En el modelo de cosmología estándar lambda-CDM , el contenido de masa-energía del universo es 5% de materia ordinaria, 26,8% de materia oscura y 68,2% de una forma de energía conocida como energía oscura . [4] [5] [6] [7] Por lo tanto, la materia oscura constituye el 85% [a] de la masa total, mientras que la energía oscura y la materia oscura constituyen el 95% del contenido total de masa-energía. [8] [9] [10] [11]
Aunque la comunidad de astrofísica generalmente acepta la existencia de la materia oscura, [17] una minoría de astrofísicos, intrigados por observaciones específicas que no están bien explicadas por la materia oscura ordinaria, abogan por diversas modificaciones de las leyes estándar de la relatividad general. Estos incluyen la dinámica newtoniana modificada , la gravedad tensorial-vectorial-escalar o la gravedad entrópica . Hasta ahora, ninguna de las teorías de la gravedad modificada propuestas puede describir con éxito cada pieza de evidencia observacional al mismo tiempo, lo que sugiere que incluso si hay que modificar la gravedad, todavía se necesitará alguna forma de materia oscura. [18]
Historia
Historia temprana
La hipótesis de la materia oscura tiene una historia elaborada. [19] En los apéndices del libro Conferencias de Baltimore sobre dinámica molecular y teoría ondulatoria de la luz, donde el texto principal se basó en una serie de conferencias impartidas en 1884, [20] Lord Kelvin analizó el número potencial de estrellas alrededor del Sol desde la dispersión de velocidades observada de las estrellas cercanas al Sol, suponiendo que el Sol tuviera entre 20 y 100 millones de años. Planteó lo que sucedería si hubiera mil millones de estrellas a 1 kiloparsec del Sol (a cuya distancia su paralaje sería de 1 miliarcsec ). Lord Kelvin concluyó: "Muchas de nuestros supuestos miles de millones de estrellas, quizás una gran mayoría de ellas, pueden ser cuerpos oscuros". [21] [22] En 1906, Henri Poincaré en "La Vía Láctea y la teoría de los gases" utilizó el término francés matière obscure ("materia oscura") al analizar el trabajo de Kelvin. [23] [22] Descubrió que la cantidad de materia oscura tendría que ser menor que la de materia visible. [24]
El segundo en sugerir la existencia de materia oscura utilizando velocidades estelares fue el astrónomo holandés Jacobus Kapteyn en 1922. [25] [26] Una publicación de 1930 señala que el sueco Knut Lundmark fue el primero en darse cuenta de que el universo debe contener mucha más masa de la que puede contener. ser observado. [27] El holandés y pionero de la radioastronomía Jan Oort también planteó la hipótesis de la existencia de materia oscura en 1932. [26] [28] [29] Oort estaba estudiando los movimientos estelares en la vecindad galáctica local y descubrió que la masa en el plano galáctico debe ser mayor. que lo observado, pero luego se determinó que esta medición era errónea. [30]
En 1933, el astrofísico suizo Fritz Zwicky , que estudiaba los cúmulos de galaxias mientras trabajaba en el Instituto Tecnológico de California, hizo una inferencia similar. [31] [32] Zwicky aplicó el teorema del virial al cúmulo de coma y obtuvo evidencia de una masa invisible que llamó dunkle Materie ('materia oscura'). Zwicky estimó su masa basándose en los movimientos de las galaxias cercanas a su borde y la comparó con una estimación basada en su brillo y número de galaxias. Estimó que el cúmulo tenía unas 400 veces más masa de la que era observable visualmente. El efecto de la gravedad de las galaxias visibles era demasiado pequeño para órbitas tan rápidas, por lo que la masa debía permanecer oculta a la vista. Basándose en estas conclusiones, Zwicky dedujo que alguna materia invisible proporcionaba la masa y la atracción gravitatoria asociada para mantener unido el cúmulo. [33] Las estimaciones de Zwicky estaban equivocadas en más de un orden de magnitud, principalmente debido a un valor obsoleto de la constante de Hubble ; [34] el mismo cálculo hoy muestra una fracción más pequeña, utilizando valores mayores para la masa luminosa. Sin embargo, Zwicky concluyó correctamente de su cálculo que la mayor parte del asunto era oscuro. [22]
Otras indicaciones de anomalías en la relación masa-luz provienen de mediciones de las curvas de rotación de las galaxias . En 1939, Horace W. Babcock informó sobre la curva de rotación de la nebulosa de Andrómeda (conocida ahora como Galaxia de Andrómeda), que sugería que la relación masa-luminosidad aumenta radialmente. [35] Lo atribuyó a la absorción de luz dentro de la galaxia o a la dinámica modificada en las porciones exteriores de la espiral y no a la materia faltante que había descubierto. Tras el informe de Babcock de 1939 sobre una rotación inesperadamente rápida en las afueras de la galaxia de Andrómeda y una relación masa-luz de 50; En 1940 Jan Oort descubrió y escribió sobre el gran halo no visible de NGC 3115 . [36]
década de 1960
Las primeras observaciones de radioastronomía, realizadas por Seth Shostak , más tarde astrónomo principal del Instituto SETI , mostraron que media docena de galaxias giraban demasiado rápido en sus regiones exteriores, lo que apunta a la existencia de materia oscura como medio para crear la atracción gravitacional necesaria para mantener las estrellas. en sus órbitas. [37]
década de 1970
El trabajo de Vera Rubin , Kent Ford y Ken Freeman en las décadas de 1960 y 1970 [38] proporcionó pruebas más sólidas, utilizando también curvas de rotación de galaxias. [39] [40] [41] Rubin y Ford trabajaron con un nuevo espectrógrafo para medir la curva de velocidad de las galaxias espirales de canto con mayor precisión. [41] Este resultado fue confirmado en 1978. [42] Un artículo influyente presentó los resultados de Rubin y Ford en 1980. [43] Demostraron que la mayoría de las galaxias deben contener aproximadamente seis veces más masa oscura que la visible; [44] así, alrededor de 1980 la aparente necesidad de materia oscura fue ampliamente reconocida como un importante problema sin resolver en astronomía. [39]
Al mismo tiempo que Rubin y Ford exploraban las curvas de rotación óptica, los radioastrónomos utilizaban nuevos radiotelescopios para mapear la línea de 21 cm del hidrógeno atómico en las galaxias cercanas. La distribución radial del hidrógeno atómico interestelar ( H I ) a menudo se extiende a distancias galácticas mucho mayores que las que pueden observarse como luz estelar colectiva, expandiendo las distancias muestreadas para las curvas de rotación (y, por tanto, de la distribución de masa total) a un nuevo régimen dinámico. Los primeros mapas de Andrómeda con el telescopio de 300 pies en Green Bank [45] y el plato de 250 pies en Jodrell Bank [46] ya mostraban que la curva de rotación H I no trazaba el declive kepleriano esperado. A medida que se dispuso de receptores más sensibles, Roberts y Whitehurst (1975) [47] pudieron rastrear la velocidad de rotación de Andrómeda hasta 30 kpc, mucho más allá de las mediciones ópticas. Ilustrando la ventaja de rastrear el disco de gas en radios grandes; La Figura 16 [47] de ese artículo combina los datos ópticos [41] (el grupo de puntos en radios de menos de 15 kpc con un solo punto más afuera) con los datos H I entre 20 y 30 kpc, exhibiendo la planitud del exterior. curva de rotación de galaxias; la curva sólida que alcanza su punto máximo en el centro es la densidad de la superficie óptica, mientras que la otra curva muestra la masa acumulada, que aún aumenta linealmente en la medición más externa. Paralelamente, se estaba desarrollando el uso de matrices interferométricas para la espectroscopia H I extragaláctica. Rogstad y Shostak (1972) [48] publicaron curvas de rotación H I de cinco espirales mapeadas con el interferómetro de Owens Valley; las curvas de rotación de los cinco eran muy planas, lo que sugería valores muy grandes de relación masa-luz en las partes exteriores de sus discos HI extendidos . [48]
