Cartografiar millones de galaxias para entender la estructura a gran escala, los campos de flujo cósmico y la expansión
Por qué son importantes las observaciones de corrimiento al rojo
Durante siglos, la astronomía se centró principalmente en registrar objetos celestes como puntos en una esfera bidimensional. La tercera dimensión – la distancia – permaneció inaccesible hasta la era moderna. Hubble demostró que la velocidad de alejamiento (v) de las galaxias es aproximadamente proporcional a su distancia (d) (especialmente en corrimientos pequeños), por lo que el corrimiento al rojo (desplazamiento de líneas espectrales) se convirtió en un método práctico para estimar distancias cósmicas. Al recopilar sistemáticamente grandes conjuntos de corrimientos al rojo de galaxias, se crean mapas tridimensionales de la estructura del Universo – con filamentos, cúmulos, vacíos y supercúmulos.
Estas observaciones a gran escala son ahora uno de los pilares fundamentales de la cosmología observacional. Revelan la red cósmica, gobernada por la materia oscura y las fluctuaciones primordiales de densidad, y ayudan a medir los flujos cósmicos, la historia de la expansión, la geometría y composición del Universo. A continuación, discutimos cómo funcionan las observaciones de corrimiento al rojo, qué han revelado y cómo ayudan a determinar parámetros cosmológicos clave (energía oscura, fracción de materia oscura, constante de Hubble, etc.).
2. Fundamentos del Desplazamiento y las Distancias Cósmicas
2.1 Definición del Desplazamiento al Rojo
El desplazamiento al rojo (z) de una galaxia se define como:
z = (λobservado - λemitted) / λemitted,
mostrando cuánto se han desplazado sus líneas espectrales hacia longitudes de onda mayores. Para galaxias cercanas se aplica z ≈ v/c (v – velocidad de recesión, c – velocidad de la luz). En regiones más lejanas, la expansión cósmica complica la interpretación directa de la velocidad (v), pero z sigue siendo una medida que indica cuánto se ha expandido el Universo desde la emisión del fotón.
2.2 Ley de Hubble y Escalas Mayores
En galaxias pequeñas y rojas (z ≪ 1) la ley de Hubble dice: v ≈ H0 d. Por lo tanto, conociendo el desplazamiento al rojo, se puede estimar la distancia d ≈ (c/H0) z. Para grandes z se requiere un modelo cosmológico más detallado (p. ej., ΛCDM), que relaciona z con la distancia comóvil. Así, la esencia de las encuestas de desplazamiento es obtener el desplazamiento al rojo a partir de mediciones espectrales (reconocimiento de líneas espectrales, p. ej., líneas de Balmer del hidrógeno, [O II], etc.) y de ahí la distancia, para construir mapas 3D de galaxias.
3. Revisión del Desarrollo de las Encuestas de Desplazamiento al Rojo
3.1 Encuesta de Desplazamiento al Rojo CfA
Una de las primeras grandes encuestas – Center for Astrophysics (CfA) Survey (décadas de los 80 y 90), recopiló miles de desplazamientos al rojo de galaxias. Los “cortes” 2D (wedge plot) revelaron “paredes” y vacíos, incluyendo la “Gran Muralla” (Great Wall). Esto mostró que la distribución de galaxias está lejos de ser homogénea, y que la estructura a gran escala se extiende a ~100 Mpc.
3.2 Two-Degree Field (2dF) y principios de los 2000
A principios de los 2000, 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS), operando en el telescopio Anglo-Australiano con el espectrógrafo multi-fibra 2dF, midió desplazamientos al rojo de ~220 000 galaxias hasta z ∼ 0,3. Esta encuesta confirmó la huella de las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) en la función de correlación de galaxias, afinó las estimaciones de densidad de materia y creó mapas de vacíos, filamentos y flujos a gran escala con un detalle sin precedentes.
3.3 SDSS: Base de Datos Revolucionaria
Iniciado en 2000, Sloan Digital Sky Survey (SDSS) utilizó un telescopio de 2,5 m con imagen CCD gran angular y espectroscopía multi-fibra. En varias fases (SDSS-I, II, III, IV) se recopilaron millones de espectros de galaxias, cubriendo gran parte del cielo norte. Los subproyectos incluyeron:
- BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey): ~1,5 millones de galaxias de luz roja, permitiendo detectar con gran precisión las BAO.
