Filamentos, "hojas" y enormes regiones vacías que se extienden a escalas gigantescas son el reflejo de las semillas de densidad primordiales
Al observar el cielo nocturno, los miles de millones de estrellas que vemos pertenecen mayormente a nuestra Vía Láctea. Pero más allá de nuestra galaxia se despliega un panorama aún más vasto: la red cósmica, un enorme "tejido" de cúmulos de galaxias, filamentos y vacíos que se extiende por cientos de millones de años luz. Esta estructura a gran escala surge de pequeñas fluctuaciones de densidad en el Universo temprano, amplificadas por la gravedad a lo largo del tiempo cósmico.
En este artículo discutiremos cómo se forman los cúmulos de galaxias, cómo encajan en la red cósmica compuesta por filamentos y "hojas", y la naturaleza de los enormes vacíos entre ellos. Al entender cómo se distribuye la materia a las mayores escalas, revelamos aspectos fundamentales de la evolución y estructura del Universo.
1. Formación de estructuras a gran escala
1.1 De las fluctuaciones primordiales a la red cósmica
Poco después del Big Bang, el Universo era extremadamente caliente y denso. Pequeñas fluctuaciones cuánticas, posiblemente originadas durante la inflación, crearon regiones ligeramente sobredensas y subdensas en la materia y radiación casi uniformemente distribuidas. Más tarde, la materia oscura comenzó a acumularse en esas regiones sobredensas; a medida que el Universo se expandía y enfriaba, la materia bariónica (ordinaria) se hundía en los "pozos gravitacionales" de la materia oscura, acentuando las diferencias de densidad.
Así se formó la red cósmica que conocemos hoy:
- Filamentos: Filas largas y estrechas de galaxias y grupos de galaxias que se extienden como la "columna vertebral" de la materia oscura.
- Hojas («Walls»): Estructuras bidimensionales situadas entre filamentos.
- Vacíos: Regiones enormes y de baja densidad con pocas galaxias; ocupan la mayor parte del volumen del Universo.
1.2 Sistema ΛCDM
El modelo cosmológico más aceptado ΛCDM (Lambda materia oscura fría) sostiene que la energía oscura (Λ) impulsa la aceleración de la expansión del Universo, y la materia oscura no relativista (fría) domina la formación de estructuras. En este escenario, las estructuras se forman jerárquicamente: halos más pequeños se fusionan en otros mayores, formando las grandes estructuras que observamos. La distribución de galaxias a estas escalas coincide estrechamente con los resultados de simulaciones cosmológicas modernas, confirmando las predicciones de ΛCDM.
2. Cúmulos de galaxias: gigantes de la red cósmica
2.1 Definición y propiedades
Cúmulos de galaxias – las estructuras gravitacionalmente ligadas más masivas del Universo, que suelen albergar cientos o incluso miles de galaxias en varios megapársecs. Características principales:
- Mucha materia oscura: ~80–90 % de la masa del cúmulo está compuesta por materia oscura.
- Medio intracumular caliente (ICM): Las observaciones de rayos X muestran grandes cantidades de gas caliente (107–108 K) que llenan el espacio entre galaxias.
- Vinculación gravitacional: Hay suficiente masa total para que los miembros permanezcan unidos a pesar de la expansión del Universo, por lo que el cúmulo es una especie de "sistema cerrado" en escalas cósmicas.
2.2 Formación mediante crecimiento jerárquico
Los cúmulos crecen al acrecentar grupos más pequeños y al fusionarse con otros cúmulos. Esto continúa en la época actual. Dado que los cúmulos se forman en los nodos de la red cósmica (donde se cruzan las estructuras filamentosas), se convierten en las "ciudades" del Universo, y los filamentos circundantes les suministran materia y galaxias.
2.3 Métodos de observación
Existen varias formas en que los astrónomos detectan y estudian los cúmulos de galaxias:
- Encuestas ópticas: En grandes estudios de corrimiento al rojo, como SDSS, DES o DESI, se buscan grandes concentraciones de galaxias.
- Observaciones en rayos X: El gas caliente entre cúmulos emite intensos rayos X, por lo que las misiones Chandra y XMM-Newton son especialmente importantes para detectar cúmulos.
- Lente gravitacional: La enorme masa del cúmulo curva la luz de objetos de fondo, proporcionando una forma independiente de determinar la masa total del cúmulo.
Los cúmulos actúan como importantes laboratorios cósmicos: midiendo su cantidad y distribución en diferentes épocas, se pueden obtener parámetros fundamentales de la cosmología (por ejemplo, la amplitud de las fluctuaciones de densidad σ8, la densidad de materia Ωm y las propiedades de la energía oscura).
3. La red cósmica: filamentos, "hojas" y vacíos
3.1 Filamentos: autopistas de materia
Filamentos – estructuras alargadas que parecen cuerdas formadas por materia oscura y bariones, que dirigen el movimiento de galaxias y gas hacia los centros de los cúmulos. Pueden medir desde unos pocos hasta decenas o cientos de megapársecs. A lo largo de estos filamentos, grupos más pequeños de galaxias y cúmulos "cuelgan" como "cuentas en un hilo", donde en las intersecciones la masa se concentra aún más.
