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Simulando la Web Cósmica
La idea de que las estrellas se agrupen en universos insulares es relativamente nueva para la astronomía. Fue solo en las décadas de 1920 y 1930 cuando los astrónomos acordaron entre ellos que las galaxias deben estar separadas por grandes distancias.
Pero solo en los últimos 10 años aproximadamente, los astrónomos han descubierto que las galaxias mismas se forman en una estructura mucho más grande. Las 100 mil millones de galaxias que conocemos están tejidas en una tenue disposición similar a una red que consiste en densos cúmulos compactos, filamentos alargados y paredes en forma de láminas, en medio de grandes regiones vacías casi vacías.
Esta estructura se conoce como la Red Cósmica y uno de los grandes desafíos de la cosmología moderna es modelarla y simularla con precisión.
Eso está resultando complicado.
Una de las características importantes de la Red Cósmica es que sus estructuras abarcan muchos órdenes de magnitud. Y dado que las estructuras más grandes, como las características parecidas a paredes, se forman a partir de las más pequeñas, como filamentos y grupos, es fundamental que cualquier modelo pueda manejar la relación entre ellas en todas estas escalas.
Es más fácil decirlo que hacerlo. Una forma de imaginar el problema es pensar en alejarse de un cúmulo particular de galaxias para mostrar las estructuras más grandes, más bien a la manera de la famosa película Powers of Ten realizada en la década de 1970.
A medida que las estructuras a pequeña escala se vuelven demasiado pequeñas para resolverse, la mayoría de los modelos informáticos aplican algún tipo de proceso de suavizado estadístico para facilitar los cálculos a gran escala.
Pero si vuelve a acercar la imagen, no hay forma de recuperar la información perdida por el proceso de suavizado, salvo reconstruir la imagen nuevamente a partir de los datos originales.
Está bien si todo lo que quieres es un modelo tridimensional del universo. Pero es un problema si desea simular cómo se forman las estructuras a gran escala a partir de estructuras más pequeñas y cómo, a su vez, la forma de las estructuras grandes influye en la forma en que evolucionan las estructuras más pequeñas.
Este tipo de proceso de retroalimentación es imposible de modelar cuando el proceso de suavizado entre diferentes escalas esencialmente destruye cualquier vínculo significativo entre ellas.
Ingrese a Rien van de Weygaert y Willem Schaap en la Universidad de Groningen en los Países Bajos. Estos chicos han desarrollado una forma de modelar estructuras en muchas escalas sin el suavizado antinatural que utilizan otros enfoques.
Su truco consiste en pensar en las galaxias como puntos en el espacio 3D y llenar el espacio entre ellas con tetraedros. Estos tetraedros deben estar construidos de tal manera que, si se inflara una esfera dentro de cada uno hasta tocar los lados, no habría galaxias dentro de cada esfera.
Esto se conoce como teselación de Delauney. Lo que tiene de especial las teselaciones de Delauney es que a medida que aumenta la escala, existen reglas para combinar los tetraedros en otros más grandes. Estas reglas son especiales porque son reversibles, lo que significa que las características importantes de la estructura original se pueden reconstruir cuando se vuelve a acercar.
Eso hace que sea mucho más fácil simular la retroalimentación entre estructuras en varias escalas.
Por lo tanto, no es de extrañar que los astrónomos estén entusiasmados con el potencial del llamado Estimador de campo de teselación de Delaunay (DTFE). Si quieres saber más, De Weygaert y algunos compañeros dan un resumen completo de la idea en arXiv hoy.
Debería significar que tendremos un modelo mucho mejor de la estructura a gran escala del universo.
También debería significar que podemos actualizar la película Powers of Ten que, comprensiblemente dada su edad, no muestra ningún detalle en el universo más allá de nuestro cúmulo local de galaxias.
Ref: arxiv.org/abs/0912.3448 : Geometría y Morfología de la Red Cósmica: Analizando Patrones Espaciales en el Universo