El Buit d’Eridà, una gran estructura de mil milions d’anys-llum de diàmetre

Cosmologia: Vivim en un univers galàctic, és a dir on les galàxies, grans agregats de matèria fosca i de matèria bariònica (gas i pols interestel·lar, sistemes estel·lars i planetaris), constitueixen unitats estructurals fonamentals. Però les galàxies no es troben distribuïdes uniformement a través de l’univers. Es presenten en cúmuls galàctics, on s’agrupen des de desenes a milers de galàxies. El nostre grup galàctic local, per exemple, es troba format per la nostra galàxia, la Via Làctia i les seves galàxies satèl·lits, a més de pel sistema integrat per la galàxia de l’Andromeda, la del Triangle i les seves subalternes. El completen algunes altres galàxies menors. Però tampoc els cúmuls galàctics no es troben distribuïts uniformement per l’univers: ells també foren cúmuls, els anomenats supercúmuls galàctics. El nostre, per exemple, és un modest cúmul galàctic, associat, com molts d’altres del veïnatge al gran cúmul de Virgo: d’ací que el supercúmul local rebi també el nom de supercúmul de Virgo. L’estructura a gran escala de l’univers no s’acaba tampoc ací. El supercúmuls galàctics es distribueixen en filaments i làmines. Entre els filaments i làmines hom troba grans espais amb una densitat molt minsa de galàxies. De tots els buits que s’han catalogat no n’hi ha cap de tan impressionant, ni pel que fa a la baixa densitat material, ni per la grandària, que el Buit d’Eridà. Identificat originàriament el 2004 com una ‘taca freda’ en els mapes elaborats pel WMAP, un estudi recent de Lawrence Rudnick, Shea Brown i Liliya R. Williams (tots de Departament d'Astronomia de la Universitat de Minnesota), que es publicarà a Astrophysical Journal, ens forneix les característiques d'aquesta estructura. Se'ns diu que ha de tindre un radi de 140 megaparsecs, és a dir 450 milions d'anys-llum o, en unitats internacionals, 4,3·1024 m. O si ho posem en termes de diàmetre, s'hi podria encabir una filera de 4000 galàxies com la nostra.[@more@]

Tot i l'existència d'estructures a gran escala hom pensa (com reflecteix aquesta imatge de l'Atles de l'Univers) que l'univers és homogeni i isotròpic. De fet aquest principi cosmològic fa part del principi d'uniformitat que anima les ciències naturals des de fa cinc segles.

L'estructura a gran escala de l'univers

D'acord amb la teoria del Big Bang i de la inflació còsmica, que configuren el model estàndar més acceptat i utilitzat per cosmòlegs i astrònoms, el nostre univers consistiria en una bombolla d'expansió. Hom ha postulat un límit màxim per la topologia del nostre univers en 7,4·1026 m (Cornish et al., 2003). En tot cas, el nostre univers depassa allò que es denomina univers observable o volum de Hubble, que inclouria totes aquelles regions del nostre univers que es troben a una distància prou petita de la Terra com perquè ens hi hagi arribat la corresponent radiació de fons. Aquest radi de Hubble té un valor d'anys-llum equivalent a l'edat de Hubble de la nostra regió concreta de l'univers, que s'avalua en 13,7 mil milions d'anys. El valor finit de la velocitat de la llum (una de les constants fonamentals de la física moderna) fa que a efectes pràctics tota modelització de l'univers hagi d'ésser quatridimensional (és a dir que consideri simultàniament les tres dimensions espaials i la temporal). Ara bé, nosaltres com a observadors, únicament podem adquirir una visió instantània. L'univers observable, doncs, aquesta esfera de Hubble, tanca regions de l'espai amb edats diferents: com més allunyada sigui una estructura més antiga serà.

Malgrat la complicació de la mètrica de l'univers i el caràcter ambivalent del terme distància en l'astronomia moderna, hi ha algunes estimacions generals que sí es poden fer de l'univers observable. Per exemple hom estima el nombre de galàxies de l'univers observable en 1011 i el nombre d'estels en 5·1022. Els estels deu concentrar un 10-20% dels àtoms de l'univers observable, els quals haurien de pujar a uns 1080. Aquests àtoms, però, tan sols suposen un 15% de la massa de l'univers observable, la qual puja a 3·1052 kg. S'ignora encara la composició de la matèria fosca no-atòmica. D'altra banda, però, la massa 'gravitatòria' de l'univers de 3·1052 kg no equival a la 'matèria total' de l'univers. Un 70% de la matèria total consisteix en energia fosca.

