Vacío (astronomía)

A continuación se presenta una cronología resumida de los eventos importantes en el campo de los vacíos cósmicos desde sus inicios hasta la actualidad:

• 1961 – Se presentaron a la atención de la comunidad astronómica características estructurales a gran escala, como los "cúmulos de segundo orden", un tipo específico de supercúmulo . ^{[ 13 ]}
• 1978 – Se publicaron los dos primeros artículos sobre el tema de los vacíos en la estructura a gran escala, haciendo referencia a los vacíos encontrados en primer plano de los cúmulos Coma/A1367. ^{[ 10 ] [ 14 ]}
• 1981 – Descubrimiento de un gran vacío en la región de Boötes del cielo que tenía casi 50 h ⁻¹ Mpc de diámetro (que luego se recalculó a unos 34 h ⁻¹ Mpc). ^{[ 15 ] [ 16 ]} Aquí h es el parámetro de Hubble adimensional , aproximadamente 0,7.
• 1983 – Surgieron simulaciones por computadora lo suficientemente sofisticadas como para proporcionar resultados relativamente fiables del crecimiento y la evolución de la estructura a gran escala, y aportaron información sobre características clave de la distribución de galaxias a gran escala. ^{[ 17 ] [ 18 ]}
• 1985 – Se examinaron los detalles del supercúmulo y la estructura de vacío de la región de Perseo-Piscis . ^{[ 19 ]}
• 1989 – El estudio de corrimiento al rojo del Centro de Astrofísica reveló que los grandes vacíos, los filamentos afilados y las paredes que los rodean dominan la estructura a gran escala del universo. ^{[ 20 ]}
• 1991 – El Sondeo de Corrimiento al Rojo de Las Campanas confirmó la abundancia de vacíos en la estructura a gran escala del universo (Kirshner et al. 1991). ^{[ 21 ]}
• 1995 – Las comparaciones de estudios de galaxias seleccionados ópticamente indican que se encuentran los mismos vacíos independientemente de la selección de la muestra. ^{[ 22 ]}
• 2001 – El estudio de corrimiento al rojo de galaxias de campo de dos grados, ya completado, añade una cantidad significativamente grande de vacíos a la base de datos de todos los vacíos cósmicos conocidos. ^{[ 23 ]}
• 2009 – Los datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), combinados con estudios a gran escala anteriores, proporcionan ahora la visión más completa de la estructura detallada de los vacíos cósmicos. ^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]}

Este método de primera clase utiliza cada galaxia en un catálogo como su objetivo y luego utiliza la Aproximación del Vecino Más Cercano para calcular la densidad cósmica en la región contenida en un radio esférico determinado por la distancia a la tercera galaxia más cercana. ^{[ 8 ]} El Ad y Piran introdujeron este método en 1997 para permitir un método rápido y efectivo para estandarizar la catalogación de vacíos. Una vez que se extraen las celdas esféricas de todos los datos de estructura, cada celda se expande hasta que la subdensidad regresa a los valores promedio de densidad de pared esperados. ^{[ 31 ]} Una de las características útiles de las regiones de vacío es que sus límites son muy distintos y definidos, con una densidad media cósmica que comienza en 10% en el cuerpo y aumenta rápidamente a 20% en el borde y luego a 100% en las paredes directamente fuera de los bordes. Las paredes restantes y las regiones de vacío superpuestas se cuadriculan luego en, respectivamente, zonas distintas e interconectadas de filamentos, cúmulos y vacíos casi vacíos. Cualquier superposición de más del 10 % con vacíos ya conocidos se considera una subregión dentro de esos vacíos conocidos. Todos los vacíos admitidos al catálogo tenían un radio mínimo de 10 Mpc para garantizar que no se catalogaran accidentalmente todos los vacíos identificados debido a errores de muestreo. ^{[ 8 ]}

Este algoritmo particular de segunda clase utiliza una técnica de teselación de Voronoi y partículas de borde simuladas para categorizar regiones basándose en un borde contrastante de alta densidad con una cantidad muy baja de sesgo. ^{[ 32 ]} Neyrinck introdujo este algoritmo en 2008 con el propósito de introducir un método que no contuviera parámetros libres ni teselaciones de forma supuestas. Por lo tanto, esta técnica puede crear regiones vacías con forma y tamaño más precisos. Aunque este algoritmo tiene algunas ventajas en forma y tamaño, ha sido criticado a menudo por proporcionar a veces resultados vagamente definidos. Dado que no tiene parámetros libres, encuentra principalmente vacíos pequeños y triviales, aunque el algoritmo asigna una significancia estadística a cada vacío que encuentra. Se puede aplicar un parámetro de significancia física para reducir el número de vacíos triviales incluyendo una relación de densidad mínima a densidad promedio de al menos 1:5. También se identifican subvacíos utilizando este proceso, lo que plantea más cuestiones filosóficas sobre qué califica como vacío. ^{[ 33 ]} Los buscadores de vacíos como VIDE ^{[ 34 ]} se basan en ZOBOV.

