Universo temprano II

En el capítulo anterior de esta saga (Léelo aquí); nos quedamos en la Época Oscura, donde la única emisión era la línea de 21cm del HI y el universo era homogéneo. Sin embargo, no habíamos tenido en cuenta a la materia oscura. ¿Qué es?

Pues eso no podemos decirlo, pero sí podemos decir que existe y que conforma el 80% de la materia del Universo. ¿Por qué no sabemos más? Pues básicamente porque no podemos estudiarla, ya que no interacciona de ninguna manera con la radiación electromágnética, es decir, no emite en ninguna longitud de onda ni reacciona a nuestras emisiones. Su existencia se puede inferir por sus efectos gravitacionales en la materia visible así como en las anisotropías en el Fondo cósmico de microondas (CMB).

---

Y es que son esas pequeñas inhomogeneidades en la distribución de la materia oscura los que impulsan la evolución del Universo

---

Los modelos y las observaciones muestran que hay 3 componentes clave en el universo:

• Energía oscura
• Materia oscura fría
• Materia ‘bariónica’ o materia ordinaria

Y 6 parámetros principales que tomamos del CMB:

• La densidad bariónica (o densidad de materia ordinaria)
• La densidad de materia oscura fría
• Horizonte del sonido en la última difusión
• Profundidad óptica de la difusión de electrones
• Índice espectral de la amplitud de las perturbaciones de densidad

Y 4 parámentros derivados:

• Constante de Hubble
• Raíz cuadrada de la media de las fluctuaciones de masa en escalas de 8Mpc
• Densidad total de la materia
• Densidad de la energía oscura.

Con ésto y la métrica de Robertson-Walker, que es la ecuación que nos describe las propiedades geométricas de un universo en expansión que contiene los 3 componentes antes mencionados, se construye un modelo llamado

---

ΔCDM

Para resumir un poco este proceso, lo que hace es encontrar pequeñas zonas del universo en el que la materia oscura no está distribuida de manera homogénea, y ver como esas pequeñas perturbaciones crecen en un tiempo dado, como cuando en una rampa de nieve virgen se crea una pequeña bola y ésta rueda haciéndose más grande y cambiando la forma de colina, dejando un rastro tras de sí. Éste crecimiento viene dado por la forma lineal de las ecuaciones hidrodinámicas (conservaciones de la masa y el momento y la ecuación de Poisson) para un fluido en un campo gravitatorio. Y es que el Universo en ese momento puede estudiarse como un fluido. Éstas perturbaciones crecen contra la distribución de materia de fondo representada por un medio no perturbado de densidad y presión constantes con un campo de velocidad nula. El crecimiento de la perturbación impulsado por la gravedad se opone a la presión y a la expansión cosmológica y las escalas más pequeñas son las primeras en pasar a un régimen no lineal. 

Traduciendo ésto último un poco, las pequeñas perturbaciones en el seno del gas estático que consideramos es el Universo, van creciendo debido a la gravedad. Al crecer las perturbaciones, éstas se complican y dejan de obedecer a ecuaciones sencillas que llamamos lineales, entrando en un régimen no lineal, es decir, muy complicadas, que tenemos que estudiar por ensayo y error, probando con simetrías concretas y esperando que el modelo resulte en lo que observamos. Con éste modelo, podemos ver las perturbaciones con formas de sombreros de copa que colapsan sobre sí mismos, cruzando sus líneas una y otra vez.

Éstas líneas (como los surcos que deja esa metafórica bola de nieve al rodar) es lo que antes hemos llamado Halos, y no son más que cambios en el campo potencial gravitatorio: donde antes teníamos un plano, ahora la perturbación ha provocado que haya un pozo cuya profundidad depende de su masa. La materia bariónica, que es lo que normalmente entendemos por materia, cae a esos pozos de potencial. Si la masa congregada en ese pozo es lo suficientemente grande, el gas disipa su energía mediante enfriamiento atómico o transiciones moleculares y esa masa uniforme se fragmenta dentro del halo. Ésto crea las condiciones necesarias para que el gas se condense.

---

Empiezan a formarse las primeras estrellas y con ellas termina la Época Oscura

---

A grandes rasgos, la materia se congrega en esos pozos, colapsa por gravedad, se calienta y comienza la fusión: ha nacido una estrella. Y a partir de ahí el universo se llena de luces, estrellas, galaxias, los primeros agujeros negros… Todo ésto emite, ¡y mucho!, en todo el espectro electromagnético. Pero de todas las frecuencias, la que ahora nos interesa es la Ultravioleta (UV), que no es más que fotones de altas energías que empiezan a recorrer el medio intergaláctico, chocando con lo que encuentan por ahí y aportándoles energía, excitándolo y dando comiendo a la Época de Reionización.

Universo temprano III