Però mentre l'energia fosca té una distribució gairebé uniforme, la matèria gravitatòria (atòmica i no atòmica), precisament per la gravetat, forma grans estructures de condensació. La gravetat és prou forta com per generar astres (estels i planetes) i com per mantindre agrupats aquests astres en galàxies i cúmuls galàctics. Més enllà d'aquestes estructures, la gravetat i l'expansió de l'univers (alimentada, a més, de forma creixent per l'energia fosca) actuen com a forces contraposades.

Així doncs, per 'grans estructures de l'univers' caldrà considerar allò que hi ha per damunt de grups i cúmuls galàctics. En un primer nivell hi ha els supercúmuls. Molts d'ells ja tenen una estructura allargada i de fet fan part de cadenes o filaments galàctics.

Entre els filaments hom troba buits. Per exemple el nostre filament limita per una banda amb el Gran Buit Local Austral, i de l'altra amb el Gran Buit Local Boreal.

Imatge de l'Atles de l'Univers sobre l'estructures que hi ha en un radi de 1.000 milions d'anys-llum al voltant de casa nostra. Observi's la disposició en filaments creuats de la majoria de cúmuls galàctics (representats per punts), i els buits que hi queden entremig. El diàmetre típic d'un d'aquests buits és de 2·1024 m. El Gran Buit d'Eridà en fa el doble.

De vegades els filaments s'entrecreuen fins a donar lloc a làmines o muralles. Hom parla així de de la Gran Muralla CfA2, que fa 500 milions d'anys-llum de llarg, 200 milions d'amplada i 15 milions de gruix. La distància mitjana d'aquesta estructura és de 200 milions d'anys-llum. Encara més gran és la Gran Muralla Sloan, que faria 1370 milions d'anys-llum de llargada i es trobaria una distància mitjana de 1000 milions d'anys-llum.

El Gran Buit d'Eridà

Eridà o Eridanos és un riu de la mitologia grega situat en l'extrem nord de l'àrea de colonització grega dels segles VIII i VII a.C. Els mitògrafs posteriors han provat d'identificar-lo amb el Po o el Danubi. Sigui com sigui, aquest riu mític fa part del Cicle Argonàutic, i com a tal fou inclòs en el catàleg de constel·lacions dels astrònoms alexandrins. I d'aquell catàleg ha passat sense gaires canvis a les definicions oficials de la Unió Astronòmica Internacional.

I fou en la constel·lació d'Eridà on el Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) es topà amb una taca 'freda'. El WMAP és un observatori orbital situat a uns 1,5·109 m (o el que és el mateix, a 5 segons-llum). A aquesta distància, de fet, és un satèl·lit artificial del Sol i no de la Terra, però orbita al voltant del Sol de forma coordinada a la Terra i per tant així la seva distància al nostre planeta és constant. Fora del camp magnètic terrestre, el WMAP dur a terme la seva d'observació astronòmica en la banda de les radioones. Fonamentalment estudia la radiació còsmica de fons i el seu objectiu és revelar les anisotropies (inhomogeneïtats) de l'univers primitiu que van donar lloc a les ulteriors grans estructures de l'univers.

El WMAP orbita al voltant del Sol en un dels punts de Lagrange de l'òrbita terrestre. Concretament ho fa en el L2. Això significa que queda sempre orientada cap a l'hemisferi nocturn de la Terra. Les senyals del WMAP a la Terra i de la Terra al WMAP triguen 5 segons en creuar el camí. L'objectiu del WMAP és captar emissions de microones de fonts situades a més 1,3·1026 m: aquesta radiació ha trigat en arribar al WMAP uns 13.700 milions d'anys i per això mirar lluny en l'espai és mirar lluny al passat.