- eBOSS: extendió estudios BAO a mayores z, usando galaxias de líneas de emisión, cuásares y el bosque Lyα.
- MaNGA: espectroscopía integral detallada para miles de galaxias.
El impacto de SDSS es enorme: mapas tridimensionales de la red cósmica, espectro de potencia preciso de cúmulos galácticos y confirmación de parámetros ΛCDM con evidencias claras de energía oscura [1,2].
3.4 DESI, Euclid, Roman y el Futuro
DESI (Instrumento Espectroscópico de Energía Oscura), iniciado en 2020, busca ~35 millones de desplazamientos de galaxias/cuásares hasta z ∼ 3,5, ampliando aún más el mapa cósmico. Proyectos futuros:
- Euclid (ESA) – imágenes de campo amplio y espectroscopía hasta z ∼ 2.
- Telescopio espacial Nancy Grace Roman (NASA) – cubrirá observaciones cercanas al infrarrojo, medirá BAO y lente gravitacional débil.
Junto con métodos de mapas de intensidad (p. ej., SKA para la línea de 21 cm) estos programas permitirán estudiar la estructura a gran escala en corrimientos al rojo aún mayores, afinando los parámetros de energía oscura e historia de expansión.
4. Estructura a Gran Escala: Red Cósmica
4.1 Filamentos y Nodos
Los estudios de desplazamiento muestran filamentos: estructuras alargadas que abarcan decenas o cientos de Mpc y conectan densos "nodos" o cúmulos. En las intersecciones de filamentos se encuentran cúmulos, los entornos galácticos más densos, y los supercúmulos conectan sistemas mayores y más sueltos. Las galaxias en zonas de filamentos pueden moverse por rutas específicas de flujo, alimentando el flujo de materia hacia los centros de los cúmulos.
4.2 Vacíos
Entre los filamentos se encuentran vacíos – grandes regiones de materia escasa donde casi no hay galaxias brillantes. Pueden tener diámetros de 10–50 Mpc o más, ocupando la mayor parte del espacio cósmico, pero con muy pocas galaxias. El estudio de vacíos ayuda a probar la energía oscura, ya que la expansión en estos entornos menos densos es algo más rápida, proporcionando datos adicionales sobre flujos cósmicos y gravedad.
4.3 Conjunto
Filamentos, cúmulos, supercúmulos y vacíos juntos forman una red – una estructura tipo "espuma" predicha por simulaciones N-cuerpos de materia oscura. Las observaciones confirman que la materia oscura es el armazón gravitacional principal, y la materia bariónica (estrellas, gas) solo refleja esta estructura. Precisamente los estudios de desplazamiento permitieron ver la red cósmica tanto visual como cuantitativamente.
5. Cosmología a partir de Desplazamientos
5.1 Función de Correlación y Espectro de Potencia
Una de las herramientas principales es la función de correlación de dos puntos ξ(r), que describe el exceso de probabilidad de la distancia r entre pares de galaxias en comparación con una distribución aleatoria. También se analiza el espectro de potencia P(k) en el espacio de Fourier. La forma de P(k) revela la densidad de materia, la fracción bariónica, la masa de neutrinos y el espectro inicial de fluctuaciones. Combinado con datos de KFS, la precisión de los parámetros ajustados del ΛCDM aumenta considerablemente.
5.2 Oscilaciones Acústicas Bariónicas (BAO)
La característica principal de las acumulaciones de galaxias es la señal BAO, un pico débil en la función de correlación a escalas de ~100–150 Mpc. Esta escala es bien conocida desde la física temprana del Universo, por lo que actúa como un "medidor estándar" para medir distancias cósmicas según el corrimiento al rojo. Comparando la escala BAO medida con la escala física teórica, obtenemos el parámetro de Hubble H(z). Esto ayuda a restringir la ecuación de estado de la energía oscura, la geometría cósmica y la evolución de la expansión del Universo.
5.3 Distorsiones Espaciales por Corrimiento al Rojo (RSD)
Las velocidades peculiares de las galaxias a lo largo de la línea de visión causan "distorsiones espaciales por corrimiento al rojo", perturbando la isotropía de la función de correlación. De las RSD se puede inferir la tasa de crecimiento de estructuras, permitiendo verificar si la gravedad corresponde a la RG (relatividad general) o si hay modificaciones. Hasta ahora, los datos coinciden con las predicciones de RG, pero nuevos y futuros catálogos aumentan la precisión, posiblemente permitiendo detectar desviaciones sutiles si existe nueva física.
