Problema de barión faltante

En cosmología , el problema de los bariones faltantes es una discrepancia observada entre la cantidad de materia bariónica detectada poco después del Big Bang y de épocas más recientes. Las observaciones del fondo cósmico de microondas y los estudios de nucleosíntesis del Big Bang han impuesto limitaciones a la abundancia de bariones en el universo primitivo, encontrando que la materia bariónica representa aproximadamente el 4,8% del contenido energético del Universo. ^{[1] [2]} Al mismo tiempo, un censo de bariones en el universo observable reciente ha encontrado que la materia bariónica observada representa menos de la mitad de esa cantidad. ^{[3] [4]} Esta discrepancia se conoce comúnmente como el problema del barión faltante. El problema de los bariones faltantes es diferente del problema de la materia oscura , que es de naturaleza no bariónica. ^[5]

Mediciones del universo temprano

La abundancia de materia bariónica en el universo primitivo se puede obtener indirectamente mediante dos métodos independientes:

• La teoría de la nucleosíntesis del Big Bang , que predice la abundancia relativa observada de los elementos químicos en observaciones del universo reciente. Un mayor número de bariones en el universo primitivo debería producir proporciones más altas de helio, litio y elementos más pesados ​​en relación con el hidrógeno. ^{[6] [7]} La ​​concordancia con las abundancias observadas requiere que la materia bariónica represente entre el 4% y el 5% de la densidad crítica del universo .
• Análisis detallado de las pequeñas fluctuaciones (anisotropías) en el fondo cósmico de microondas (CMB), especialmente el segundo pico del espectro de potencia del CMB . La materia bariónica interactúa con los fotones y, por tanto, deja una huella visible en el CMB. ^[8] El análisis CMB también arroja una fracción bariónica del orden del 5%.

La restricción CMB es mucho más precisa que la restricción BBN, ^{[9] [10]} pero las dos están de acuerdo.

Observaciones tardías del universo

La densidad de la materia bariónica se puede obtener directamente sumando toda la materia bariónica conocida. Esto no es nada trivial, ya que aunque la materia luminosa, como las estrellas y las galaxias, se suma fácilmente, la materia bariónica también puede existir en formas altamente no luminosas, como los agujeros negros , los planetas y el gas interestelar altamente difuso . No obstante, todavía se puede hacer utilizando una variedad de técnicas:

• Aprovechando el bosque Lyman-alfa ; Las nubes de gas o polvo bariónico difuso a veces son visibles cuando las estrellas las iluminan a contraluz. Los espectros resultantes se pueden utilizar para inferir la masa entre la estrella y el observador.
• Microlente gravitacional . Si un planeta u otro objeto oscuro se mueve entre el observador y una fuente lejana, la imagen de la fuente se distorsiona. La masa del objeto oscuro se puede inferir en función de la cantidad de distorsión.
• Efecto Sunyaev-Zel'dovich . La interacción entre los fotones del CMB y los electrones libres deja una huella en el CMB. Este efecto es sensible a todos los electrones libres independientemente de su temperatura o de la densidad del medio circundante y, por tanto, puede utilizarse para estudiar materia bariónica que, de otro modo, no estaría lo suficientemente caliente como para ser detectada.

Imagen generada de la red cósmica que contiene regiones cálidas donde se han detectado los bariones faltantes. ^[11]

Antes de 2017, se descubrió que los bariones estaban distribuidos en un 10% dentro de las galaxias, entre un 50% y un 60% en el medio circungaláctico y entre un 30% y un 40% no contabilizados, por lo que representaban alrededor del 70% de las predicciones teóricas. ^[4]

Los estudios de galaxias a gran escala realizados en la década de 2000 revelaron un déficit bariónico. Esto llevó a los teóricos a reexaminar sus modelos y predecir que el gas debe fluir entre galaxias y cúmulos de galaxias.