L'anisotropia detectada pel WMAP, és clar, s'ha d'agafar una mica amb pinses. D'una banda hi ha l'anisotropia primària, deguda a oscil·lacions primitives de l'univers, i de l'altra una anisotropia secundària resultat de la interferència d'estructures més properes (i, per tant, més modernes). La taca d'Eridà que el WMAP va identificar el 2004 respon a aquest darrer tipus d'anisotropia.

L'esfera celeste (aquí representada com a planisferi) vista amb els ulls del WMAP. En realitat la radiació còsmica de fons és força homogènia. El seu pic d'emissió s'assoleix a una freqüència de 160,2 GHz (longitud d'ona de 1,9 mm), la qual cosa es correspon a una temperatura de 2,725 K. La radiació còsmica de fons es produeix uns 380.000 anys després del Big Bang.

Per estudiar la taca d'Eridà, Rudnick, Brown i Williams, comptaren amb el Very Large Array (VLA), un observatori radioastronòmic situat a New Mexico. Les radioones captades per aquest observatori tenen una longitud d'ona superior i una freqüència inferior (408 MHz) a les microones del WMAP. A partir de les observacions del VLA (NRAO VLA Sky Survey), els tres astrònoms van acabar de caracteritzar l'estructura.

Detall del mapa del WMAP que mostra un forat a l'alçada de la constel·lació d'Eridà. El forat es correspon a un àrea on la radiació de microones de fons presenta una temperatura significativament inferior a la mitjana. L'àrea de la taca té una disminució respecte a la mitjana de 20 µK, i la compten únicament en la part central la disminució és de 73 µK. Si bé aquestes oscil·lacions poden semblar molt petites, l'interessant es veure que no es correspon a una variació estatística simple a partir del valor mitjà.

Si prenem les observacions del VLA, en la Taca d'Eridà hom troba una reducció de la lluminositat i del nombre de fonts de radioones (=galàxies i grups de galàxies) del 25-40%. Aquesta reducció s'estén en una àrea del cel considerable, amb un diàmetre central d'1º i un d'exterior de 10º. Coincideix força amb la taca descrita pel WMAP.

El Gran Buit d'Eridà es troba força lluny, a una distància entre 6-10 mil milions d'anys llum (5-9·1025 m). És doncs a mig camí de l'horitzó de Hubble. Fa un diàmetre de 9·1024 m, és a dir dos vegades el diàmetre dels buits fins ara catalogats i té un volum vuit vegades més gran.

El Gran Buit d'Eridà i l'energia fosca

El Gran Buit d'Eridà produeix una anisotropia secundària a la radiació còsmica de fons. La radiació còsmica de fons quan creua aquesta regió de l'univers perd significativament energia en relació a la radiació còsmica de fons que no la creua. Dit d'una altra manera, es produeix un desplaçament al blau de la radiació, que guanya longitud d'ona i perd freqüència. Aquest fenomen rep el nom d'efecte integrat Sachs-Wolfe, i ja s'havia emprat abastament per la detecció de filaments i làmines galàctiques.

Els investigadors es plantegen, una vegada valorades i descartades altres possibilitats, fins quin punt el Gran Buit d'Eridà és compatible amb el model cosmològic estàndar i, en particular, les implicacions que pugui tindre amb el coneixement de l'energia fosca. Al capdavall, l'efecte Sachs-Wolfe s'explica en l'actualitat a partir de l'existència d'aquesta energia fosca (que, recordem-ho, no presenta ni interacció electromagnètica ni gravitatòria, i que constitueix un 70% de la matèria total de l'univers).

Una primera reflexió és considerar la probabilitat de formació d'un Gran Buit d'aquestes dimensions, per un temps de Hubble de 3-7·109 anys. Un primer càlcul dels autors parla d'una probabilitat de 1·10-10. Això exigiria un replantejament dels models de concordança cosmològica vigents i de la distribució de l'energia fosca en l'univers.

Lligams:

Extragalactic Radio Sources and the WMAP Cold Spot. Lawrence Rudnick, Shea Brown, Liliya R. Williams.

Astronomers Find Enormous Hole in the Universe, comunicat de premsa del National Radio Astronomy Observatory.

Great 'cosmic nothingness' found (BBC News).

Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

Aquest lloc utilitza Akismet per reduir el correu brossa. Aprendre com la informació del vostre comentari és processada

El Buit d’Eridà, una gran estructura de mil milions d’anys-llum de diàmetre

Cosmologia: Vivim en un univers galàctic, és a dir on les galàxies, grans agregats de matèria fosca i de matèria bariònica (gas i pols interestel·lar, sistemes estel·lars i planetaris), constitueixen unitats estructurals fonamentals. Però les galàxies no es troben distribuïdes uniformement a través de l’univers. Es presenten en cúmuls galàctics, on s’agrupen des de desenes a milers de galàxies. El nostre grup galàctic local, per exemple, es troba format per la nostra galàxia, la Via Làctia i les seves galàxies satèl·lits, a més de pel sistema integrat per la galàxia de l’Andromeda, la del Triangle i les seves subalternes. El completen algunes altres galàxies menors. Però tampoc els cúmuls galàctics no es troben distribuïts uniformement per l’univers: ells també foren cúmuls, els anomenats supercúmuls galàctics. El nostre, per exemple, és un modest cúmul galàctic, associat, com molts d’altres del veïnatge al gran cúmul de Virgo: d’ací que el supercúmul local rebi també el nom de supercúmul de Virgo. L’estructura a gran escala de l’univers no s’acaba tampoc ací. El supercúmuls galàctics es distribueixen en filaments i làmines. Entre els filaments i làmines hom troba grans espais amb una densitat molt minsa de galàxies. De tots els buits que s’han catalogat no n’hi ha cap de tan impressionant, ni pel que fa a la baixa densitat material, ni per la grandària, que el Buit d’Eridà. Identificat originàriament el 2004 com una ‘taca freda’ en els mapes elaborats pel WMAP, un estudi recent de Lawrence Rudnick, Shea Brown i Liliya R. Williams (tots de Departament d'Astronomia de la Universitat de Minnesota), que es publicarà a Astrophysical Journal, ens forneix les característiques d'aquesta estructura. Se'ns diu que ha de tindre un radi de 140 megaparsecs, és a dir 450 milions d'anys-llum o, en unitats internacionals, 4,3·1024 m. O si ho posem en termes de diàmetre, s'hi podria encabir una filera de 4000 galàxies com la nostra.[@more@]

Tot i l'existència d'estructures a gran escala hom pensa (com reflecteix aquesta imatge de l'Atles de l'Univers) que l'univers és homogeni i isotròpic. De fet aquest principi cosmològic fa part del principi d'uniformitat que anima les ciències naturals des de fa cinc segles.

L'estructura a gran escala de l'univers

D'acord amb la teoria del Big Bang i de la inflació còsmica, que configuren el model estàndar més acceptat i utilitzat per cosmòlegs i astrònoms, el nostre univers consistiria en una bombolla d'expansió. Hom ha postulat un límit màxim per la topologia del nostre univers en 7,4·1026 m (Cornish et al., 2003). En tot cas, el nostre univers depassa allò que es denomina univers observable o volum de Hubble, que inclouria totes aquelles regions del nostre univers que es troben a una distància prou petita de la Terra com perquè ens hi hagi arribat la corresponent radiació de fons. Aquest radi de Hubble té un valor d'anys-llum equivalent a l'edat de Hubble de la nostra regió concreta de l'univers, que s'avalua en 13,7 mil milions d'anys. El valor finit de la velocitat de la llum (una de les constants fonamentals de la física moderna) fa que a efectes pràctics tota modelització de l'univers hagi d'ésser quatridimensional (és a dir que consideri simultàniament les tres dimensions espaials i la temporal). Ara bé, nosaltres com a observadors, únicament podem adquirir una visió instantània. L'univers observable, doncs, aquesta esfera de Hubble, tanca regions de l'espai amb edats diferents: com més allunyada sigui una estructura més antiga serà.

Malgrat la complicació de la mètrica de l'univers i el caràcter ambivalent del terme distància en l'astronomia moderna, hi ha algunes estimacions generals que sí es poden fer de l'univers observable. Per exemple hom estima el nombre de galàxies de l'univers observable en 1011 i el nombre d'estels en 5·1022. Els estels deu concentrar un 10-20% dels àtoms de l'univers observable, els quals haurien de pujar a uns 1080. Aquests àtoms, però, tan sols suposen un 15% de la massa de l'univers observable, la qual puja a 3·1052 kg. S'ignora encara la composició de la matèria fosca no-atòmica. D'altra banda, però, la massa 'gravitatòria' de l'univers de 3·1052 kg no equival a la 'matèria total' de l'univers. Un 70% de la matèria total consisteix en energia fosca.