6. Mapas de Flujos Cósmicos
6.1 Velocidades Peculiares y Movimiento del Grupo Local
Además de la expansión de Hubble, las galaxias tienen velocidades peculiares originadas por acumulaciones locales de masa, por ejemplo, el cúmulo de Virgo, el Gran Atractor. Combinando los corrimientos con indicadores de distancia independientes (método Tully–Fisher, supernovas, métodos de superficie de brillo fluctuante) se pueden medir estos campos de velocidad. Los mapas de "flujos cósmicos" revelan corrientes de velocidad de cientos de km/s a escalas de ~100 Mpc.
6.2 Discusiones sobre el Flujo Común
Algunos estudios afirman haber detectado flujos a gran escala que superan las expectativas de ΛCDM, pero aquí aún persisten incertidumbres sistemáticas significativas. La detección de tales flujos cósmicos proporciona información adicional sobre la distribución de la materia oscura o quizás sobre una gravedad modificada. La combinación de catálogos de corrimiento al rojo con mediciones de distancia robustas sigue refinando nuestros mapas de los campos de velocidad del Universo.
7. Desafíos y Errores Sistemáticos
7.1 Función de Selección y Cobertura
A menudo, las galaxias en los catálogos de corrimiento al rojo se seleccionan según el brillo (limitado por magnitud) o los colores. Diferentes criterios de selección o una cobertura desigual del cielo pueden sesgar las mediciones de acumulación. Los grupos de investigación modelan cuidadosamente la cobertura en diferentes regiones del cielo y corrigen la selección radical (la magnitud disminuye con la distancia, por lo que se detectan menos galaxias lejanas). Esto asegura que la función de correlación final o el espectro de potencia no estén artificialmente sesgados.
7.2 Errores de Corrimiento y Métodos Fotométricos
El corrimiento espectroscópico puede ser preciso hasta Δz ≈ 10-4. Sin embargo, grandes encuestas fotométricas (p. ej., Dark Energy Survey, LSST) usan filtros de banda ancha, por lo que Δz es de 0,01 a 0,1. Aunque las encuestas fotométricas permiten procesar un número enorme de objetos, las imprecisiones en la dirección del corrimiento al rojo son mayores. Estos errores se mitigan con métodos como calibración de corrimiento apilado o correlación cruzada con muestras espectroscópicas.
7.3 Evolución No Lineal y Sesgo Galáctico Previo
A pequeña escala, los cúmulos de galaxias se vuelven fuertemente no lineales debido a efectos de "finger-of-god" en el espacio de corrimiento al rojo y complicaciones causadas por fusiones. Además, las galaxias no trazan perfectamente la materia oscura: existe un factor de "sesgo galáctico" dependiente del entorno o tipo de galaxia. Los investigadores suelen usar modelos o enfocarse en escalas mayores (donde las suposiciones lineales son válidas) para extraer información cosmológica confiable.
8. Últimas y Futuras Direcciones en Encuestas de Corrimiento al Rojo
8.1 DESI
Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), instalado en el telescopio Mayall de 4 m (Kitt Peak), comenzó operaciones en 2020 y apunta a medir espectros de 35 millones de galaxias y cuásares. 5000 posicionadores robóticos para fibras ópticas permiten obtener miles de corrimientos al rojo (z ∼ 0,05–3,5) en una sola exposición. Este enorme conjunto mejorará las mediciones de distancias BAO a través de varias épocas cósmicas, determinará características de la expansión y crecimiento estructural, y será invaluable para estudios de evolución galáctica.
8.2 Euclid y el Telescopio Espacial Nancy Grace Roman
Euclid (ESA) y el telescopio Roman (NASA), planeados para finales de la década de 2030, combinarán imágenes y espectroscopía en el cercano infrarrojo, mapeando miles de millones de galaxias hasta z ∼ 2. Medirán lente débil y BAO, proporcionando fuertes restricciones sobre la energía oscura, posible curvatura cósmica y masa de neutrinos. La colaboración con espectrógrafos terrestres y futuros sistemas de mapas de intensidad (p. ej., SKA 21 cm) ampliará aún más el alcance de los estudios.
