo, o la densidad de materia en una simulación cosmológica, es notable que en su mayor parte el espacio está vacío (ver Figura 1). Es decir, se encuentra dominado por regiones en las que la densidad de galaxias es muy baja. Esto es de esperar siguiendo el razonamiento anterior: las sobre-densidades tienden a acretar más materia a expensas de las zonas de densidad baja, con lo que tarde o temprano grandes zonas del espacio acaban vacías, lo que se conoce como “vacíos cosmológicos” (ver astrobito asociado). Sin embargo la observación de estas zonas tiene una ventaja teórica: al ser la densidad tan baja, uno no encuentra grandes fluctuaciones en ellas, con lo que la teoría de perturbaciones que mencionabamos arriba puede utilizarse en un rango mucho mayor de escalas. Esto hace que, potencialmente, estos vacíos sean de gran interés en la cosmología.

Distorsiones de redshift

Una de las particularidades de los catálogos de galaxias es el hecho de que uno mide la posición radial de las mismas a partir del corrimiento al rojo de sus lineas espectrales (conocido como redshift), causado por la expansión del Universo. Sin embargo, este redshift también recibe una contribución perturbativa causada por la velocidad de cada objeto y por su proximidad a otras zonas de alta densidad. Esta contribución extra se conoce como “distorsión de redshift“. Por ejemplo, como hemos dicho, las acumulaciones de galaxias tienden a acretar más galaxias, con lo que es de esperar que una galaxia en un vacío cosmológico tienda a alejarse del centro del mismo, aproximándose a las zonas de alta densidad alrededor del mismo. Al traducir estos redshifts a posiciones radiales, este efecto hace que un vacío con forma esférica aparezca alargado a lo largo de la linea de visión, de modo que el efecto de las distorsiones de redshift es muy característico en estos objetos.

La ventaja de observar las distorsiones de redshift es que, al contrario que la densidad de galaxias, las velocidades que causan estas distorsiones están directamente relacionadas con el campo de velocidad del Universo (es decir, no existe ningun factor de normalización desconocido entre ambas cantidades. Por esta razón, la observación de estas distorsiones ¡sí permite medir el crecimiento de estructura en el Universo!

Medir el crecimiento de estructura usando vacíos

En el artículo de hoy los autores utilizan los dos observables descritos arriba, midiendo la señal de las distorsiones de redshift alrededor de vacíos detectados en los datos del catálogo SDSS. De este modo los autores consiguen producir una medición de lo que se conoce como “factor de crecimiento de estructura”, β, básicamente una medida de la rapidez con la que las fluctuaciones en la densidad de materia crecen con el tiempo. Los autores consiguen estudiar este observable en escalas muy pequeñas, debido a la validez de la teoría de perturbaciones en estos vacíos, con lo que han obtenido una medición sorprendentemente precisa de este parámetro (comparado con las mediciones tradicionales que no seleccionan vacíos u otras regiones del espacio en concreto). Las mediciones hechas por los autores en función del redshift (básicamente, en función de la edad del Universo) se muestran en la Figura 2, y se encuentran en buen acuerdo con la predicción teórica del modelo cosmológico estándar (línea discontínua).

Éste artículo demuestra el potencial observacional de seleccionar la muestra más limpia de un catálogo (en este caso, las galaxias que se encuentran dentro de vacíos cosmológicos) a la hora de incrementar la precisión de ciertos parámetros. Esta técnica será de gran utilidad en el análisis de nuevos catálogos como eBOSS, DESI y Euclid, que empezarán a tomar datos en el futuro cercano.

Fig. 2: medidas del factor de crecimiento (la rapidez con la que las estructuras crecen en el Universo) en función del redshift realizadas por los autores del artículo de hoy. Las medidas a alto y bajo redshift se muestran en azul y rojo, con la predicción del modelo cosmológico estándar dada por la linea negra entrecortada. Imagen obtenida del artículo original.