década de 1980
Una serie de observaciones en la década de 1980 respaldaron la presencia de materia oscura, incluida la formación de lentes gravitacionales de objetos de fondo por parte de cúmulos de galaxias , [49] la distribución de temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos, y el patrón de anisotropías en el fondo cósmico de microondas . Según el consenso entre los cosmólogos, la materia oscura está compuesta principalmente por un tipo de partícula subatómica aún no caracterizada . [50] [51] La búsqueda de esta partícula, por diversos medios, es uno de los principales esfuerzos en física de partículas . [52]
Siglo veintiuno
Si bien durante mucho tiempo se consideró que los agujeros negros primordiales eran componentes posiblemente importantes, si no casi exclusivos, de la materia oscura, [53] [54] [55] [56] esta última perspectiva se vio reforzada tanto por la onda gravitacional del interferómetro LIGO / Virgo como por el Telescopio Espacial James Webb (JWST ) observaciones. [13] [15] Las primeras limitaciones sobre los PBH como materia oscura generalmente asumían que la mayoría de los agujeros negros tendrían una masa similar o idéntica ("monocromática"), lo cual fue refutado por los resultados de LIGO/Virgo y otras sugerencias de que la distribución real de la masa del agujero negro es En términos generales , platicúrticos fueron evidentes a partir de las observaciones del JWST de las primeras grandes galaxias. [57] [58] [59]
Definición técnica
En los cálculos cosmológicos estándar, "materia" significa cualquier componente del universo cuya densidad de energía escala con el cubo inverso del factor de escala , es decir, ρ ∝ a −3 . Esto contrasta con la "radiación" , que escala como la cuarta potencia inversa del factor de escala ρ ∝ a −4 , y una constante cosmológica , que no cambia con respecto a a ( ρ ∝ a 0 ). Los diferentes factores de escala para la materia y la radiación son consecuencia del corrimiento al rojo de la radiación : por ejemplo, después de duplicar gradualmente el diámetro del Universo observable mediante la expansión cósmica de la Relatividad General, la escala, a , se ha duplicado. La energía de la radiación cósmica de fondo de microondas se ha reducido a la mitad (porque la longitud de onda de cada fotón se ha duplicado); [60] la energía de las partículas ultrarelativistas, como los neutrinos del modelo estándar de la era temprana, se reduce de manera similar a la mitad. [d]
La constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio, tiene una densidad de energía constante independientemente del volumen considerado. [61] [e]
En principio, se entiende por "materia oscura" todos los componentes del universo que no son visibles pero que aún obedecen a ρ ∝ a −3 . En la práctica, el término "materia oscura" se utiliza a menudo para referirse únicamente al componente no bariónico de la materia oscura, es decir, excluyendo los " bariones faltantes ". El contexto normalmente indicará qué significado se pretende.
Evidencia observacional
Curvas de rotación de galaxias
Animación de galaxias de disco en rotación. La materia oscura (que se muestra en rojo) está más concentrada cerca del centro y gira más rápidamente.
Los brazos de las galaxias espirales giran alrededor del centro galáctico. La densidad de masa luminosa de una galaxia espiral disminuye a medida que se avanza desde el centro hacia las afueras. Si lo único importante fuera la masa luminosa, entonces podemos modelar la galaxia como una masa puntual en el centro y probar masas que orbitan a su alrededor, de forma similar al Sistema Solar . [f] A partir de la Tercera Ley de Kepler , se espera que las velocidades de rotación disminuyan con la distancia desde el centro, similar al Sistema Solar. Esto no se observa. [62] En cambio, la curva de rotación de la galaxia permanece plana a medida que aumenta la distancia desde el centro.
Si las leyes de Kepler son correctas, entonces la forma obvia de resolver esta discrepancia es concluir que la distribución de masa en las galaxias espirales no es similar a la del Sistema Solar. En particular, hay mucha materia no luminosa (materia oscura) en las afueras de la galaxia.
Dispersiones de velocidad
Las estrellas en sistemas ligados deben obedecer el teorema del virial . El teorema, junto con la distribución de velocidades medida, se puede utilizar para medir la distribución de masa en un sistema ligado, como galaxias elípticas o cúmulos globulares. Con algunas excepciones, las estimaciones de dispersión de velocidades de galaxias elípticas [63] no coinciden con la dispersión de velocidades predicha a partir de la distribución de masa observada, incluso suponiendo distribuciones complicadas de órbitas estelares. [64]
Al igual que con las curvas de rotación de las galaxias, la forma obvia de resolver la discrepancia es postular la existencia de materia no luminosa.
Cúmulos de galaxias
Los cúmulos de galaxias son particularmente importantes para los estudios de materia oscura ya que sus masas pueden estimarse de tres maneras independientes:
De la dispersión de las velocidades radiales de las galaxias dentro de los cúmulos
De los rayos X emitidos por el gas caliente en los cúmulos. A partir del espectro y el flujo de energía de los rayos X, se puede estimar la temperatura y la densidad del gas, dando así la presión; asumir el equilibrio de presión y gravedad determina el perfil de masa del cúmulo.
Las lentes gravitacionales (generalmente de galaxias más distantes) pueden medir las masas de los cúmulos sin depender de observaciones de la dinámica (por ejemplo, la velocidad).
Generalmente, estos tres métodos coinciden razonablemente en que la materia oscura supera a la materia visible en aproximadamente 5 a 1. [65]
lentes gravitacionales
Una de las consecuencias de la relatividad general es que los objetos masivos (como un cúmulo de galaxias ) que se encuentran entre una fuente más distante (como un quásar ) y un observador deben actuar como una lente para desviar la luz de esta fuente. Cuanto más masivo es un objeto, más lentes se observan.