8.3 Mapas de Intensidad de 21 cm
Nuevo método – mapas de intensidad de 21 cm, donde el brillo de la radiación de gas HI se mide a gran escala, sin distinguir galaxias individuales. Masivos arreglos como CHIME, HIRAX o SKA pueden detectar señales BAO en hidrógeno neutro a corrimientos al rojo aún mayores, alcanzando incluso épocas de reionización. Es una forma adicional de restringir la expansión del Universo, evitando métodos ópticos/IR de corrimiento al rojo, aunque quedan desafíos de calibración.
9. Influencia Más Precisa: Energía Oscura, Tensión de Hubble y Más
9.1 Ecuación de Estado de la Energía Oscura
Al combinar la escala BAO en varios corrimientos al rojo con datos KFS (z = 1100) y datos de supernovas (bajo z), derivamos H(z) – la historia de la expansión. Esto permite verificar si la energía oscura es solo una constante cosmológica (w = -1) o varía en el tiempo. Hasta ahora no se ha encontrado una diferencia clara respecto a w = -1, pero datos BAO más precisos podrían revelar pequeñas desviaciones.
9.2 Tensión de Hubble
Algunas mediciones locales de H0 obtenidas por métodos de escalera superan ~67–68 km/s/Mpc, establecidos por la combinación Planck + BAO, con una diferencia de 4–5σ. Esta “tensión de Hubble” puede ser indicio de errores sistemáticos o predecir nueva física (por ejemplo, energía oscura temprana). Mediciones BAO más precisas futuras (DESI, Euclid, etc.) permitirán explorar mejor los corrimientos al rojo intermedios, quizás resolviendo o aumentando la tensión.
9.3 Evolución de las Galaxias
Las encuestas de corrimiento al rojo también ayudan en estudios de evolución galáctica: historia de formación estelar, transformaciones morfológicas, impacto ambiental. Al comparar propiedades galácticas en diferentes épocas cósmicas, aprendemos cómo las galaxias “apagadas” (quenched), las fusiones y la afluencia de gas moldean el panorama poblacional general. El contexto de la red cósmica (filamento o vacío) influye en estos procesos, conectando la evolución galáctica a pequeña escala con la estructura a gran escala.
10. Conclusión
Encuestas de corrimiento al rojo – herramienta esencial de la cosmología observacional, generando mapas tridimensionales de millones de galaxias. Esta perspectiva 3D revela la red cósmica – filamentos, cúmulos, vacíos – y permite medir con precisión la estructura a gran escala. Logros clave:
- Oscilaciones acústicas bariónicas (BAO): Regla estándar para distancias cósmicas, restringiendo la energía oscura.
- Distorsiones espaciales por corrimiento al rojo: Estudio del crecimiento estructural y la gravedad.
- Flujos galácticos y ambiente: Evolución de los campos de velocidad cósmica y el impacto ambiental.
Las principales encuestas – desde CfA hasta 2dF, SDSS, BOSS/eBOSS – permitieron consolidar el modelo ΛCDM, capturando detalladamente la imagen de la red cósmica. Los proyectos de próxima generación – DESI, Euclid, Roman, mapas de intensidad de 21 cm – seguirán ampliando los límites de corrimiento al rojo, afinando aún más los valores de las distancias BAO y quizás resolviendo la tensión de la constante de Hubble o abriendo nueva física. Así, las encuestas de corrimiento al rojo permanecen a la vanguardia de la cosmología de precisión, mostrando cómo crece la estructura a gran escala del Universo y cómo su evolución está gobernada por la materia oscura y la energía oscura.
Literatura y Lecturas Adicionales
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “Una rebanada del universo.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Detección del pico acústico bariónico en la función de correlación a gran escala de galaxias rojas luminosas SDSS.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Cole, S., et al. (2005). “La encuesta de corrimiento al rojo de galaxias 2dF: Análisis del espectro de potencia del conjunto final de datos e implicaciones cosmológicas.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Alam, S., et al. (2021). “Completed SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Cosmological implications from two decades of spectroscopic surveys.” Physical Review D, 103, 083533.
- Colaboración DESI: desi.lbl.gov (consultado en 2023).