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Material de referencia
- Enlace del artículo comentado en la revista Physical Review Letters (se require subscripción para descargar el artículo)
- Enlace del artículo en el servidor arXiv (pdf disponible de manera libre)
Invitados:
- Omar López Cruz – INAOE
- Jaime Hernández Sánchez – BUAP
Introdución
En el episodio 31 de Hablemos de Ciencia con Fefo platicamos sobre un resultado reciente que abre una ventana particularmente interesante para estudiar uno de los sistemas más grandes y complejos del Universo: los cúmulos de galaxias.
A simple vista, podríamos imaginar un cúmulo galáctico simplemente como una enorme colección de galaxias mantenidas juntas por la gravedad. Pero la realidad es muchísimo más rica. Además de cientos o incluso miles de galaxias, un cúmulo contiene enormes cantidades de gas caliente, materia oscura, campos magnéticos y una complicada red de movimientos internos producidos por acreción, colisiones y fusiones con otros cúmulos.
Son, en otras palabras, extraordinarios laboratorios naturales.
Y ahora comenzamos a tener herramientas para observar algo que hasta hace relativamente poco resultaba extremadamente difícil de medir: el movimiento del gas en su interior.
El fondo cósmico como pantalla
La herramienta que permite hacerlo tiene una historia fascinante: el efecto Sunyaev–Zel’dovich (SZ).
El Universo está lleno de fotones provenientes del fondo cósmico de microondas (CMB), la radiación que quedó como remanente del Universo temprano. Cuando estos fotones atraviesan un cúmulo galáctico pueden interactuar con los electrones libres presentes en el gas caliente del cúmulo.
En el llamado efecto Sunyaev–Zel’dovich térmico (tSZ), los electrones calientes transfieren energía a los fotones del CMB. El resultado es una pequeña modificación en el espectro de esa radiación.
Pero existe otro efecto, particularmente importante para la historia que contamos en este episodio: el efecto Sunyaev–Zel’dovich cinemático (kSZ).
En este caso lo importante no es principalmente la temperatura del gas, sino su velocidad. Cuando los electrones tienen una componente de velocidad en nuestra línea de visión, los fotones del CMB que se dispersan con ellos sufren un pequeño efecto Doppler.
Esto significa algo extraordinario: podemos utilizar al fondo cósmico de microondas como una gigantesca pantalla colocada detrás de los cúmulos y, mediante las pequeñas modificaciones que éstos producen sobre ella, obtener información acerca de cómo se está moviendo el gas en su interior.
¿Y si el cúmulo está rotando?
Aquí aparece la idea central.
Supongamos que existe un movimiento rotacional del gas dentro de un cúmulo. En uno de sus lados, parte del gas tendrá una componente de velocidad dirigida hacia nosotros; en el lado contrario, la componente será en dirección opuesta.
El efecto kSZ debería entonces producir un patrón muy característico sobre el CMB: un dipolo de temperatura.
Un lado del cúmulo produce una pequeña desviación de la temperatura del CMB en una dirección y el otro lado una desviación en la dirección contraria.
La señal es diminuta. Estamos hablando de variaciones de apenas unas decenas de microkelvin.
Además, el cielo de microondas contiene muchas otras señales que pueden esconderla. Las propias fluctuaciones primordiales del CMB, el efecto SZ térmico, el ruido instrumental, el lente gravitacional y otros fenómenos producen señales que deben ser entendidas y controladas cuidadosamente.
Por eso detectar este efecto no consiste simplemente en mirar una imagen del CMB y descubrir que un lado de un cúmulo está rojo y el otro azul.
Alinear los cúmulos antes de sumarlos
Una de las ideas más interesantes del análisis consiste en utilizar las velocidades de las propias galaxias que forman cada cúmulo.
Mediante sus corrimientos al rojo se puede estimar una dirección preferente del movimiento interno: buscar una orientación para la cual las galaxias de un lado presenten, en promedio, un corrimiento al rojo diferente al de las galaxias del lado contrario.