Però mentre l'energia fosca té una distribució gairebé uniforme, la matèria gravitatòria (atòmica i no atòmica), precisament per la gravetat, forma grans estructures de condensació. La gravetat és prou forta com per generar astres (estels i planetes) i com per mantindre agrupats aquests astres en galàxies i cúmuls galàctics. Més enllà d'aquestes estructures, la gravetat i l'expansió de l'univers (alimentada, a més, de forma creixent per l'energia fosca) actuen com a forces contraposades.

Així doncs, per 'grans estructures de l'univers' caldrà considerar allò que hi ha per damunt de grups i cúmuls galàctics. En un primer nivell hi ha els supercúmuls. Molts d'ells ja tenen una estructura allargada i de fet fan part de cadenes o filaments galàctics.

Entre els filaments hom troba buits. Per exemple el nostre filament limita per una banda amb el Gran Buit Local Austral, i de l'altra amb el Gran Buit Local Boreal.

Imatge de l'Atles de l'Univers sobre l'estructures que hi ha en un radi de 1.000 milions d'anys-llum al voltant de casa nostra. Observi's la disposició en filaments creuats de la majoria de cúmuls galàctics (representats per punts), i els buits que hi queden entremig. El diàmetre típic d'un d'aquests buits és de 2·1024 m. El Gran Buit d'Eridà en fa el doble.

De vegades els filaments s'entrecreuen fins a donar lloc a làmines o muralles. Hom parla així de de la Gran Muralla CfA2, que fa 500 milions d'anys-llum de llarg, 200 milions d'amplada i 15 milions de gruix. La distància mitjana d'aquesta estructura és de 200 milions d'anys-llum. Encara més gran és la Gran Muralla Sloan, que faria 1370 milions d'anys-llum de llargada i es trobaria una distància mitjana de 1000 milions d'anys-llum.

El Gran Buit d'Eridà

Eridà o Eridanos és un riu de la mitologia grega situat en l'extrem nord de l'àrea de colonització grega dels segles VIII i VII a.C. Els mitògrafs posteriors han provat d'identificar-lo amb el Po o el Danubi. Sigui com sigui, aquest riu mític fa part del Cicle Argonàutic, i com a tal fou inclòs en el catàleg de constel·lacions dels astrònoms alexandrins. I d'aquell catàleg ha passat sense gaires canvis a les definicions oficials de la Unió Astronòmica Internacional.

I fou en la constel·lació d'Eridà on el Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) es topà amb una taca 'freda'. El WMAP és un observatori orbital situat a uns 1,5·109 m (o el que és el mateix, a 5 segons-llum). A aquesta distància, de fet, és un satèl·lit artificial del Sol i no de la Terra, però orbita al voltant del Sol de forma coordinada a la Terra i per tant així la seva distància al nostre planeta és constant. Fora del camp magnètic terrestre, el WMAP dur a terme la seva d'observació astronòmica en la banda de les radioones. Fonamentalment estudia la radiació còsmica de fons i el seu objectiu és revelar les anisotropies (inhomogeneïtats) de l'univers primitiu que van donar lloc a les ulteriors grans estructures de l'univers.

El WMAP orbita al voltant del Sol en un dels punts de Lagrange de l'òrbita terrestre. Concretament ho fa en el L2. Això significa que queda sempre orientada cap a l'hemisferi nocturn de la Terra. Les senyals del WMAP a la Terra i de la Terra al WMAP triguen 5 segons en creuar el camí. L'objectiu del WMAP és captar emissions de microones de fonts situades a més 1,3·1026 m: aquesta radiació ha trigat en arribar al WMAP uns 13.700 milions d'anys i per això mirar lluny en l'espai és mirar lluny al passat.