La lente fuerte es la distorsión observada de las galaxias de fondo en arcos cuando su luz pasa a través de dicha lente gravitacional. Se ha observado alrededor de muchos cúmulos distantes, incluido Abell 1689 . [66] Midiendo la geometría de distorsión, se puede obtener la masa del grupo intermedio. En las docenas de casos en los que se ha hecho esto, las relaciones masa-luz obtenidas corresponden a las mediciones dinámicas de materia oscura de los cúmulos. [67] La lente puede dar lugar a múltiples copias de una imagen. Al analizar la distribución de múltiples copias de imágenes, los científicos han podido deducir y mapear la distribución de la materia oscura alrededor del cúmulo de galaxias MACS J0416.1-2403 . [68] [69]
Las lentes gravitacionales débiles investigan distorsiones diminutas de las galaxias, utilizando análisis estadísticos de estudios de vastas galaxias . Examinando la aparente deformación cortante de las galaxias adyacentes de fondo, se puede caracterizar la distribución media de la materia oscura. Las relaciones masa-luz corresponden a las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones estructurales a gran escala. [70] La materia oscura no desvía la luz en sí misma; La masa (en este caso la masa de la materia oscura) curva el espacio-tiempo . La luz sigue la curvatura del espacio-tiempo, lo que da como resultado el efecto de lente. [71] [72]
Un estudio de abril de 2023 en Nature Astronomy examinó la distribución inferida de la materia oscura responsable de la formación de lentes de la galaxia elíptica HS 0810+2554 y encontró evidencia tentativa de patrones de interferencia dentro de la materia oscura. La observación de patrones de interferencia es incompatible con los WIMP, pero sería compatible con simulaciones que involucran axiones de 10 −22 eV . Si bien reconocieron la necesidad de corroborar los hallazgos examinando otras lentes astrofísicas, los autores argumentaron que "la capacidad de (la materia oscura basada en axiones) para resolver anomalías de las lentes incluso en casos exigentes como HS 0810+2554, junto con su éxito en la reproducción otras observaciones astrofísicas, inclinan la balanza hacia una nueva física que invoca axiones". [12] [75]
Fondo cósmico de microondas
Aunque tanto la materia oscura como la materia ordinaria son materia, no se comportan de la misma manera. En particular, en el universo primitivo, la materia ordinaria estaba ionizada e interactuaba fuertemente con la radiación mediante la dispersión de Thomson . La materia oscura no interactúa directamente con la radiación, pero sí afecta al fondo cósmico de microondas (CMB) por su potencial gravitacional (principalmente a gran escala) y por sus efectos sobre la densidad y velocidad de la materia ordinaria. Por lo tanto, las perturbaciones ordinarias y de la materia oscura evolucionan de manera diferente con el tiempo y dejan diferentes huellas en el CMB.
El fondo cósmico de microondas está muy cerca de un cuerpo negro perfecto, pero contiene anisotropías de temperatura muy pequeñas, de unas pocas partes en 100.000. Un mapa celeste de anisotropías se puede descomponer en un espectro de potencia angular, que se observa que contiene una serie de picos acústicos con espacios casi iguales pero a diferentes alturas. La serie de picos se puede predecir para cualquier conjunto supuesto de parámetros cosmológicos mediante códigos informáticos modernos como CMBFAST y CAMB y, por lo tanto, hacer coincidir la teoría con los datos limita los parámetros cosmológicos. [76] El primer pico muestra principalmente la densidad de la materia bariónica, mientras que el tercer pico se relaciona principalmente con la densidad de la materia oscura, midiendo la densidad de la materia y la densidad de los átomos. [76]
La anisotropía CMB fue descubierta por primera vez por COBE en 1992, aunque tenía una resolución demasiado gruesa para detectar los picos acústicos. Después del descubrimiento del primer pico acústico mediante el experimento BOOMERanG a bordo de un globo en 2000, el espectro de potencia fue observado con precisión por WMAP en 2003-2012, y aún más precisamente por la nave espacial Planck en 2013-2015. Los resultados apoyan el modelo Lambda-CDM. [77] [78]
El espectro de potencia angular CMB observado proporciona evidencia poderosa en apoyo de la materia oscura, ya que su estructura precisa está bien adaptada al modelo lambda-CDM , [78] pero es difícil de reproducir con cualquier modelo competidor como la dinámica newtoniana modificada (MOND). [78] [79]
Formación de estructura
Mapa de materia oscura para una zona del cielo basado en un análisis de lentes gravitacionales de un estudio de kilogrados. [80]
La formación de estructuras se refiere al período posterior al Big Bang, cuando las perturbaciones de densidad colapsaron para formar estrellas, galaxias y cúmulos. Antes de la formación de estructuras, las soluciones de Friedmann a la relatividad general describen un universo homogéneo. Posteriormente, pequeñas anisotropías crecieron gradualmente y condensaron el universo homogéneo en estrellas, galaxias y estructuras más grandes. La materia ordinaria se ve afectada por la radiación, que fue el elemento dominante del universo en tiempos muy tempranos. Como resultado, sus perturbaciones de densidad se eliminan y no pueden condensarse en la estructura. [81] Si solo hubiera materia ordinaria en el universo, no habría habido tiempo suficiente para que las perturbaciones de densidad crecieran hasta convertirse en las galaxias y cúmulos que se ven actualmente.
La materia oscura proporciona una solución a este problema porque no se ve afectada por la radiación. Por lo tanto, sus perturbaciones de densidad pueden crecer primero. El potencial gravitacional resultante actúa como un pozo de potencial atractivo para la materia ordinaria que colapsa más tarde, acelerando el proceso de formación de estructuras. [81] [82]
Grupo de balas
Si la materia oscura no existe, entonces la siguiente explicación más probable debe ser que la relatividad general –la teoría predominante de la gravedad– es incorrecta y debería modificarse. El Cúmulo Bala, resultado de una reciente colisión de dos cúmulos de galaxias, constituye un desafío para las teorías de la gravedad modificada porque su centro de masa aparente está muy desplazado del centro de masa bariónico. [83] Los modelos estándar de materia oscura pueden explicar fácilmente esta observación, pero la gravedad modificada tiene muchas más dificultades, [84] [85] especialmente porque la evidencia observacional es independiente del modelo. [86]
Mediciones de distancia de supernovas de tipo Ia
Las supernovas de tipo Ia pueden usarse como velas estándar para medir distancias extragalácticas, que a su vez pueden usarse para medir qué tan rápido se ha expandido el universo en el pasado. [87] Los datos indican que el universo se está expandiendo a un ritmo acelerado, cuya causa generalmente se atribuye a la energía oscura . [88] Dado que las observaciones indican que el universo es casi plano, [89] [90] [91] se espera que la densidad de energía total de todo en el universo sume 1 ( Ω tot ≈ 1 ). La densidad de energía oscura medida es Ω Λ ≈ 0,690 ; la densidad de energía de la materia ordinaria (bariónica) observada es Ω b ≈ 0,0482 y la densidad de energía de la radiación es insignificante. Esto deja un Ω dm ≈ 0,258 faltante que, no obstante, se comporta como materia (consulte la sección de definición técnica más arriba): materia oscura. [92]
Estudios del cielo y oscilaciones acústicas bariónicas.
