¿Qué le ocurrió al universo desde el Big Bang hasta que nació la luz?

¿Qué le ocurrió al universo entre su comienzo, con el Big Bang, y en el momento en que empezó a emitir luz, unos 380 000 años después? Contestar esta pregunta no es tarea fácil ya que, por ahora, no podemos tomar medidas directas de aquella época remota. Ante semejante limitación, la teoría de inflación es la mejor herramienta para describir los primeros instantes del universo.

Esta teoría propone que el universo pasó en una fracción de segundo de tener el tamaño de un protón a ser tan grande como el sistema solar. No está claro qué mecanismos son capaces de acelerar tanto la expansión del universo. Algunos de los propuestos habrían dejado una huella que puede medirse a partir de la distribución de galaxias en el universo observable.

Varias colaboraciones internacionales, como el Instrumento Espectroscópico para el Estudio de la Energía Oscura (DESI, por sus siglas en inglés) y el telescopio espacial Euclid, están realizando cartografiados cósmicos. Con ayuda de simulaciones numéricas, estos mapas nos van a permitir explorar qué teorías de inflación son viables.

En la actualidad están disponibles los universos computacionales UNIT. Hemos creado estas simulaciones numéricas para estudiar el cosmos primitivo a través de la distribución de materia. Los distintos estudios se centran en épocas posteriores a la mitad de la edad del universo, estimada en 13.800 millones de años.

La teoría de inflación y el crecimiento de estructuras cósmicas

Las medidas cosmológicas con las que contamos hoy muestran que el universo tiene una geometría prácticamente plana y que, a muy grandes escalas, es homogéneo e isótropo. Esto quiere decir que posee las mismas propiedades en todas las direcciones. Sólo es posible conseguir tal homogeneidad si zonas que hoy están muy alejadas consiguieron intercambiar información en el pasado.

Para resolver este problema, varias expertas y expertos, incluyendo el físico teórico estadounidense Alan Guth propusieron la teoría de inflación. Esta teoría postula que el universo habría experimentado una expansión acelerada durante una fracción de segundo justo después del Big Bang.

En los primeros instantes del universo la energía cambiaba rápidamente de un punto a otro. Estas fluctuaciones cuánticas iniciales se estiraron a escalas cosmológicas con la expansión acelerada. Esto dio lugar al universo homogéneo y con una geometría casi plana, que observamos hoy.

La inflación cósmica puede explicarse a través de distintos modelos teóricos. Los modelos asumen la existencia de uno o más campos cuánticos, como los que representan las 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 continua en forma de campana simétrica donde la mayoría de los datos se agrupan en torno al promedio central.

Los modelos con varios campos de inflación predicen la presencia de «no gaussianidades» primordiales. Esto quiere decir que la distribución de la materia no se puede describir con la expresión matemática con la que explicamos la frecuencia típica de muchos eventos en la naturaleza, como la estatura de las personas.

Las estructuras a grandes escalas que vemos hoy en día surgen a partir de las fluctuaciones cuánticas del universo primitivo. Con el tiempo, las áreas que en el universo primitivo eran más densas se atrajeron más por el efecto de la gravedad, ganando masa. De esta forma, midiendo la distribución de galaxias a diferentes tiempos cósmicos podemos entender el universo primitivo.

Las características particulares de los cartografiados cosmológicos pueden introducir efectos observacionales en la distribución observada de galaxias. Necesitamos, pues, simulaciones numéricas para distinguir entre modelos teóricos que expliquen la inflación cósmica y los efectos observacionales.

Universos en supercomputadores

Los cartografiados cosmológicos actuales, tales como los citados DESI y Euclid, están realizando mapas de volúmenes enormes, del orden de 125 Gpc al cubo. La distancia de 125 Gpc equivale a 25 000 billones de veces la distancia entre la Tierra y el Sol, que es la Unidad Astronómica (UA).

Para poder hacer experimentos computacionales, necesitamos conseguir volúmenes comparables a los observados. Esto solo es posible gracias a la potencia de supercomputadoras de alto rendimiento, como las máquinas de la Red Española de Supercomputación.

Hemos generado los universos computacionales UNIT con condiciones iniciales gaussianas y no gaussianas. Para ello, hemos utilizando tiempo de computación en MareNostrum 4 y 5, del Centro Nacional de Supercomputación (Barcelona Supercomputing Center), y Finisterrae, del Centro de Supercomputación de Galicia (CESGA). Este proyecto ha requerido el equivalente en electricidad del gasto anual de 15 hogares españoles.

Condiciones iniciales para estudiar el universo primitivo

La generación de universos en computadoras, siguiendo el proceso que denominamos simulaciones de N-cuerpos, requiere de varios pasos. Primero hay que decidir la cantidad de materia oscura, energía oscura y materia normal que va a tener nuestro universo.

Después, hay que decidir el volumen y la masa del elemento computacional más pequeño que vamos a poder utilizar. Idealmente, nos gustaría abarcar el mayor volumen posible con un elemento computacional pequeño. Esto nos permitirá abarcar un gran rango de escalas, por ejemplo desde una estrella hasta todo el universo observable.

Además, necesitamos calcular la interacción gravitatoria entre todos los elementos computacionales. A más elementos, más cálculos. Los elementos computacionales en nuestros universos UNIT son equivalentes a galaxias algo más pequeñas que la nuestra, la Vía Láctea. Este tamaño surge de equilibrar la necesidad de volúmenes colosales, con el tiempo finito del que podemos disponer en MareNostrum.

Cada elemento computacional se sitúa de tal forma que la distribución de materia siga una distribución normal o gaussiana. En nuestros universos UNIT, también hemos añadido desplazamientos siguiendo las distribuciones primordiales no gaussianas predichas por ciertos modelos inflacionarios. Estas variaciones hacen que cambie la evolución de nuestros universos computacionales.

No hay muchos estudios con simulaciones completas de N-cuerpos que incluyan condiciones iniciales con distribuciones primordiales no gaussianas. Por eso el equipo ha propuesto cómo establecer las condiciones iniciales para no sesgar los resultados que contengan esas simulaciones no convencionales.