L'anisotropia detectada pel WMAP, és clar, s'ha d'agafar una mica amb pinses. D'una banda hi ha l'anisotropia primària, deguda a oscil·lacions primitives de l'univers, i de l'altra una anisotropia secundària resultat de la interferència d'estructures més properes (i, per tant, més modernes). La taca d'Eridà que el WMAP va identificar el 2004 respon a aquest darrer tipus d'anisotropia.

L'esfera celeste (aquí representada com a planisferi) vista amb els ulls del WMAP. En realitat la radiació còsmica de fons és força homogènia. El seu pic d'emissió s'assoleix a una freqüència de 160,2 GHz (longitud d'ona de 1,9 mm), la qual cosa es correspon a una temperatura de 2,725 K. La radiació còsmica de fons es produeix uns 380.000 anys després del Big Bang.

Per estudiar la taca d'Eridà, Rudnick, Brown i Williams, comptaren amb el Very Large Array (VLA), un observatori radioastronòmic situat a New Mexico. Les radioones captades per aquest observatori tenen una longitud d'ona superior i una freqüència inferior (408 MHz) a les microones del WMAP. A partir de les observacions del VLA (NRAO VLA Sky Survey), els tres astrònoms van acabar de caracteritzar l'estructura.

Detall del mapa del WMAP que mostra un forat a l'alçada de la constel·lació d'Eridà. El forat es correspon a un àrea on la radiació de microones de fons presenta una temperatura significativament inferior a la mitjana. L'àrea de la taca té una disminució respecte a la mitjana de 20 µK, i la compten únicament en la part central la disminució és de 73 µK. Si bé aquestes oscil·lacions poden semblar molt petites, l'interessant es veure que no es correspon a una variació estatística simple a partir del valor mitjà.

Si prenem les observacions del VLA, en la Taca d'Eridà hom troba una reducció de la lluminositat i del nombre de fonts de radioones (=galàxies i grups de galàxies) del 25-40%. Aquesta reducció s'estén en una àrea del cel considerable, amb un diàmetre central d'1º i un d'exterior de 10º. Coincideix força amb la taca descrita pel WMAP.

El Gran Buit d'Eridà es troba força lluny, a una distància entre 6-10 mil milions d'anys llum (5-9·1025 m). És doncs a mig camí de l'horitzó de Hubble. Fa un diàmetre de 9·1024 m, és a dir dos vegades el diàmetre dels buits fins ara catalogats i té un volum vuit vegades més gran.

El Gran Buit d'Eridà i l'energia fosca

El Gran Buit d'Eridà produeix una anisotropia secundària a la radiació còsmica de fons. La radiació còsmica de fons quan creua aquesta regió de l'univers perd significativament energia en relació a la radiació còsmica de fons que no la creua. Dit d'una altra manera, es produeix un desplaçament al blau de la radiació, que guanya longitud d'ona i perd freqüència. Aquest fenomen rep el nom d'efecte integrat Sachs-Wolfe, i ja s'havia emprat abastament per la detecció de filaments i làmines galàctiques.

Els investigadors es plantegen, una vegada valorades i descartades altres possibilitats, fins quin punt el Gran Buit d'Eridà és compatible amb el model cosmològic estàndar i, en particular, les implicacions que pugui tindre amb el coneixement de l'energia fosca. Al capdavall, l'efecte Sachs-Wolfe s'explica en l'actualitat a partir de l'existència d'aquesta energia fosca (que, recordem-ho, no presenta ni interacció electromagnètica ni gravitatòria, i que constitueix un 70% de la matèria total de l'univers).

Una primera reflexió és considerar la probabilitat de formació d'un Gran Buit d'aquestes dimensions, per un temps de Hubble de 3-7·109 anys. Un primer càlcul dels autors parla d'una probabilitat de 1·10-10. Això exigiria un replantejament dels models de concordança cosmològica vigents i de la distribució de l'energia fosca en l'univers.

Lligams:

Extragalactic Radio Sources and the WMAP Cold Spot. Lawrence Rudnick, Shea Brown, Liliya R. Williams.

Astronomers Find Enormous Hole in the Universe, comunicat de premsa del National Radio Astronomy Observatory.

Great 'cosmic nothingness' found (BBC News).

Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

Aquest lloc utilitza Akismet per reduir el correu brossa. Aprendre com la informació del vostre comentari és processada