Las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) son fluctuaciones en la densidad de la materia bariónica visible (materia normal) del universo a gran escala. Se predice que surgirán en el modelo Lambda-CDM debido a oscilaciones acústicas en el fluido fotón-barión del universo primitivo, y se pueden observar en el espectro de potencia angular del fondo cósmico de microondas. Los BAO establecen una escala de longitud preferida para los bariones. Como la materia oscura y los bariones se agruparon después de la recombinación, el efecto es mucho más débil en la distribución de galaxias en el universo cercano, pero es detectable como una preferencia sutil (≈1 por ciento) por pares de galaxias separadas por 147 Mpc, en comparación con aquellos separados por 130-160 Mpc. Esta característica se predijo teóricamente en la década de 1990 y luego se descubrió en 2005, en dos grandes estudios de corrimiento al rojo de galaxias, el Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey . [93] La combinación de las observaciones de CMB con mediciones de BAO de estudios de corrimiento al rojo de galaxias proporciona una estimación precisa de la constante de Hubble y la densidad promedio de materia en el Universo. [94] Los resultados respaldan el modelo Lambda-CDM.
Distorsiones espaciales del corrimiento al rojo
Se pueden utilizar estudios de corrimiento al rojo de galaxias grandes para hacer un mapa tridimensional de la distribución de galaxias. Estos mapas están ligeramente distorsionados porque las distancias se estiman a partir de los corrimientos al rojo observados ; el corrimiento al rojo contiene una contribución de la llamada velocidad peculiar de la galaxia, además del término dominante de expansión de Hubble. En promedio, los supercúmulos se expanden más lentamente que la media cósmica debido a su gravedad, mientras que los vacíos se expanden más rápido que el promedio. En un mapa de corrimiento al rojo, las galaxias frente a un supercúmulo tienen velocidades radiales excesivas hacia él y corrimientos al rojo ligeramente mayores de lo que implicaría su distancia, mientras que las galaxias detrás del supercúmulo tienen corrimientos al rojo ligeramente bajos para su distancia. Este efecto hace que los supercúmulos parezcan aplastados en la dirección radial y, de la misma manera, los vacíos se estiran. Sus posiciones angulares no se ven afectadas. Este efecto no es detectable para ninguna estructura dado que se desconoce la forma verdadera, pero puede medirse promediando muchas estructuras. Fue predicho cuantitativamente por Nick Kaiser en 1987, y medido decisivamente por primera vez en 2001 por el 2dF Galaxy Redshift Survey . [95] Los resultados concuerdan con el modelo lambda-CDM .
Bosque Lyman-alfa
En espectroscopia astronómica , el bosque de Lyman-alfa es la suma de las líneas de absorción que surgen de la transición Lyman-alfa del hidrógeno neutro en los espectros de galaxias y quásares distantes . Las observaciones del bosque Lyman-alfa también pueden limitar los modelos cosmológicos. [96] Estas limitaciones concuerdan con las obtenidas a partir de datos WMAP.
Clasificaciones teóricas
Composición
Diferentes candidatos a materia oscura en función de su masa en unidades de electronvoltio (eV).
Se desconoce la identidad exacta de la materia oscura, pero existen muchas hipótesis sobre en qué podría consistir la materia oscura, como se muestra en la siguiente tabla.
La materia oscura puede referirse a cualquier sustancia que interactúe predominantemente a través de la gravedad con la materia visible (por ejemplo, estrellas y planetas). Por lo tanto, en principio no es necesario que esté compuesto por un nuevo tipo de partícula fundamental, sino que podría estar compuesto, al menos en parte, por materia bariónica estándar , como protones o neutrones. La mayor parte de la materia ordinaria familiar para los astrónomos, incluidos los planetas, las enanas marrones, las enanas rojas, las estrellas visibles, las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros, entran en esta categoría. [104] [105] Los agujeros negros solitarios , las estrellas de neutrones , las enanas quemadas y otros objetos masivos que son difíciles de detectar se conocen colectivamente como MACHO ; Inicialmente, algunos científicos esperaban que los MACHO bariónicos pudieran explicar toda la materia oscura. [106] [107]
Sin embargo, múltiples líneas de evidencia sugieren que la mayor parte de la materia oscura no es bariónica:
Sería visible suficiente gas o polvo bariónico difuso cuando estuviera iluminado por estrellas.
La teoría de la nucleosíntesis del Big Bang predice la abundancia observada de elementos químicos . Si hay más bariones, entonces también debería haber más helio, litio y elementos más pesados sintetizados durante el Big Bang. [108] [109] El acuerdo con las abundancias observadas requiere que la materia bariónica represente entre el 4 y el 5% de la densidad crítica del universo . Por el contrario, la estructura a gran escala y otras observaciones indican que la densidad total de la materia es aproximadamente el 30% de la densidad crítica. [92]
Las búsquedas astronómicas de microlentes gravitacionales en la Vía Láctea encontraron que, como máximo, sólo una pequeña fracción de la materia oscura puede estar en objetos oscuros, compactos y convencionales (MACHO, etc.); el rango excluido de masas de objetos va desde la mitad de la masa de la Tierra hasta 30 masas solares, lo que cubre casi todos los candidatos plausibles. [110] [111] [ 112] [113] [114] [115]
Análisis detallado de las pequeñas irregularidades (anisotropías) en el fondo cósmico de microondas . [116] Las observaciones de WMAP y Planck indican que alrededor de cinco sextas partes de la materia total se encuentra en una forma que interactúa significativamente con la materia ordinaria o los fotones sólo a través de efectos gravitacionales.
