¿Qué pasó con el universo entre su inicio, con el Big Bang, y el momento en que empezó a emitir luz, unos 380.000 años después? La respuesta a esta pregunta no es tarea fácil, pues por ahora no podemos realizar mediciones directas desde ese tiempo lejano. Ante tal limitación, la teoría de la inflación es la mejor herramienta para describir los primeros momentos del universo.
Esta teoría propone que el universo pasó del tamaño de un protón al tamaño del sistema solar en una fracción de segundo. No está claro qué mecanismos son capaces de acelerar tanto la expansión del universo. Algunas de las propuestas dejarían una huella que podría medirse en función de la distribución de galaxias en el universo visible.
Varias colaboraciones internacionales, como el Instrumento Espectroscópico de Energía Oscura (DESI) y el Telescopio Espacial Euclid, están realizando mapas cósmicos. Con la ayuda de simulaciones numéricas, estos mapas nos permitirán investigar qué teorías de la inflación son viables.
Vista del Telescopio Espacial Euclid. ESA/C. Carreau/Wikimedia Commons
Los universos informáticos UNIT están actualmente disponibles. Creamos estas simulaciones numéricas para estudiar el cosmos primitivo a través de la distribución de la materia. Nuestros estudios se centran en épocas posteriores a la mitad de la edad del universo, estimada en 13.800 millones de años.
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Teoría de la inflación y crecimiento de estructuras cósmicas.
Las mediciones cosmológicas que tenemos hoy muestran que el universo tiene una geometría prácticamente plana y que, a escalas muy grandes, es homogéneo e isotrópico. Esto significa que tiene las mismas propiedades en todas las direcciones. Esta homogeneidad sólo puede lograrse si zonas hoy muy alejadas lograron intercambiar información en el pasado.
Para solucionar este problema, varios expertos, entre ellos el físico teórico estadounidense Alan Guth, propusieron la teoría de la inflación. Esta teoría postula que el universo habría experimentado una expansión acelerada durante una fracción de segundo inmediatamente después del Big Bang.
En los primeros momentos del universo, la energía cambiaba rápidamente de un punto a otro. Estas fluctuaciones cuánticas iniciales se extienden a escalas cosmológicas con una expansión acelerada. Esto condujo al universo homogéneo con la geometría casi plana que observamos hoy.
La inflación cósmica se puede explicar mediante varios modelos teóricos. Los modelos suponen la existencia de uno o más campos cuánticos, como los representados por partículas elementales.
Los modelos más simples, con un campo de inflación, predicen que las fluctuaciones iniciales siguen una distribución normal o gaussiana. La distribución gaussiana es un modelo de probabilidad continuo simétrico en forma de campana en el que la mayoría de los datos se agrupan alrededor de una media central.
Los modelos con múltiples campos de inflación predicen la presencia de "no gaussianos" primordiales. Esto significa que la distribución de la materia no puede describirse mediante la expresión matemática utilizada para explicar la frecuencia típica de muchos eventos en la naturaleza, como la altura de las personas.
Las estructuras a gran escala que vemos hoy surgen de fluctuaciones cuánticas en el universo primitivo. Con el tiempo, las áreas que eran más densas en el universo primitivo se volvieron más atraídas por el efecto de la gravedad, ganando masa. De esta forma, midiendo la distribución de las galaxias en diferentes momentos cósmicos, podemos comprender el universo primitivo.
Las características especiales del mapeo cosmológico pueden introducir efectos observacionales en la distribución de galaxias observada. Por tanto, necesitamos simulaciones numéricas para distinguir entre modelos teóricos que explican la inflación cósmica y los efectos observacionales.
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Universos en supercomputadoras
Los cartógrafos cosmológicos actuales, como los ya mencionados DESI y Euclid, producen mapas de volúmenes enormes, del orden de 125 Gpc en un cubo. Una distancia de 125 Gpc equivale a 25.000 billones de veces la distancia entre la Tierra y el Sol, que es una unidad astronómica (UA).
Para realizar experimentos computacionales, necesitamos alcanzar volúmenes comparables a los observados. Esto sólo es posible gracias a la potencia de los superordenadores de altas prestaciones, como las máquinas de la Red Española de Supercomputadores.