Una vez estimada esa dirección para cada cúmulo, los mapas del CMB pueden rotarse para que todos queden orientados de la misma manera.
¿Por qué es esto tan importante?
Porque si tomamos muchos cúmulos orientados aleatoriamente y simplemente promediamos sus imágenes, sus dipolos también estarán orientados aleatoriamente y tenderán a cancelarse.
Pero si primero los alineamos y después los superponemos —una técnica conocida como stacking— la pequeña señal común comienza a reforzarse mientras que muchas de las fluctuaciones aleatorias tienden a desaparecer.
Es, de cierta manera, como tener muchas fotografías extremadamente ruidosas del mismo objeto: si logramos colocarlas correctamente una sobre otra, aquello que es común a todas empieza a emerger del ruido.
Una señal que finalmente aparece
El resultado discutido en el programa utiliza una muestra final de 25 cúmulos galácticos.
Después de limpiar los mapas, estimar las direcciones de movimiento, orientar los cúmulos, reescalarlos y realizar el stacking, aparece el patrón buscado: un dipolo con una amplitud de aproximadamente
La señal tiene una significancia estadística reportada de aproximadamente
Es decir, todavía no estamos hablando de la tradicional barrera de (5\sigma) que en física de partículas solemos asociar con el anuncio de un descubrimiento, pero sí de evidencia estadísticamente significativa y robusta de un efecto que hasta ahora había sido extremadamente difícil de observar.
¿Significa esto que los cúmulos giran?
Aquí debemos tener cuidado.
La expresión “rotational kSZ” puede dar la impresión de que estamos observando un cúmulo girando limpiamente como un disco o como un cuerpo rígido.
La realidad es más complicada —y más interesante.
Los cúmulos son sistemas dinámicos. Chocan y se fusionan con otros cúmulos, reciben continuamente material de sus alrededores y contienen gas con movimientos turbulentos y subestructuras. Una colisión entre cúmulos puede introducir movimiento angular y generar precisamente el tipo de patrón dipolar que se está buscando.
Por ello, la señal observada puede contener contribuciones tanto de rotación coherente como de movimientos internos asociados con fusiones recientes o en curso.
Una de las grandes metas de futuras observaciones será precisamente separar estas posibilidades: distinguir cúmulos relativamente relajados de sistemas que están sufriendo una fusión y, eventualmente, distinguir una verdadera rotación coherente de otros movimientos del gas.
Los cúmulos son mucho más que montones de galaxias
Durante la conversación, Omar recordó algo que vale la pena enfatizar: los cúmulos galácticos han desempeñado un papel central en nuestra comprensión del Universo.
Fue precisamente estudiando cúmulos de galaxias que Fritz Zwicky propuso en 1933 la existencia de lo que entonces llamó missing matter: materia que no podíamos ver pero cuya presencia parecía necesaria para explicar la dinámica observada.
Hoy la llamamos materia oscura.
Pero los cúmulos también son extraordinarios laboratorios para estudiar plasmas, campos magnéticos, choques, rayos X y física en condiciones extremas.
El gas intracúmulo alcanza temperaturas tan altas que los átomos se encuentran fuertemente ionizados. Su descripción, además, se complica enormemente cuando dos cúmulos colisionan. En esas situaciones deja de ser suficiente pensar en dos distribuciones sencillas de gas en equilibrio: aparecen choques, reconexión magnética, turbulencia, calentamiento producido por radiogalaxias y una dinámica magnetohidrodinámica mucho más rica.
La naturaleza, como suele suceder, resulta considerablemente más complicada que nuestras primeras caricaturas.
¿Cómo sabemos si dos cúmulos han chocado?
Una de las preguntas del público llevó la conversación hacia otra herramienta particularmente interesante: las observaciones en radio.
Cuando ocurren grandes fusiones de cúmulos pueden generarse choques, turbulencia y procesos asociados con los campos magnéticos que producen enormes estructuras de emisión en radio, incluyendo los llamados radio halos.