Este método de tercera clase difiere drásticamente de los dos algoritmos anteriores. El aspecto más llamativo es que requiere una definición distinta de lo que significa ser un vacío. En lugar de la noción general de que un vacío es una región del espacio con una baja densidad media cósmica (un agujero en la distribución de galaxias), define los vacíos como regiones en las que la materia escapa, lo que corresponde a la ecuación de estado de la energía oscura , w . Los centros de los vacíos se consideran entonces la fuente máxima del campo de desplazamiento denotado como S _ψ . El propósito de este cambio en las definiciones fue presentado por Lavaux y Wandelt en 2009 como una forma de obtener vacíos cósmicos que permitan realizar cálculos analíticos exactos sobre sus propiedades dinámicas y geométricas. Esto permite a DIVA explorar en profundidad la elipticidad de los vacíos y cómo evolucionan en la estructura a gran escala, lo que posteriormente lleva a la clasificación de tres tipos distintos de vacíos. Estas tres clases morfológicas son vacíos verdaderos, vacíos de panqueque y vacíos filamentosos. Otra cualidad destacable es que, si bien DIVA también contiene sesgo en la función de selección, al igual que los métodos de primera clase, está diseñado de tal manera que este sesgo puede calibrarse con precisión, lo que conduce a resultados mucho más fiables. Este enfoque híbrido lagrangiano-euleriano presenta varias deficiencias. Un ejemplo es que los vacíos resultantes de este método son intrínsecamente diferentes de los encontrados por otros métodos, lo que dificulta enormemente una comparación inclusiva de todos los puntos de datos entre los resultados de diferentes algoritmos. ^{[ 27 ]}

La existencia simultánea de los mayores vacíos conocidos y cúmulos de galaxias requiere aproximadamente un 70 % de energía oscura en el universo actual, lo que concuerda con los datos más recientes del fondo cósmico de microondas. ^{[ 5 ]} Los vacíos actúan como burbujas en el universo que son sensibles a los cambios cosmológicos de fondo. Esto significa que la evolución de la forma de un vacío es en parte resultado de la expansión del universo. Dado que se cree que esta aceleración es causada por la energía oscura, el estudio de los cambios en la forma de un vacío durante un período de tiempo puede usarse para restringir el modelo ΛCDM estándar , ^{[ 36 ] [ 37 ]} o refinar aún más el modelo de Quintaesencia + Materia Oscura Fría ( QCDM ) y proporcionar una ecuación de estado de energía oscura más precisa . ^{[ 38 ]} Además, la abundancia de vacíos es una forma prometedora de restringir la ecuación de estado de energía oscura. ^{[ 39 ] [ 40 ]}

Los neutrinos, debido a su masa muy pequeña y su interacción extremadamente débil con la materia, entrarán y saldrán libremente de los vacíos, que son más pequeños que su recorrido libre medio . Esto afecta la distribución del tamaño y la profundidad de los vacíos, y se espera que permita, con futuras observaciones astronómicas (por ejemplo, el satélite Euclid ), medir la suma de las masas de todas las especies de neutrinos comparando las propiedades estadísticas de las muestras de vacíos con las predicciones teóricas. ^{[ 40 ]}

Los vacíos cósmicos contienen una mezcla de galaxias y materia ligeramente diferente a la de otras regiones del universo. Esta mezcla única respalda el modelo de formación de galaxias sesgado predicho por los modelos de materia oscura fría adiabática gaussiana. Este fenómeno ofrece la oportunidad de modificar la correlación morfología-densidad que presenta discrepancias con estos vacíos. Observaciones como la correlación morfología-densidad pueden ayudar a descubrir nuevas facetas sobre cómo se forman y evolucionan las galaxias a gran escala. ^{[ 41 ]} A una escala más local, las galaxias que residen en los vacíos tienen propiedades morfológicas y espectrales diferentes a las que se encuentran en las paredes. Una característica que se ha descubierto es que los vacíos contienen una fracción significativamente mayor de galaxias con brotes de formación estelar de estrellas jóvenes y calientes en comparación con muestras de galaxias en las paredes. ^{[ 42 ]}