Medio intergaláctico cálido-caliente

El modelo Lambda-CDM del big bang predice que la materia entre las galaxias del universo se distribuye en formaciones similares a redes de baja densidad (1 - 10 partículas por metro cúbico), conocidas como medio intergaláctico cálido-caliente (WHIM). Las simulaciones cosmológicas hidrodinámicas teóricas predicen que una fracción de los bariones faltantes se encuentran en halos galácticos a temperaturas de 10 ⁶ K ^[12] y (WHIM) a temperaturas de 10 ⁵ –10 ⁷  K, con observaciones recientes que brindan un fuerte apoyo. ^{[13] [14]} El WHIM se compone de tres estados: ^[15]

• Un estado cálido con temperaturas de 10 ⁵ –10 ^5,7 K. En este estado está presente hidrógeno neutro. (Observado a través de líneas de absorción de Oxígeno-VI)
• Un estado caliente con temperaturas de 10 ^5,7 –10 ^6,3 K. (Observado mediante Oxígeno VII en rayos X suaves)
• Un estado muy caliente con temperaturas de 10 ^6,3 –10 ⁷ K. Muy poco hidrógeno o metales similares al hidrógeno, en su mayoría presentes cerca de las afueras de los cúmulos de galaxias.

La fase cálida del WHIM había sido detectada previamente y constituye alrededor del 15% del contenido bariónico. ^{[16] [17]} El WHIM está compuesto principalmente de hidrógeno ionizado. Esto crea dificultades para los astrónomos que intentan detectar bariones en el WHIM. Es más fácil detectar el WHIM a través de oxígeno altamente ionizado como la absorción OVI y OVII. ^{[18] [19] [20] [21]}

Composición del universo

La distribución de bariones conocidos en el universo. ^[14]

El censo de bariones conocidos en el universo representó alrededor del 60% del total de bariones hasta que se resolvió el problema de los bariones faltantes. Esto se diferencia de la composición de todo el universo, que incluye energía oscura y materia oscura, de las cuales la materia bariónica constituye sólo el 5%. ^[19] Alrededor del 7% de los bariones existe en estrellas y galaxias, mientras que la mayor parte existe alrededor de galaxias o cúmulos de galaxias. El bosque Lyman-alfa contiene alrededor del 28% de los bariones. ^[17] La ​​fase cálida del WHIM se detectó mediante absorción suave de rayos X en 2012 para establecer el 15% del contenido total de bariones. ^{[4] [22]} El medio intracluster (ICM) representa alrededor del 4% del contenido bariónico total. Está compuesto principalmente de hidrógeno ionizado y representa aproximadamente el 10% de la masa total de un cúmulo de galaxias; el resto es materia oscura. El ICM es de baja densidad con alrededor de 10 ⁻³ partículas por cm ³ . El medio circungaláctico (CGM) fue confirmado en 2003 por Chandra y Xmm-Newton . El CGM es una gran esfera que rodea galaxias con un radio > 70 - 200 kpc. ^[17] El CGM representa el 5% del total de bariones del universo. ^[14]

Métodos de detección

Hay tres métodos principales para detectar el WHIM donde se encuentran los bariones faltantes: el efecto Sunyaev-Zel'dovich, las líneas de emisión Lyman-alfa y las líneas de absorción de metales.

Efecto Sunyaev-Zel'dovich

El efecto térmico Sunyaev-Zel'dovich (tSZ) se produce cuando los fotones del Compton inverso del CMB se dispersan del gas ionizado. Para detectar bariones, el gas ionizado del WHIM es dispersado por los fotones del CMB. El parámetro y cuantifica la fuerza del efecto tSZ y se define como:

${\displaystyle y=\int {\frac {k_{B}T_{e}}{m_{e}c^{2}}}n_{e}\sigma _{T}d\ell }$. ^[23]

Donde es la constante de Boltzmann , es la sección transversal de Thompson, es la densidad del número de electrones , es la energía de la masa en reposo del electrón y es la temperatura. Encontrar el parámetro y y superponerlo con un mapa de filamento cósmico de millones de galaxias permite a los astrónomos encontrar la señal débil del WHIM. La señal del parámetro y de un par de galaxias se superpone en un modelo de halos de galaxias. Las señales se restan para revelar una señal entre las dos galaxias. ^[23] Esta señal resultante es el filamento. Para garantizar que la señal no provenga de ninguna otra fuente, los astrónomos generan una simulación de control que utilizan para comparar y pueden determinar que la fuente debe provenir del WHIM. ^[24] ${\displaystyle k_{b}}$ ${\displaystyle \sigma _{T}}$ ${\displaystyle n_{e}}$ ${\displaystyle m_{e}c^{2}}$ ${\displaystyle T_{e}}$