Materia no bariónica
Hay dos candidatos principales para la materia oscura no bariónica: partículas hipotéticas como axiones , neutrinos estériles , [g] partículas masivas que interactúan débilmente (WIMP), partículas supersimétricas , materia oscura atómica, [101] o geones ; [118] [119] y agujeros negros primordiales. Una vez que un agujero negro ingiere cualquier tipo de materia, bariónica o no, la distinción se pierde. [120]
A diferencia de la materia bariónica, las partículas no bariónicas no contribuyen a la formación de los elementos en el universo temprano ( nucleosíntesis del Big Bang ) [50] y, por lo tanto, su presencia se revela sólo a través de sus efectos gravitacionales o lentes débiles . Además, si las partículas que lo componen son supersimétricas, pueden sufrir interacciones de aniquilación consigo mismas, lo que posiblemente dé lugar a subproductos observables como rayos gamma y neutrinos (detección indirecta). [117]
En 2015, la idea de que la materia oscura densa estaba compuesta de agujeros negros primordiales volvió a surgir [121]
tras los resultados de mediciones de ondas gravitacionales que detectaron la fusión de agujeros negros de masa intermedia. No se prevé que los agujeros negros con alrededor de 30 masas solares se formen ni por colapso estelar (normalmente menos de 15 masas solares) ni por fusión de agujeros negros en centros galácticos (millones o miles de millones de masas solares). Se propuso que los agujeros negros de masa intermedia que causaron la fusión detectada se formaron en la fase temprana densa y caliente del universo debido al colapso de regiones más densas. Un estudio posterior de alrededor de mil supernovas no detectó eventos de lentes gravitacionales, cuando se esperarían alrededor de ocho si los agujeros negros primordiales de masa intermedia por encima de un cierto rango de masa representaran más del 60% de la materia oscura. [122]
Sin embargo, ese estudio asumió una distribución monocromática para representar el rango de masa LIGO/Virgo, que es inaplicable a la distribución de masa ampliamente platicúrtica sugerida por observaciones posteriores del Telescopio Espacial James Webb . [123] [15]
La posibilidad de que los agujeros negros primordiales del tamaño de un átomo representen una fracción significativa de la materia oscura fue descartada por las mediciones de los flujos de positrones y electrones fuera de la heliosfera del Sol realizadas por la nave espacial Voyager 1 . Se teoriza que los pequeños agujeros negros emiten radiación de Hawking . Sin embargo, los flujos detectados fueron demasiado bajos y no tenían el espectro de energía esperado, lo que sugiere que los pequeños agujeros negros primordiales no están lo suficientemente extendidos como para dar cuenta de la materia oscura. [124] No obstante, la investigación y las teorías que proponen explicaciones de materia oscura densa para la materia oscura continúan a partir de 2018, incluidos enfoques para el enfriamiento de la materia oscura, [125] [126]
y la pregunta sigue sin resolverse. En 2019, la falta de efectos de microlente en la observación de Andrómeda sugiere que los agujeros negros diminutos no existen. [127]
Sin embargo, todavía existe un rango de masas en gran medida libre y menor que el que pueden limitar las observaciones ópticas de microlentes, donde los agujeros negros primordiales pueden representar toda la materia oscura. [128] [129]
Duración de la transmisión gratuita
La materia oscura se puede dividir en categorías fría , cálida y caliente . [130] Estas categorías se refieren a la velocidad en lugar de a la temperatura real, lo que indica qué tan lejos se movieron los objetos correspondientes debido a movimientos aleatorios en el universo primitivo, antes de que se desaceleraran debido a la expansión cósmica; esta es una distancia importante llamada longitud de transmisión libre (FSL) . Las fluctuaciones de densidad primordial menores que esta longitud se eliminan a medida que las partículas se propagan desde regiones muy densas a regiones poco densas, mientras que las fluctuaciones más grandes no se ven afectadas; por lo tanto, esta longitud establece una escala mínima para la formación posterior de la estructura.
Las categorías se establecen con respecto al tamaño de una protogalaxia (un objeto que luego evoluciona hacia una galaxia enana ): las partículas de materia oscura se clasifican en frías, cálidas o calientes según su FSL; mucho más pequeña (fría), similar a (cálida) o mucho más grande (caliente) que una protogalaxia. [131] [132] [133] También son posibles combinaciones de lo anterior: una teoría de la materia oscura mixta fue popular a mediados de la década de 1990, pero fue rechazada tras el descubrimiento de la energía oscura . [ cita necesaria ]
La materia oscura fría conduce a una formación de estructura de abajo hacia arriba en la que las galaxias se forman primero y los cúmulos de galaxias en una etapa posterior, mientras que la materia oscura caliente daría como resultado un escenario de formación de arriba hacia abajo con grandes agregaciones de materia que se forman temprano y luego se fragmentan en galaxias separadas; [ se necesita aclaración ] este último está excluido de las observaciones de galaxias de alto corrimiento al rojo. [52]
Efectos del espectro de fluctuación
Estas categorías también corresponden a los efectos del espectro de fluctuación [ se necesita más explicación ] y al intervalo posterior al Big Bang en el que cada tipo se volvió no relativista. Davis y cols. escribió en 1985: [134]
Las partículas candidatas se pueden agrupar en tres categorías según su efecto sobre el espectro de fluctuación (Bond et al. 1983). Si la materia oscura está compuesta de abundantes partículas luminosas que permanecen relativistas hasta poco antes de la recombinación, entonces se la puede denominar "caliente". El mejor candidato para la materia oscura caliente es un neutrino... Una segunda posibilidad es que las partículas de materia oscura interactúen más débilmente que los neutrinos, sean menos abundantes y tengan una masa del orden de 1 keV. Estas partículas se denominan "materia oscura cálida", porque tienen velocidades térmicas más bajas que los neutrinos masivos... actualmente hay pocas partículas candidatas que se ajusten a esta descripción. Se han sugerido gravitinos y fotinos (Pagels y Primack 1982; Bond, Szalay y Turner 1982)... Cualquier partícula que se volvió no relativista muy temprano y, por lo tanto, fue capaz de difundirse a una distancia insignificante, se denomina materia oscura "fría" (CDM). . Hay muchos candidatos para el MDL, incluidas las partículas supersimétricas.
— Davis, Efstathiou, Frenk y White (1985) [134]
Definiciones alternativas
Otra línea divisoria aproximada es que la materia oscura cálida se volvió no relativista cuando el universo tenía aproximadamente 1 año y era una millonésima parte de su tamaño actual y en la era dominada por la radiación (fotones y neutrinos), con una temperatura de fotón de 2,7 millones de Kelvin. La cosmología física estándar da un tamaño del horizonte de partículas de 2 c t (velocidad de la luz multiplicada por el tiempo) en la era dominada por la radiación, es decir, 2 años luz. Una región de este tamaño se expandiría hoy a 2 millones de años luz (sin formación de estructuras). El FSL real es aproximadamente 5 veces la longitud anterior, ya que continúa creciendo lentamente a medida que las velocidades de las partículas disminuyen inversamente con el factor de escala después de que se vuelven no relativistas. En este ejemplo, el FSL correspondería a 10 millones de años luz, o 3 megapársecs , en la actualidad, aproximadamente el tamaño que contiene una galaxia grande promedio.
La temperatura del fotón de 2,7 millones de K da una energía fotónica típica de 250 electronvoltios, estableciendo así una escala de masa típica para la materia oscura cálida: partículas mucho más masivas que esto, como los WIMP de masa GeV-TeV, se volverían no relativistas mucho antes que uno. un año después del Big Bang y, por lo tanto, tienen FSL mucho más pequeñas que una protogalaxia, lo que las hace frías. Por el contrario, partículas mucho más ligeras, como los neutrinos con masas de sólo unos pocos eV, tienen FSL mucho más grandes que una protogalaxia, lo que las califica como calientes.
Materia oscura fría
La materia oscura fría ofrece la explicación más sencilla para la mayoría de las observaciones cosmológicas. Es materia oscura compuesta de constituyentes con un FSL mucho más pequeño que una protogalaxia. Este es el foco de la investigación de la materia oscura, ya que la materia oscura caliente no parece capaz de sustentar la formación de galaxias o cúmulos de galaxias, y la mayoría de las partículas candidatas se desaceleraron temprano.