Estas señales permiten identificar sistemas dinámicamente perturbados y proporcionan información complementaria a los rayos X, al efecto SZ y al lente gravitacional.
Ésta es una de las razones por las que la astronomía moderna depende cada vez más de observaciones multifrecuencia: distintos instrumentos permiten observar diferentes componentes del mismo sistema físico.
El Gran Telescopio Milimétrico y una nueva avenida
Durante el programa también discutimos las posibilidades que este tipo de física abre para instrumentos como el Gran Telescopio Milimétrico (GTM).
Una de las características extraordinarias del efecto SZ es que permite detectar cúmulos de una manera que depende débilmente de su distancia. Esto abre la posibilidad de construir catálogos de cúmulos seleccionados mediante su señal SZ y estudiar objetos cada vez más distantes.
La perspectiva planteada durante la conversación es particularmente atractiva: que en los próximos años puedan construirse nuevos catálogos de cúmulos y que éstos permitan realizar estudios semejantes al que discutimos aquí, pero con muestras mucho mayores.
Lo que hoy requiere combinar cuidadosamente apenas unas decenas de cúmulos podría eventualmente realizarse con cientos o miles.
La importancia del resultado quizá no sea solamente el resultado
Una pregunta del público fue particularmente buena: ¿estamos ante el comienzo de una nueva era para estudiar el movimiento de las galaxias y los cúmulos, o simplemente ante una pequeña mejora respecto a lo que ya sabíamos?
Mi impresión es que lo más importante de este trabajo no es únicamente haber encontrado una señal de (3.6\sigma).
Lo verdaderamente interesante es que demuestra que ya tenemos la sensibilidad, las herramientas estadísticas y las técnicas observacionales necesarias para comenzar a estudiar fenómenos que anteriormente estaban escondidos dentro del ruido.
Eso cambia las preguntas que podemos hacer.
Y cuando en ciencia cambia nuestra capacidad para observar, normalmente terminan apareciendo cosas que no esperábamos.
La historia está llena de ejemplos: mejorar un telescopio, aumentar la resolución de un detector, abrir una nueva ventana del espectro electromagnético o desarrollar una nueva técnica estadística casi siempre termina revelando fenómenos que antes ni siquiera sabíamos que debíamos buscar.
Una observación no es simplemente “ver algo”
Hay además una lección metodológica que vale la pena rescatar.
Un resultado de este tipo es técnicamente muy complejo. Los investigadores no pueden limitarse a encontrar una señal que parezca coincidir con lo que esperaban. Precisamente porque somos humanos existe siempre el peligro de encontrar aquello que queremos encontrar.
Por ello, una parte fundamental del trabajo científico consiste en intentar demostrar que nos estamos equivocando.
Hay que estudiar fuentes alternativas de la señal, realizar pruebas nulas, modificar los métodos de análisis, estimar los errores sistemáticos, comparar contra simulaciones y preguntar repetidamente si algún fenómeno diferente podría producir el mismo resultado.
Después viene la publicación y comienza otra etapa: otros investigadores leen el trabajo, lo desmenuzan, intentan reproducirlo, buscan inconsistencias y desarrollan análisis independientes.
La publicación de un artículo no representa el final de ese proceso.
En ciencia nunca hay una respuesta final. Hay resultados cada vez mejores, observaciones más precisas y explicaciones que sobreviven —o no— a intentos cada vez más exigentes de ponerlas a prueba.
Mirar hacia adelante
Quizá ésa sea la parte más emocionante de este resultado.
Los cúmulos de galaxias son sistemas enormes y extraordinariamente complejos que contienen prácticamente todos los ingredientes que hacen fascinante a la astrofísica moderna: galaxias, gas caliente, plasmas, campos magnéticos, materia oscura, choques, fusiones y estructuras formadas bajo la acción de la gravedad durante miles de millones de años.
Ahora estamos comenzando a adquirir la capacidad de observar directamente algo adicional:
cómo se mueve ese enorme laboratorio cósmico por dentro.
La señal encontrada es pequeña. La posibilidad que abre, no.
Escrito por fefino 