- Contraste de densidad: En los filamentos, la densidad supera varias o decenas de veces el promedio cósmico, aunque no son tan densos como los cúmulos.
- Flujo de gas y galaxias: La gravedad hace que el gas y las galaxias se muevan a lo largo de los filamentos hacia los nodos masivos (cúmulos).
3.2 "Hojas" o "Walls"
Hojas (o "Walls"), situadas entre filamentos, son estructuras bidimensionales a gran escala. Algunos casos observados, como la Gran Muralla, se extienden por cientos de megapársecs. Aunque no son tan estrechas ni densas como los filamentos, conectan áreas entre filamentos más dispersos y vacíos.
3.3 Vacíos: regiones cósmicas de "cavitación"
Vacíos – enormes espacios casi vacíos donde la cantidad de galaxias es mucho menor en comparación con los filamentos o cúmulos. Su tamaño puede alcanzar decenas de megapársecs, ocupando la mayor parte del volumen del Universo, pero conteniendo solo una pequeña fracción de la masa.
- Estructura en los vacíos: Los vacíos no están completamente vacíos. También existen galaxias enanas o filamentos pequeños, aunque la densidad puede ser ~5–10 veces menor que el promedio.
- Importancia para la cosmología: Los vacíos son sensibles a la naturaleza de la energía oscura, modelos alternativos de gravedad y fluctuaciones de densidad a pequeña escala. Recientemente, los vacíos se han convertido en un nuevo frente para probar desviaciones del modelo estándar ΛCDM.
4. Evidencias que confirman la red cósmica
4.1 Encuestas de corrimiento al rojo de galaxias
Grandes encuestas de corrimiento al rojo realizadas a finales de los 70 y principios de los 80 (p. ej., CfA Redshift Survey) revelaron acumulaciones de galaxias llamadas "Great Walls" y regiones vacías, ahora conocidas como vacíos. Los programas actuales de mayor escala, como 2dFGRS, SDSS, DESI, han estudiado millones de galaxias, dejando claro que su distribución corresponde al patrón de red creado por simulaciones cósmicas.
4.2 Fondo cósmico de microondas (FMC)
Los estudios de anisotropías del FMC (Planck, WMAP y misiones anteriores) confirman las propiedades iniciales de las fluctuaciones. Cuando estas fluctuaciones se desarrollan hacia adelante en el tiempo en simulaciones, crecen hasta formar el patrón de la red cósmica. La alta precisión en la medición del FMC permite determinar la naturaleza de las semillas de densidad que determinan la estructura a gran escala.
4.3 Lente gravitacional y lente débil
Estudios de lente débil rastrean pequeñas distorsiones en la forma de galaxias de fondo causadas por la materia intermedia. CFHTLenS, KiDS y otros proyectos han revelado que la masa se distribuye según el mismo patrón de red delineado por la disposición de las galaxias, confirmando aún más que la materia oscura a gran escala se distribuye de manera similar a los bariones.
5. Enfoques teóricos y de simulación
5.1 Simulaciones N-cuerpos
Simulaciones N-cuerpos de materia oscura revelan naturalmente el "esqueleto" de la red cósmica, donde miles de millones de partículas colapsan gravitacionalmente formando halos y filamentos. Puntos clave:
- Formación de la "Red": Los filamentos conectan regiones densas (cúmulos, grupos), reflejando la dinámica gravitacional de los flujos desde áreas externas.
- Vacíos: Se forman en regiones de baja densidad, donde los flujos de materia expulsan material, acentuando aún más los vacíos.
5.2 Hidrodinámica y formación de galaxias
Al añadir hidrodinámica (física del gas, formación estelar, retroalimentación) a los códigos N-cuerpos, se observa mejor cómo se distribuyen las galaxias en la red cósmica:
- Flujo filamentoso de gas: En muchas simulaciones, el gas frío fluye en filamentos hacia las galaxias en formación, estimulando la formación estelar.
- Impacto de la retroalimentación: Los flujos de supernovas y AGN pueden perturbar o calentar el gas entrante, modificando la estructura local de la red.
5.3 Problemas restantes
- Cuestiones a pequeña escala: Fenómenos como el núcleo-borde ("core-cusp") o "too-big-to-fail" muestran discrepancias entre las predicciones ΛCDM y algunas observaciones de galaxias locales.
- Vacíos cósmicos: La modelización detallada de la dinámica de los vacíos y las estructuras menores que contienen sigue siendo un área de intensa investigación.
6. Evolución de la red cósmica a lo largo del tiempo
6.1 Época temprana: grandes corrimientos al rojo
Justo después de la reionización (z ∼ 6–10) la red cósmica no era tan evidente, pero aún se podía ver en la distribución de halos pequeños y galaxias incipientes. Los filamentos podían ser más estrechos y menos frecuentes, pero aún así canalizaban flujos de gas hacia los centros protogalácticos.
