Gran parte de la masa del universo no se encuentra en estrellas o galaxias, sino en el espacio que hay entre ellas, conocido como medio intergaláctico. Es cálido e incluso caliente, y se denomina «medio intergaláctico cálido-caliente» o WHIM. Contiene alrededor del 50% de la masa normal (es decir, la masa bariónica, sin incluir la materia oscura) del universo, pero con una densidad de iones de hidrógeno inferior a 100 por metro cúbico.
A temperaturas entre 100.000 y 10 millones de Kelvin, es una red de «filamentos cósmicos» que son regiones de gas caliente y difuso que se extienden entre las galaxias. Estos filamentos cósmicos, también llamados «filamentos galácticos», son las estructuras más grandes conocidas en el universo, comúnmente de 150 a 250 megaparsecs de largo (500 a 800 millones de años luz), estos últimos 8.000 veces el ancho de la Vía Láctea.
Juntos forman la red cósmica y forman los límites entre los vacíos cósmicos, enormes regiones de espacio vacío que casi no contienen galaxias.
«Las propiedades del medio intergaláctico cálido-caliente en los filamentos cósmicos se encuentran entre las unidades menos cuantificadas en la astrofísica moderna», escribe un equipo de científicos de Europa, principalmente de Alemania.
Utilizando un instrumento en un satélite que comenzó a sondear el universo a fines de 2019, examinaron las emisiones de rayos X de casi 8.000 filamentos cósmicos y utilizaron un modelo para determinar el contraste de temperatura y densidad bariónica del WHIM detectado. Su trabajo fue publicado en la revista Astronomy & Astrophysics.
Los filamentos cósmicos abarcan casi todo el universo. Entre ellos hay vacíos con densidades atómicas de alrededor de uno por metro cúbico. (Se trata de un vacío extremadamente intenso: en comparación, la densidad en el espacio interestelar dentro de nuestra propia galaxia es de un millón a un billón de átomos por metro cúbico, y el mejor vacío que se puede crear en la Tierra es del orden de 1016 átomos por metro cúbico.)
El vacío más cercano a nosotros es el «vacío local». Los filamentos cósmicos conectan las galaxias en una vasta red; en su mayoría están llenos de gas, polvo, estrellas y mucha materia oscura. Son muy calientes, en estado de plasma, pero no tan calientes ni tan densos como el Sol, están compuestos de átomos de hidrógeno ionizado (un protón), y se detectan mediante la absorción de la luz emitida por los cuásares.
Para estudiar estas estructuras, el grupo utilizó datos de eROSITA, un instrumento de rayos X que formaba parte del observatorio espacial ruso-alemán Spectrum Roentgen Gamma. (eROSITA, lanzado en julio de 2019, debía obtener imágenes de todo el cielo durante siete años, pero el instrumento dejó de recopilar datos en febrero de 2022, dos días después de que Rusia invadiera Ucrania y se rompieran las relaciones institucionales).
Los escaneos «apilados» (las mismas imágenes tomadas varias veces, una forma habitual de lidiar con intensidades débiles de un solo escaneo) se recopilaron entre el 12 y el 19 de diciembre de 2021 en el espectro de rayos X de aproximadamente 1 kiloelectronvoltio (longitudes de onda de aproximadamente 1 nm), utilizando cuatro pilas. Luego utilizaron un catálogo de filamentos ópticos, compilado en 2011 a partir del Sloan Digital Sky Survey, que contiene más de 63.000 filamentos.
Suponiendo los parámetros cosmológicos estándar para el modelo canónico ΛCDM (la constante de Hubble, la densidad de materia, la densidad bariónica y la densidad de energía de la materia oscura), calcularon la longitud física de los filamentos.
Luego se llevó a cabo un análisis exhaustivo de los datos. En primer lugar, obtuvieron el perfil de brillo superficial de todos los filamentos a distancias discretas a lo largo de cada uno de ellos, teniendo en cuenta cuidadosamente una serie de efectos, como los efectos de proyección, los filamentos superpuestos y restando el fondo local cerca de cada filamento.
A continuación, calcularon la fracción de cada señal debida a fuentes galácticas no enmascaradas, como fuentes puntuales detectadas con rayos X, cúmulos y grupos de galaxias y otros factores que complican el proceso. Por último, los modelos astrofísicos detallados (algunos de bibliotecas establecidas), las correcciones por sesgo del instrumento y el razonamiento estadístico proporcionaron los perfiles de temperatura y densidad más adecuados del gas en el medio intergaláctico caliente débil (WHIM).
La temperatura que mejor se ajustó fue 106,84 Kelvin, que son aproximadamente 7 millones de K. Para el contraste de densidad bariónica (la diferencia entre la densidad de bariones y la densidad promedio de bariones), encontraron 101,88, que es 76. La densidad de la materia ordinaria, que está compuesta principalmente por bariones, en el WHIM era 76 veces mayor que la densidad bariónica de fondo del espacio.
Su contraste de densidad promedio concuerda con las simulaciones numéricas, pero la temperatura relativamente simple que calcularon estaba cerca del límite superior del WHIM emisor de rayos X. Esto no fue inesperado, escriben, ya que se esperaba que la temperatura simple estuviera «sesgada hacia el extremo superior de la distribución de temperatura al ajustar un espectro con una naturaleza multitemperatura».
Se espera que la comprensión de los filamentos cósmicos emisores de rayos X y de WHIM a través de estudios como este mejore significativamente en la próxima década, a medida que se completen mejores buscadores de filamentos y se desarrolle una mejor comprensión de las propiedades de rayos X de los grupos de galaxias, los núcleos de galaxias activos y las ráfagas de radio rápidas, lo que permitirá una mejor sustracción de la señal WHIM total.
Las misiones de rayos X como Hot Universe Baryon Surveyor y Line Emission Mapper «podrán explorar un espacio de parámetros más amplio de las propiedades de WHIM», arrojando más luz metafórica sobre el misterioso medio intergaláctico.
Con información de Astronomy & Astrophysics
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