Emisión Lyman-Alfa

Las líneas de emisión Lyman-alfa (Lyα) se detectan a partir de hidrógeno ionizado en un filamento cósmico. Una fuente, como un cuásar , ioniza el hidrógeno en el filamento cósmico dejando caídas detectables en las líneas de absorción. ^[25]

Líneas de absorción de metales

Líneas de absorción de oxígeno altamente ionizado como O ⁺⁶ , O ⁺⁷ y O ⁺⁸ en los rayos X suaves a energías de 0,6 a 0,8 keV. La densidad de columnas de estas líneas se puede derivar: ${\displaystyle F(N_{O})}$

${\displaystyle \Omega _{O}={\frac {H_{0}m_{O}}{c\rho _{c}}}\int _{0}^{\infty }F(N_{O})N_{O}dN_{O}}$.

¿Dónde está la abundancia de un ion de oxígeno en particular, es la constante de Hubble , es la densidad crítica ? ^[9] ${\displaystyle \Omega _{O}}$ ${\displaystyle H_{0}}$ ${\displaystyle \rho _{c}}$ ${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}}$

Resoluciones reclamadas

En general, el problema de los bariones perdidos es un importante problema sin resolver en física. Varios científicos han propuesto explicaciones, pero ninguna ha sido aceptada como si abordara adecuadamente el problema.

En 2017 se publicó una afirmación de una solución cuando dos grupos de científicos dijeron que habían encontrado evidencia de la ubicación de los bariones faltantes en la materia intergaláctica. Se había postulado que los bariones faltantes existían como hebras calientes entre pares de galaxias en el medio intergaláctico cálido-caliente (WHIM). Dado que las hebras son difusas y no están lo suficientemente calientes como para emitir rayos X, son difíciles de detectar. Los grupos utilizaron el efecto térmico Sunyaev-Zeldovich para medir la densidad de las hebras en el universo local. Si hay bariones allí, entonces se debería perder cierta cantidad de energía cuando la luz del fondo cósmico de microondas se dispersa fuera de ellos. Estos aparecen como parches muy tenues en el CMB. Las manchas son demasiado tenues para verlas directamente, pero cuando se superponen con la distribución de galaxias visible, se vuelven detectables. La densidad de las hebras alcanza aproximadamente el 30% de la densidad bariónica, que según los grupos era la cantidad exacta necesaria para resolver el problema. ^{[13] [26] [23] [16]} Incluso si se concede que son exactos, estos trabajos sólo describen la distribución de bariones entre galaxias cercanas y no proporcionan una imagen completa del gas cósmico en el universo tardío.

Un artículo de 2021 postuló que aproximadamente el 50% de toda la materia bariónica se encuentra fuera de los halos de materia oscura , llenando el espacio entre galaxias, y que esto explicaría los bariones faltantes que no se tuvieron en cuenta en el artículo de 2017. ^[27]

Finales de la década de 2010 y principios de la de 2020

A finales de la década de 2010 y principios de la de 2020, varios grupos observaron el medio intergaláctico y el medio circungaláctico para obtener más mediciones y observaciones de bariones que respaldaran las observaciones principales. Se han encontrado más o menos bariones, por lo que los grupos están trabajando para detectarlos a un mayor nivel de significancia. Los métodos utilizados incluyen absorción de rayos X suaves, OVI, OVII y OVIII. ^[14]

En 2019, un grupo dirigido por Orsolya E. Kovács detectó la absorción de OVII en el espectro de rayos X de 17 quásares apilados, correspondiente a WHIM en filamentos de sobredensidad de alrededor de 5 a 9 veces la densidad cosmológica promedio en las épocas de los quásares individuales. ^[12] En 2020, los astrofísicos informaron sobre la primera medición directa de emisiones de rayos X de materia bariónica de filamentos de red cósmica. ^{[25] [14]} Ambos resultados son consistentes con la contabilidad WHIM de los bariones faltantes. ^{[12] [25]}

Referencias

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