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Las galaxias del universo no están dispersas al azar: las vecinas se mueven en la misma dirección, como un banco de peces, mientras que las lejanas van cada una por su cuenta. Dónde está el límite entre 'juntas' y 'por separado' no estaba claro hasta ahora. Los astrónomos han ideado una nueva medida: la escala a la que el movimiento medio de las galaxias a lo largo de la línea que une un par deja de ser coherente y empieza a contradecirse.

Esta escala se ha denominado escala de coherencia de velocidades. Se puede calcular mediante una magnitud especial: la traza del tensor de correlaciones de velocidades promediada sobre una esfera. Suena complicado, pero la idea es simple: tomamos una esfera alrededor de un punto y observamos cómo se mueven las galaxias en su interior respecto al centro. En esferas pequeñas, en promedio se alejan o se acercan al centro de manera coordinada. En esferas grandes, el movimiento se vuelve caótico, como una multitud en una plaza después de un concierto.

Lo más interesante es que esta escala apenas depende del tiempo. En un universo en expansión, permanece igual en coordenadas comóviles, como si una regla creciera junto con el espacio. Por eso se puede utilizar como una 'regla estándar' para medir distancias cósmicas. Además, está estrechamente relacionada con el momento en que las densidades de materia y radiación se igualaron en el universo, un evento clave en su historia.

Actualmente, la precisión de las mediciones está limitada: las velocidades de las galaxias se conocen peor que sus posiciones. Pero los nuevos sondeos del cielo, ya en funcionamiento o en preparación, permitirán afinar esta escala. Entonces los cosmólogos tendrán otra herramienta fiable para poner a prueba nuestras ideas sobre la estructura del universo.

Resumen original

tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2601.02886

We introduce the velocity coherence scale $$R_v$$, the scale at which the spherical volume average of the trace of the velocity correlation tensor transitions from scaling faster than the sphere radius to scaling more slowly. This corresponds to the radius at which the average motion of galaxies along their separation vectors transitions from correlated to anti-correlated. We derive a theoretical estimator for $$R_v$$ by defining the bulk in spheres $$B_R$$, a velocity-field analogue of the mean scale counts used in density-field correlation analyses. We show that, for a statistically homogeneous matter distribution, the logarithmic derivative of $$B_R$$ and the correlation dimension $$D_2$$ share the same asymptotic behaviour and therefore can be used to estimate the scale of transition to statistical homogeneity. Furthermore, we show that in standard $$\Lambda$$CDM cosmologies the velocity coherence scale is tightly connected to the matter-radiation equality scale $$k_{eq}$$, and that its value in comoving coordinates is redshift-independent. These results highlight the potential of $$R_v$$ both as a standard ruler and as a physically motivated scale characterising the onset of cosmic homogeneity. We present a proof of concept using measurements of the PV correlation functions from SDSS. We show that the main challenge in determining $$R_v$$ is the limited precision of PV measurements compared to density ones, as they typically rely on smaller samples with larger uncertainties that scale roughly linearly with survey depth. Fitting our theoretical estimators for $$R_v$$, we obtain $$R_v \approx 138^{+23}_{-54}\,\mathrm{Mpc}/h$$. Finally, we show that more precise determinations should be achievable with current and upcoming peculiar velocity surveys.