Generamos universos computacionales UNIT con condiciones iniciales gaussianas y no gaussianas. Para ello se utilizó el tiempo de cómputo en MareNostrum 4 y 5, del Centro Nacional de Supercomputación (Centro de Supercomputación de Barcelona), y Finisterrae, del Centro de Supercomputación de Galicia (CESGA). Este proyecto requirió el equivalente eléctrico al coste anual de 15 hogares españoles.
MareNostrum Supercomputer 5. Steve Jurvetson/Wikimedia Commons, CC BI Condiciones iniciales para estudiar el universo primitivo
Generar el universo en computadoras, siguiendo un proceso que llamamos simulaciones de N cuerpos, requiere varios pasos. Primero tenemos que decidir la cantidad de materia oscura, energía oscura y materia normal que tendrá nuestro universo.
A continuación, debemos determinar el volumen y la masa del elemento computacional más pequeño que podremos utilizar. Idealmente, nos gustaría cubrir la mayor cantidad de volumen posible con un pequeño elemento computacional. Esto nos permitirá cubrir una amplia gama de escalas, por ejemplo desde una estrella hasta todo el universo observable.
Además, necesitamos calcular la interacción gravitacional entre todos los elementos computacionales. Cuantos más elementos, más cálculos. Los elementos computacionales de nuestros universos UNIT son equivalentes a galaxias ligeramente más pequeñas que la nuestra, la Vía Láctea. Este tamaño surge de equilibrar la necesidad de volúmenes colosales con el tiempo limitado del que podemos disponer en MareNostrum.
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Cada elemento computacional se coloca de tal manera que la distribución de la materia sigue una distribución normal o gaussiana. En nuestros universos UNIT, también agregamos compensaciones que siguen las distribuciones primordiales no gaussianas predichas por ciertos modelos inflacionarios. Estas variaciones hacen que cambie la evolución de nuestros universos informáticos.
No hay muchos estudios con simulaciones completas de N cuerpos que incluyan condiciones iniciales con distribuciones primordiales no gaussianas. Por lo tanto, nuestro equipo propuso cómo establecer condiciones iniciales para no sesgar los resultados contenidos en estas simulaciones no convencionales.
Universos informáticos UNIT. Izquierda: distribución inicial gaussiana de la materia en una región cúbica con un lado de 2 billones de unidades astronómicas (la distancia entre la Tierra y el Sol). Centro: Equivalente a la imagen de la izquierda, pero para una distribución de materia con valores primordiales no gaussianos. Derecha: La distribución de la materia cuando el universo tenía aproximadamente la mitad de su edad actual, de un universo con características primordiales no gaussianas. Creación propia La mayor simulación por ordenador de los primeros efectos del universo
En 2023, nuestro equipo de investigación, compuesto por científicos de la Universidad Autónoma de Madrid y el Institut de Phisics d'Altes Energies de Barcelona, produjo el mayor universo computacional con condiciones iniciales no gaussianas. Éste es el efecto esperado para la gran familia de modelos de inflación que explican lo que sucedió en el universo temprano. Con esta simulación, hemos confirmado que DESI seguramente podrá aceptar o rechazar una familia de modelos de inflación que requieren la existencia de múltiples campos cuánticos para acelerar la expansión en la primera infancia del cosmos.
Ahora nuestros universos UNIT están disponibles en el Port d'Informacio Cientifica (PIC), donde también se encuentra el espejo europeo DESI. Almacenamos 3,4 terabytes (TB) de información en el PIC, lo que equivale a unas 1.000 películas. En el PIC se puede encontrar información sobre elementos informáticos en diferentes épocas cósmicas y para diferentes realizaciones.
Algunos de nuestros experimentos computacionales fueron construidos y utilizados por las colaboraciones internacionales DESI y Euclid. Los próximos pasos de nuestro trabajo son ampliar el alcance de nuestros universos computacionales para incluir galaxias. Esto nos permitirá validar las técnicas de medición que se utilizarán en DESI.
En el futuro también podremos medir un parámetro relacionado con la formación de galaxias en el universo no gaussiano. Este parámetro sólo puede medirse en simulaciones y, sin él, DESI tendrá problemas para distinguir los modelos de inflación.
Nuestros universos UNIT fueron diseñados con el objetivo de medir este parámetro y ayudarán a la colaboración DESI a lograr uno de sus principales objetivos: acercarse a conocer cómo fueron los primeros momentos del universo.
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