Los vacíos ofrecen oportunidades para estudiar la intensidad de los campos magnéticos intergalácticos. Por ejemplo, un estudio de 2015 concluyó, basándose en la desviación de las emisiones de rayos gamma de los blázares que viajan a través de los vacíos, que el espacio intergaláctico contiene un campo magnético con una intensidad de al menos ^10⁻¹⁷ G. La estructura magnética específica a gran escala del universo sugiere una "magnetogénesis" primordial, que a su vez podría haber desempeñado un papel en la formación de campos magnéticos dentro de las galaxias y también podría modificar las estimaciones de la cronología de la recombinación en el universo primitivo. ^{[ 43 ] [ 44 ]}

Los puntos fríos en el fondo cósmico de microondas , como el punto frío WMAP descubierto por la sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe , podrían explicarse mediante un vacío cósmico extremadamente grande con un radio de ~120 Mpc, siempre que se tenga en cuenta el efecto Sachs-Wolfe integrado tardío en la posible solución. Las anomalías en los análisis del CMB se están explicando ahora potencialmente mediante la existencia de grandes vacíos situados a lo largo de la línea de visión en la que se encuentran los puntos fríos. ^{[ 45 ]}

Aunque la energía oscura es actualmente la explicación más popular para la aceleración de la expansión del universo , otra teoría plantea la posibilidad de que nuestra galaxia forme parte de un vacío cósmico muy grande y no tan denso. Según esta teoría, un entorno así podría llevar, ingenuamente, a la necesidad de energía oscura para resolver el problema de la aceleración observada. A medida que se han publicado más datos sobre este tema, las probabilidades de que sea una solución realista en lugar de la interpretación actual de ΛCDM se han reducido considerablemente, pero no se han descartado por completo. ^{[ 46 ]}

La abundancia de vacíos, especialmente cuando se combina con la abundancia de cúmulos de galaxias, es un método prometedor para realizar pruebas precisas de desviaciones de la relatividad general a gran escala y en regiones de baja densidad. ^{[ 47 ] [ 48 ]}

En el contexto del modelo cosmológico estándar de relatividad general, el modelo Lambda-CDM , en el que el Universo se expande en promedio, la curvatura espacial en un vacío suele ser negativa, y el efecto gravitatorio en el centro del vacío puede considerarse efectivamente antigravitatorio. Las partículas de prueba cerca del centro del vacío, una elevación de potencial gravitatorio en lugar de un pozo, tenderán a alejarse del centro del vacío y entre sí, en lugar de acercarse a él. Esta antigravedad efectiva se produce en los modelos cosmológicos estándar homogéneos e isotrópicos porque las regiones promedio del espacio tienen una densidad positiva, mientras que las densidades más bajas (aunque aún positivas) de los vacíos implican que se expanden más rápido que la expansión promedio, y por lo tanto pueden interpretarse como mostrando una antigravedad efectiva. ^{[ 49 ]} (De manera similar, a escalas mucho mayores, la constante cosmológica a veces se describe como antigravedad. ^{[ 50 ]} )

El interior de los vacíos se suele modelar como un modelo cosmológico a pequeña escala, homogéneo, isotrópico y espacialmente delimitado, con parámetros cosmológicos que difieren de los del modelo a gran escala sin límites. Con esta aproximación, los vacíos cósmicos son laboratorios útiles para estudiar los efectos que el agrupamiento gravitacional y las tasas de crecimiento tienen sobre las galaxias locales y su estructura cuando los parámetros cosmológicos tienen valores diferentes a los del universo exterior. Debido a la observación de que los vacíos más grandes permanecen predominantemente en un régimen lineal, con la mayoría de las estructuras en su interior exhibiendo simetría esférica en el entorno de baja densidad; es decir, la baja densidad conduce a interacciones gravitacionales partícula-partícula casi despreciables que de otro modo ocurrirían en una región de densidad galáctica normal. Las pruebas de modelos para vacíos se pueden realizar con muy alta precisión. Los parámetros cosmológicos que difieren en estos vacíos son Ω _m , Ω _Λ y H ₀ . ^{[ 51 ]}