Se desconocen los constituyentes de la materia oscura fría. Las posibilidades varían desde objetos grandes como MACHO (como agujeros negros [135] y estrellas Preon [136] ) o RAMBO (como cúmulos de enanas marrones), hasta nuevas partículas como WIMP y axiones .
El experimento DAMA/NaI de 1997 y su sucesor DAMA/LIBRA en 2013 afirmaron detectar directamente partículas de materia oscura que pasan a través de la Tierra, pero muchos investigadores se mantienen escépticos, ya que los resultados negativos de experimentos similares parecen incompatibles con los resultados de DAMA.
La materia oscura cálida está formada por partículas con un FSL comparable al tamaño de una protogalaxia. Las predicciones basadas en materia oscura cálida son similares a las de materia oscura fría a gran escala, pero con menos perturbaciones de densidad a pequeña escala. Esto reduce la abundancia prevista de galaxias enanas y puede conducir a una menor densidad de materia oscura en las partes centrales de las galaxias grandes. Algunos investigadores consideran que esto se ajusta mejor a las observaciones. Un desafío para este modelo es la falta de partículas candidatas con la masa requerida ≈ 300 eV a 3000 eV. [ cita necesaria ]
Ninguna partícula conocida puede clasificarse como materia oscura cálida. Un candidato postulado es el neutrino estéril : una forma de neutrino más pesada y lenta que no interactúa a través de la fuerza débil , a diferencia de otros neutrinos. Algunas teorías de la gravedad modificadas, como la gravedad escalar-tensorial-vectorial , requieren materia oscura "caliente" para que sus ecuaciones funcionen.
materia oscura caliente
La materia oscura caliente está formada por partículas cuyo FSL es mucho mayor que el tamaño de una protogalaxia. El neutrino califica como tal partícula. Fueron descubiertos de forma independiente, mucho antes de la búsqueda de la materia oscura: fueron postulados en 1930 y detectados en 1956 . La masa de los neutrinos es menor que 10 −6 la de un electrón . Los neutrinos interactúan con la materia normal sólo a través de la gravedad y la fuerza débil , lo que los hace difíciles de detectar (la fuerza débil sólo actúa en una distancia pequeña, por lo que un neutrino desencadena un evento de fuerza débil sólo si golpea un núcleo de frente). Esto las convierte en " partículas delgadas que interactúan débilmente " ( WISP ), a diferencia de las WIMP.
Los tres tipos conocidos de neutrinos son el electrón , el muón y el tau . Sus masas son ligeramente diferentes. Los neutrinos oscilan entre los sabores a medida que se mueven. Es difícil determinar un límite superior exacto para la masa promedio colectiva de los tres neutrinos (o para cualquiera de los tres individualmente). Por ejemplo, si la masa promedio de un neutrino fuera superior a 50 eV /c 2 (menos de 10 −5 de la masa de un electrón), el universo colapsaría. [138] Los datos del CMB y otros métodos indican que su masa promedio probablemente no exceda los 0,3 eV/c 2 . Por tanto, los neutrinos observados no pueden explicar la materia oscura. [139]
Debido a que las fluctuaciones de densidad del tamaño de las galaxias son eliminadas por el flujo libre, la materia oscura caliente implica que los primeros objetos que pueden formarse son enormes panqueques del tamaño de supercúmulos , que luego se fragmentan en galaxias. Las observaciones de campo profundo muestran, en cambio, que las galaxias se formaron primero, seguidas de cúmulos y supercúmulos a medida que las galaxias se agrupaban.
Agregación de materia oscura y objetos densos de materia oscura.
Si la materia oscura está compuesta de partículas que interactúan débilmente, entonces una pregunta obvia es si puede formar objetos equivalentes a planetas , estrellas o agujeros negros . Históricamente, la respuesta ha sido que no, [h] [140] [141] [142]
debido a dos factores:
Carece de un medio eficiente para perder energía [140]
La materia ordinaria forma objetos densos porque tiene numerosas formas de perder energía. Perder energía sería esencial para la formación de objetos, porque una partícula que gana energía durante la compactación o cae "hacia adentro" bajo la gravedad, y no puede perderla de ninguna otra manera, se calentará y aumentará la velocidad y el impulso . La materia oscura parece carecer de medios para perder energía, simplemente porque no es capaz de interactuar fuertemente de otras maneras excepto a través de la gravedad. El teorema del virial sugiere que dicha partícula no permanecería unida al objeto que se forma gradualmente: a medida que el objeto comenzara a formarse y compactarse, las partículas de materia oscura en su interior se acelerarían y tenderían a escapar.
Carece de una diversidad de interacciones necesarias para formar estructuras [142]
La materia ordinaria interactúa de muchas maneras diferentes, lo que le permite formar estructuras más complejas. Por ejemplo, las estrellas se forman a través de la gravedad, pero las partículas dentro de ellas interactúan y pueden emitir energía en forma de neutrinos y radiación electromagnética a través de la fusión cuando se vuelven lo suficientemente energéticas. Los protones y neutrones pueden unirse mediante interacción fuerte y luego formar átomos con electrones en gran medida mediante interacción electromagnética . No hay evidencia de que la materia oscura sea capaz de una variedad tan amplia de interacciones, ya que parece que sólo interactúa a través de la gravedad (y posiblemente a través de algún medio no más fuerte que la interacción débil , aunque hasta que se comprenda mejor la materia oscura, esto es sólo especulación). ).
Sin embargo, existen teorías sobre la materia oscura atómica similares a la materia normal que superan estos problemas. [101]
Detección de partículas de materia oscura.
Si la materia oscura está formada por partículas subatómicas, entonces millones, posiblemente miles de millones, de dichas partículas deben atravesar cada centímetro cuadrado de la Tierra cada segundo. [143] [144] Muchos experimentos tienen como objetivo probar esta hipótesis. Aunque los WIMP han sido los principales candidatos de búsqueda, [52] los axiones han atraído una atención renovada, con el Experimento Axion de Materia Oscura (ADMX) buscando axiones y muchos más planeados en el futuro. [145] Otro candidato son las partículas pesadas del sector oculto que solo interactúan con la materia ordinaria a través de la gravedad.
Estos experimentos se pueden dividir en dos clases: experimentos de detección directa, que buscan la dispersión de partículas de materia oscura de los núcleos atómicos dentro de un detector; y la detección indirecta, que busca los productos de la aniquilación o desintegración de partículas de materia oscura. [117]
Estos experimentos utilizan principalmente tecnologías de detección de líquidos nobles o criogénicas. Los detectores criogénicos que funcionan a temperaturas inferiores a 100 mK detectan el calor producido cuando una partícula golpea un átomo en un cristal absorbente como el germanio . Los detectores de líquidos nobles detectan el centelleo producido por la colisión de partículas en xenón o argón líquido . Los experimentos con detectores criogénicos incluyen: CDMS , CRESST , EDELWEISS , EURECA . Los experimentos con líquidos nobles incluyen LZ , XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide , PandaX y LUX, el gran experimento subterráneo de xenón . Ambas técnicas se centran fuertemente en su capacidad para distinguir las partículas de fondo (que predominantemente dispersan electrones) de las partículas de materia oscura (que dispersan los núcleos). Otros experimentos incluyen SIMPLE y PICASSO .
