Las simulaciones basadas en el modelo cosmológico estándar, como se muestra aquí, indican que en las escalas de distancias muy grandes, las galaxias se distribuyen de manera uniforme. Sin embargo, las observaciones muestran una distribución menos suave de lo esperado. (La longitud del segmento blanco representa alrededor de 2.3 millones de años luz.).Crédito: Cortesía de Volker Springel / Institutode Max-Planck de Astrofísica, en Garching, Alemania.
En el actual modelo cosmológico estándar, el promedio de densidad de masa-energía del universo observable se compone de 5% de materia normal (la mayoría de la cual es hidrógeno y helio), el 23% de materia oscura, y el 72% de energía oscura. La energía oscura se supone que es uniforme, pero la materia normal y oscura no lo son. El equilibrio entre materia y energía oscura determina tanto la manera en que el universo se expande, como el modo en que las regiones de inusualmente más alta o baja densidad de materia evolucionan con el tiempo.
El modelo cosmológico mismo predice una estadística de la estructura no uniforme y su dependencia de la escala espacial. En las escalas que son pequeñas para los estándares cosmológicos, las fluctuaciones en la densidad de materia son comparables a la media, de acuerdo con lo que se ve: la materia está agrupada en las galaxias, los cúmulos de galaxias y los filamentos de la "red cósmca". Sin embargo, a escalas más grandes, el contraste de las estructuras en comparación con las disminuciones de densidad media decrece. A las mayores escalas cosmológicas, las fluctuaciones de densidad son pequeñas en comparación con la amplitud de la densidad media del universo y por lo tanto están bien descritas por la teoría de perturbación lineal (ver resultados de la simulación en la figura de arriba). Por otra parte, estas perturbaciones pueden ser calibradas en los primeros tiempos directamente desde el fondo cósmico de microondas (CMB), una instantánea del universo de cuando éste tenía sólo 380.000 años. A pesar de que sólo el 5% del Universo es bien entendido, este modelo es un excelente ajuste a los datos que abarcan una amplia gama de escalas espaciales, como las fluctuaciones evolucionando desde la época del CMB a la edad actual del universo, unos 13.800 millones de años. En las escalas más grandes, la energía oscura gobierna la expansión acelerada del universo. Debido a que este aspecto del modelo estándar es menos entendido, es importante probarlo en estas escalas.
Thomas y su equipo utilizan el catálogo lanzado públicamente del Sloan Digital Sky Survey para seleccionar más de 700.000 galaxias cuyos colores observados indican un desplazamiento al rojo significativo y por lo tanto se suponen sus grandes distancias cosmológicas. Ellos utilizan el desplazamiento al rojo de las galaxias, combinado con sus posiciones observadas en el cielo, para crear un mapa tridimensional estimativo de las galaxias en el espacio y para evaluar la homogeneidad en una escala de unos dos millones de años luz. Una complicación es que ellos miden la densidad de las galaxias, no la densidad de la materia, pero esperamos que las fluctuaciones de estas dos densidades alrededor de la media sean proporcionales; la constante de proporcionalidad puede ser calibrada por medio de observaciones en escalas más pequeñas. De hecho, a pequeña escala los datos de galaxias están en buen acuerdo con el modelo estándar. En las escalas más grandes, las fluctuaciones en la densidad de galaxias se espera que sean del orden de uno por ciento de la densidad media, pero Thomas y sus colaboradores encontraron fluctuaciones que son el doble de esta predicción. Este resultado sugiere que el universo es menos homogéneo de lo esperado.
Este resultado no es del todo nuevo: estudios previos basados en subconjuntos de los datos estudiados por Thomas mostraron el mismo efecto, aunque con una menor importancia estadística. Además, hay otras maneras de investigar la distribución de la masa a gran escala. Por ejemplo, la falta de homogeneidad en la distribución de la masa conduce a la heterogeneidad en la tasa local de expansión. Algunos estudios han sugerido que, a escalas muy grandes, esta expansión también es menos homogénea que las predicciones del modelo.
Otra forma de probar la distribución de la masa es el llamado efecto Sachs-Wolfe Integrado. Los fotones del CMB que viajan con nosotros a través de una región de más alta densidad de la masa gravitacional adquieren un corrimiento hacia el azul a medida que caen en ella, y un desplazamiento al rojo a medida que emergen. Si la profundidad del potencial cambia durante el tránsito de los fotones, estos dos efectos no se cancelarán y los fotones adquirirán un cambio de frecuencia neto. Un estudio reciente ha encontrado una señal de exceso, una vez más sugiriendo que el universo puede ser menos homogéneo de lo esperado a escalas muy grandes.
Si la heterogeneidad es confirmada, las consecuencias para el modelo estándar podrían ser muy grandes, y podría implicar una reconsideración de la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura, o incluso de la aplicabilidad de la relatividad general a escalas cosmológicas. Sin embargo, dado el rotundo éxito del modelo estándar hasta la fecha, debemos tener dudas antes de descartarlo, en lugar de considerar las explicaciones alternativas.
Las medidas de agrupamiento de las galaxias son difíciles porque la señal -un porcentaje del nivel de fluctuación-, es pequeña, así los efectos sistemáticos deben ser muy bien controlados. En particular, la luz de galaxias distantes pasa a través de nuestra galaxia, la Vía Láctea, en el camino hacia el telescopio. Las nubes de polvo en las partes exteriores de la Vía Láctea pueden absorber o dispersar la luz de galaxias distantes, por lo que algunos de ellas parecen demasiado tenues para medir. Estos efectos son conocidos, pero no pueden ser calibrados perfectamente. Las estrellas débiles en las afueras de la Vía Láctea tienen dos efectos sutiles sobre los datos: pueden ser confundidas con las galaxias distantes, o su presencia puede ocultar la existencia de galaxias distantes que se encuentran cerca en el cielo. Si cualquiera de estos efectos varía a través del cielo, la variación podría ser confundida con una variación en la distribución intrínseca de las galaxias de fondo. Aunque Thomas y su equipo examinaron algunos de estos temas, una preimpresión reciente afirma que este efecto de "enmascaramiento" de las estrellas ha contaminado significativamente sus resultados.
Futuros estudios a gran escala producirán una avalancha de datos. Estas encuestas permiten a los métodos empleados por Thomas y otros extenderlos a escalas aún mayores. Por supuesto, el desafío para estos futuros estudios será el de corregir los efectos sistemáticos de una precisión aún mayor.
Fuente:
Physics: Cosmic smoothness
Por Michael J. Hudson
Departamento de Física y Astronomía, University de Waterloo, Waterloo, Ontario N2L 3G1, Canadá
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