6.2 Red en maduración: corrimientos al rojo intermedios
Alrededor de z ∼ 1–3 las estructuras filamentosas ya son mucho más evidentes, alimentando galaxias con formación estelar rápida. Los cúmulos se forman rápidamente y se unen entre sí en estructuras cada vez más masivas.
6.3 Época actual: nodos y expansión de vacíos
Hoy vemos cúmulos maduros como nodos en la red, mientras que los vacíos se han expandido considerablemente bajo la influencia de la energía oscura. Muchas galaxias residen en filamentos densos o entornos de cúmulos, pero algunas permanecen aisladas en el interior de vacíos, evolucionando por caminos muy diferentes.
7. Cúmulos de galaxias como marcadores cosmológicos
Porque los cúmulos de galaxias son las estructuras ligadas más masivas, su abundancia en diferentes épocas del Universo es muy sensible:
- Densidad de materia oscura (Ωm): Más materia significa una formación más intensa de cúmulos.
- Amplitud de las fluctuaciones de densidad (σ8): Fluctuaciones más fuertes conducen a una aparición más rápida de halos masivos.
- Energía oscura: Influye en la tasa de crecimiento de las estructuras. Si hay más energía oscura en el Universo, los cúmulos se forman más lentamente en épocas posteriores.
Por lo tanto, los datos de observación de cúmulos de galaxias, es decir, su número, masa (medida por rayos X, lenteo o efecto Sunyaev–Zel’dovich) y evolución con el corrimiento al rojo permiten determinar parámetros cosmológicos sólidos.
8. La red cósmica y la evolución de las galaxias
8.1 Condiciones ambientales
El entorno de la red cósmica influye fuertemente en la evolución de las galaxias:
- En los centros de los cúmulos: La gran diferencia de velocidades, la presión de gas por arrastre (ram pressure) y las fusiones a menudo apagan la formación estelar, por lo que allí abundan las grandes galaxias elípticas.
- "Alimentación" desde filamentos: Las galaxias espirales pueden seguir formando estrellas activamente si reciben continuamente nuevo gas de los filamentos.
- Galaxias en vacíos: aisladas, con evolución más lenta, que retienen gases por más tiempo y continúan formando estrellas en el futuro cósmico.
8.2 Enriquecimiento químico
Las galaxias que se forman en nodos densos experimentan muchas explosiones estelares y retroalimentaciones, expulsando metales al medio intergaláctico o a los filamentos. Incluso las galaxias en vacíos se enriquecen un poco por escapes esporádicos o flujos cósmicos, aunque más lentamente que en regiones más densas.
9. Direcciones y observaciones futuras
9.1 Encuestas a gran escala de nueva generación
LSST, Euclid y el Telescopio Espacial Nancy Grace Roman estudiarán miles de millones de galaxias, proporcionando una imagen 3D extremadamente precisa del tejido cósmico. Los datos mejorados de lente gravitacional permitirán determinar con mayor claridad la distribución de la materia oscura.
9.2 Observaciones profundas de filamentos y vacíos
La detección del "medio intergaláctico cálido-caliente (WHIM)" en filamentos aún presenta dificultades. Misiones futuras de rayos X (por ejemplo, Athena) y espectroscopía mejorada en UV o rayos X podrían revelar neblinas de puentes gaseosos entre galaxias, mostrando finalmente los "bariones faltantes" en la red cósmica.
9.3 Cosmología precisa de vacíos
También se desarrolla el campo de la cosmología de vacíos, que busca usar las propiedades de los vacíos (distribución de tamaños, formas, flujos de velocidad) para probar teorías alternativas de la gravedad, modelos de energía oscura y otras variantes no-ΛCDM.
10. Conclusión
Cúmulos de galaxias, visibles en los nodos de la red cósmica, junto con filamentos, "láminas" y vacíos distribuidos entre ellos, forman la "estructura" principal del Universo a las escalas más grandes. Estas estructuras surgieron de pequeñas fluctuaciones de densidad en el Universo temprano, que se amplificaron bajo la gravedad de la materia oscura y la expansión causada por la energía oscura.
Hoy vemos una red cósmica dinámica, llena de cúmulos gigantes, filamentos entrelazados con muchas galaxias y amplios vacíos casi vacíos. Estas enormes formas "constructivas" no solo reflejan la importancia de las leyes gravitacionales a escala intergaláctica, sino que también son esenciales para probar modelos cosmológicos y para nuestra comprensión de cómo evolucionan las galaxias en las regiones más densas o más vacías del Universo.
Enlaces y lectura adicional
- Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Cómo se tejen los filamentos en la red cósmica.” Nature, 380, 603–606.
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “Una rebanada del universo.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Springel, V., et al. (2005). “Simulaciones de la formación, evolución y agrupamiento de galaxias y cuásares.” Nature, 435, 629–636.
- Cautun, M., et al. (2014). “La red cósmica de materia oscura fría.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 2923–2944.
- Van de Weygaert, R., & Platen, E. (2011). “Vacíos Cósmicos: Estructura, Dinámica y Galaxias.” International Journal of Modern Physics: Conference Series, 1, 41–66.