Actualmente no ha habido ninguna afirmación bien establecida de detección de materia oscura a partir de un experimento de detección directa, lo que lleva, en cambio, a fuertes límites superiores en la masa y la sección transversal de interacción con los nucleones de dichas partículas de materia oscura. [146] Las colaboraciones experimentales DAMA/NaI y más recientes DAMA/LIBRA han detectado una modulación anual en la tasa de eventos en sus detectores, [147] [148] que, según afirman, se debe a la materia oscura. Esto resulta de la expectativa de que a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol, la velocidad del detector en relación con el halo de materia oscura variará en una pequeña cantidad. Esta afirmación no está confirmada hasta el momento y contradice los resultados negativos de otros experimentos como LUX, SuperCDMS [149] y XENON100. [150]
Un caso especial de experimentos de detección directa cubre aquellos con sensibilidad direccional. Se trata de una estrategia de búsqueda basada en el movimiento del Sistema Solar alrededor del Centro Galáctico . [151] [152] [153] [154] Una cámara de proyección de tiempo de baja presión permite acceder a información sobre las pistas en retroceso y restringir la cinemática del núcleo WIMP. Los WIMP que provienen de la dirección en la que viaja el Sol (aproximadamente hacia Cygnus ) pueden entonces separarse del fondo, que debería ser isotrópico. Los experimentos direccionales de materia oscura incluyen DMTPC , DRIFT , Newage y MIMAC.
Detección indirecta
Collage de seis colisiones de cúmulos con mapas de materia oscura. Los cúmulos se observaron en un estudio de cómo se comporta la materia oscura en los cúmulos de galaxias cuando chocan. [155]Vídeo sobre la posible detección mediante rayos gamma de la aniquilación de materia oscura alrededor de agujeros negros supermasivos . (Duración 0:03:13, consulte también la descripción del archivo).
Los experimentos de detección indirecta buscan productos de la autoaniquilación o desintegración de partículas de materia oscura en el espacio exterior. Por ejemplo, en regiones de alta densidad de materia oscura (por ejemplo, el centro de nuestra galaxia ), dos partículas de materia oscura podrían aniquilarse para producir rayos gamma o pares de partículas-antipartículas del modelo estándar. [156] Alternativamente, si una partícula de materia oscura es inestable, podría descomponerse en partículas del modelo estándar (u otras). Estos procesos podrían detectarse indirectamente a través de un exceso de rayos gamma, antiprotones o positrones emanados de regiones de alta densidad de nuestra galaxia u otras. [157] Una dificultad importante inherente a tales búsquedas es que varias fuentes astrofísicas pueden imitar la señal esperada de la materia oscura, por lo que probablemente se requieran múltiples señales para un descubrimiento concluyente. [52] [117]
Algunas de las partículas de materia oscura que pasan a través del Sol o la Tierra pueden dispersarse y perder energía. Por tanto, la materia oscura puede acumularse en el centro de estos cuerpos, aumentando las posibilidades de colisión/aniquilación. Esto podría producir una señal distintiva en forma de neutrinos de alta energía . [158] Tal señal sería una fuerte prueba indirecta de la materia oscura WIMP. [52] Telescopios de neutrinos de alta energía como AMANDA , IceCube y ANTARES están buscando esta señal. [159]
La detección por LIGO en septiembre de 2015 de ondas gravitacionales abre la posibilidad de observar la materia oscura de una nueva manera, particularmente si se encuentra en forma de agujeros negros primordiales . [160] [161] [162]
Se han llevado a cabo muchas búsquedas experimentales para buscar dichas emisiones provenientes de la aniquilación o desintegración de la materia oscura, de las cuales se muestran ejemplos a continuación.
El Telescopio Experimental de Rayos Gamma Energéticos observó más rayos gamma en 2008 de los esperados desde la Vía Láctea , pero los científicos concluyeron que esto probablemente se debía a una estimación incorrecta de la sensibilidad del telescopio. [163]
El Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi está buscando rayos gamma similares. [164] En 2009, se encontró en los datos de Fermi un excedente aún inexplicable de rayos gamma del centro galáctico de la Vía Láctea. Este exceso de GeV en el Centro Galáctico podría deberse a la aniquilación de materia oscura o a una población de púlsares. [165] En abril de 2012, un análisis de datos previamente disponibles del instrumento del Telescopio de Gran Área de Fermi produjo evidencia estadística de una señal de 130 GeV en la radiación gamma proveniente del centro de la Vía Láctea. [166] La aniquilación de WIMP se consideró la explicación más probable. [167]
El experimento PAMELA (lanzado en 2006) detectó un exceso de positrones . Podrían ser por aniquilación de materia oscura o por púlsares . No se observó exceso de antiprotones . [170]
Un enfoque alternativo para la detección de partículas de materia oscura en la naturaleza es producirlas en un laboratorio. Los experimentos con el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) pueden detectar partículas de materia oscura producidas en las colisiones de los haces de protones del LHC . Debido a que una partícula de materia oscura debería tener interacciones insignificantes con la materia visible normal, puede detectarse indirectamente como (grandes cantidades de) energía y momento faltantes que escapan de los detectores, siempre que se detecten otros productos de colisión (no despreciables). [177] También existen restricciones sobre la materia oscura a partir del experimento LEP que utiliza un principio similar, pero investiga la interacción de las partículas de materia oscura con electrones en lugar de quarks. [178] Cualquier descubrimiento de búsquedas de colisionadores debe ser corroborado por descubrimientos en los sectores de detección directa o indirecta para demostrar que la partícula descubierta es, de hecho, materia oscura.
Hipótesis alternativas
Como la materia oscura aún no ha sido identificada, han surgido muchas otras hipótesis destinadas a explicar los mismos fenómenos observacionales sin introducir un nuevo tipo de materia desconocida. La teoría que sustenta la mayor parte de la evidencia observacional sobre la materia oscura, la Relatividad General, está bien probada en escalas del sistema solar, pero su validez en escalas galácticas o cosmológicas no ha sido bien demostrada. [179] Una modificación adecuada de la relatividad general podría, en principio, eliminar la necesidad de materia oscura. Las teorías más conocidas de esta clase son MOND y su generalización relativista tensor-vector-gravedad escalar (TeVeS), [180] gravedad f(R) , [181] masa negativa , fluido oscuro , [182] [183] [184 ] y gravedad entrópica . [185] Abundan las teorías alternativas . [186] [187]
Un problema con las hipótesis alternativas es que la evidencia observacional de la materia oscura proviene de tantos enfoques independientes (consulte la sección "evidencia observacional" más arriba). Es posible explicar cualquier observación individual, pero explicarlas todas en ausencia de materia oscura es muy difícil. No obstante, ha habido algunos éxitos dispersos para hipótesis alternativas, como una prueba de 2016 de lentes gravitacionales en gravedad entrópica [188] [189] [190] y una medición de 2020 de un efecto MOND único. [191] [192]
La opinión predominante entre la mayoría de los astrofísicos es que, si bien las modificaciones de la relatividad general pueden explicar parte de la evidencia observacional, probablemente haya datos suficientes para concluir que debe haber alguna forma de materia oscura presente en el Universo. [18]
En la cultura popular
La materia oscura aparece regularmente como tema en publicaciones periódicas híbridas que cubren tanto temas científicos objetivos como ciencia ficción, [193]
y la propia materia oscura ha sido denominada "material de ciencia ficción". [194]
En las obras de ficción se hace mención de la materia oscura. En tales casos, se le suelen atribuir propiedades físicas o mágicas extraordinarias, volviéndose así inconsistente con las propiedades hipotéticas de la materia oscura en física y cosmología. Por ejemplo:
La materia oscura sirve como recurso argumental en el episodio de Expediente X " Soft Light ". [195]
Una sustancia inspirada en la materia oscura conocida como "Dust" ocupa un lugar destacado en la trilogía His Dark Materials de Philip Pullman . [196]
Energía oscura : energía que impulsa la expansión acelerada del universo.
Gravedad conforme : teorías de la gravedad que son invariantes bajo transformaciones de Weyl
Teoría de las ondas de densidad : una teoría en la que las ondas de gas comprimido, que se mueven más lento que la galaxia, mantienen la estructura de la galaxia.
Gravedad entrópica : teoría de la física moderna que describe la gravedad como una fuerza entrópica.
Radiación oscura : tipo de radiación postulada que media en las interacciones de la materia oscura.
Gravedad masiva : teoría de la gravedad en la que el gravitón tiene una masa distinta de cero.
Física sin partículas : teoría especulativa que conjetura una forma de materia que no puede explicarse en términos de partículas.
experimentos
DEAP – Experimento de búsqueda de materia oscura, un aparato de búsqueda
Experimento LZ : experimento en Dakota del Sur, Estados Unidos Pages displaying wikidata descriptions as a fallback, gran detector subterráneo de materia oscura
Proyecto Illustris : universos simulados por computadora, simulaciones astrofísicas
Futuro colisionador circular : acelerador de partículas post-LHC propuesto en el CERN, Ginebra, Suiza, una infraestructura de investigación de aceleradores de partículas
Éter luminífero : un material invisible e infinito, alguna vez teorizado, sin interacción con objetos físicos, utilizado para explicar cómo la luz podría viajar a través del vacío (ahora refutado)
Notas
^ Dado que la energía oscura no cuenta como materia, esto es26,8/4,9 + 26,8= 0,845 .
^ Algunos candidatos a materia oscura interactúan con la materia ordinaria a través de la interacción débil , pero la interacción débil es débil, lo que dificulta mucho la detección directa.
^
Sin embargo, en la era cósmica moderna, este campo de neutrinos se enfrió y comenzó a comportarse más como materia y menos como radiación.
^ La energía oscura es un término que se utiliza a menudo hoy en día como sustituto de la constante cosmológica. Es básicamente lo mismo excepto que la energía oscura podría depender del factor de escala de alguna manera desconocida en lugar de ser necesariamente constante.
^ Esto es una consecuencia del teorema de la capa y de la observación de que las galaxias espirales son esféricamente simétricas en gran medida (en 2D).
^ Los tres tipos de neutrinos ya observados son de hecho abundantes, oscuros y con materia, pero debido a que sus masas individuales son casi con certeza demasiado pequeñas para representar más que una pequeña fracción de materia oscura, debido a los límites derivados de la estructura a gran escala y la alta - galaxias corridas al rojo . [117]
^
"Una creencia ampliamente extendida sobre la materia oscura es que no puede enfriarse irradiando energía. Si pudiera, entonces podría agruparse y crear objetos compactos de la misma manera que la materia bariónica forma planetas, estrellas y galaxias. Las observaciones hasta ahora sugieren oscuridad la materia no hace eso: reside sólo en halos difusos... Como resultado, es extremadamente improbable que haya objetos muy densos como estrellas hechos enteramente (o incluso en su mayor parte) de materia oscura". — Buckley y Difranzo (2018) [140]
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Trabajos citados
Randall, Lisa (2015). La materia oscura y los dinosaurios: la asombrosa interconexión del universo . Nueva York, Nueva York: Ecco / HarperCollins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2.
Weiss, Rainer , "El universo oscuro entra en foco: el experimento LIGO abrió una ventana completamente nueva al universo. Le preguntamos al [premio Nobel de 2017] Rainer Weiss , uno de los arquitectos principales de LIGO, qué podría revelar la astronomía de ondas gravitacionales a continuación" ( artículo del patrocinador), Scientific American , vol. 329, núm. 1 (julio/agosto de 2023), entre p. 7 y pág. 8. "Yo... creo que la materia oscura está hecha de agujeros negros , agujeros negros realmente pequeños, una pequeña fracción de una masa solar, que no interactúan mucho con la luz , por lo que no puedes verlos... Según Según [la teoría de la inflación cósmica], el universo fue creado por una fluctuación en el vacío . Ese tipo de fluctuación tendrá inestabilidades y explotará asimétricamente, lo que generará ondas gravitacionales ".
enlaces externos
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![Mapa DM realizado por Hyper Suprime-Cam Survey (HSCS) utilizando el Telescopio Subaru (2018).[205][206]](data:image/gif;base64,R0lGODlhAQABAIAAAAAAAP///yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7)
Mapa DM realizado por Hyper Suprime-Cam Survey (HSCS) utilizando el Telescopio Subaru (2018). [205] [206]
![Mapa DM realizado por el Cosmic Evolution Survey (COSMOS) utilizando el Telescopio Espacial Hubble (2007).[199][200]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/37/COSMOSDMmap2007.jpg/1280px-COSMOSDMmap2007.jpg)
![Mapa DM realizado por CFHT Lensing Survey (CFHTLenS) utilizando el Telescopio Canadá-Francia-Hawái (2012).[201][202] (mapa de COSMOS en el centro)](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/76/CFHTLenSDMmap2012.jpg/1280px-CFHTLenSDMmap2012.jpg)
![Mapa DM realizado por Hyper Suprime-Cam Survey (HSCS) utilizando el Telescopio Subaru (2018).[205][206]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/9e/HSCSDMmap2018.gif/1280px-HSCSDMmap2018.gif)
![Mapa DM realizado por el Dark Energy Survey (DES) utilizando el Telescopio Víctor M. Blanco (2021).[207][208]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/DESDMmap2021.png/1280px-DESDMmap2021.png)
