En cosmología , el problema del barión faltante 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 establecido restricciones sobre la abundancia de bariones en el universo temprano, 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 del barión faltante es diferente del problema de la materia oscura , que es de naturaleza no bariónica. [5]
La abundancia de materia bariónica en el universo temprano se puede obtener indirectamente a partir de dos métodos independientes:
La restricción CMB es mucho más precisa que la restricción BBN, [9] [10] pero las dos están de acuerdo.
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 puede sumar fácilmente, la materia bariónica también puede existir en forma altamente no luminosa, como los agujeros negros , los planetas y el gas interestelar altamente difuso . No obstante, todavía se puede hacer, utilizando una variedad de técnicas:
Antes de 2017, se descubrió que los bariones se distribuían en un 10% dentro de las galaxias, en un 50-60% en el medio circungaláctico y en un 30-40% sin contabilizar, lo que representaba aproximadamente el 70% de las predicciones teóricas. [4]
Los estudios de galaxias a gran escala realizados en la década de 2000 revelaron un déficit de bariones, lo que llevó a los teóricos a reexaminar sus modelos y predecir que el gas debe fluir entre las galaxias y los cúmulos de galaxias.
El modelo Lambda-CDM del Big Bang predice que la materia entre las galaxias del universo se distribuye en formaciones similares a redes con una baja densidad (1–10 partículas por metro cúbico) conocidas como el medio intergaláctico cálido-caliente (WHIM). Las simulaciones hidrodinámicas cosmológicas de la teoría predicen que una fracción de los bariones faltantes se encuentran en halos galácticos a temperaturas de 10 6 K [12] y el (WHIM) a temperaturas de 10 5 –10 7 K, con observaciones recientes que brindan un fuerte respaldo. [13] [14] El WHIM se compone de tres estados: [15]
La fase cálida del WHIM ya se había detectado anteriormente y compone alrededor del 15% del contenido de bariones. [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 la absorción de oxígeno altamente ionizado, como OVI y OVII. [18] [19] [20] [21]
El censo de bariones conocidos en el universo ascendía a alrededor del 60% del total de bariones hasta la resolución del problema del barión faltante. Esto se distingue de la composición de todo el universo, que incluye energía oscura y materia oscura, de la cual la materia bariónica compone solo el 5%. [19] Alrededor del 7% de los bariones existen 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 por absorción de rayos X suaves en 2012 para establecer el 15% del contenido total de bariones. [4] [22] El medio intracúmulo (ICM) representa alrededor del 4% del contenido total de bariones. Está compuesto principalmente de hidrógeno ionizado y es aproximadamente el 10% de la masa total de un cúmulo de galaxias; el resto es materia oscura. El medio circungaláctico (CGM) 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 en el universo. [14]
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.
El efecto térmico Sunyaev-Zel'dovich (tSZ) se produce cuando los fotones del Compton inverso del CMB se dispersan en el gas ionizado. Para detectar bariones, el gas ionizado del WHIM se dispersa por los fotones del CMB. El parámetro y cuantifica la intensidad del efecto tSZ y se define como:
donde es la constante de Boltzmann , es la sección eficaz de Thompson, es la densidad numérica electrónica , es la energía de la masa en reposo del electrón y es la temperatura. Encontrar el parámetro y y superponerlo con un mapa de filamentos cósmicos 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 a 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 asegurarse de 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 ser del WHIM. [24]
Las líneas de emisión Lyman-alfa (Lyα) se detectan a partir del hidrógeno ionizado en el filamento cósmico. Una fuente, como un cuásar , ioniza el hidrógeno en el filamento cósmico, dejando huecos detectables en las líneas de absorción. [25]
Oxígeno altamente ionizado como O +6 , O +7 y O +8 líneas de absorción en rayos X suaves a energías de 0,6–0,8 keV. La densidad de columna de estas líneas se puede derivar:
donde es la abundancia de un ion de oxígeno particular, es la constante de Hubble , es la densidad crítica . [9]
En general, el problema del barión faltante es un problema importante sin resolver en física. Varios científicos han propuesto explicaciones, pero ninguna ha sido aceptada como una solución adecuada al problema.
En 2017 se publicó una propuesta de 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 son 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 desde ellos. Estos aparecen como parches muy tenues en el CMB. Los parches son demasiado tenues para verlos directamente, pero cuando se superponen con la distribución de galaxias visibles, se vuelven detectables. La densidad de las hebras llega a aproximadamente el 30% de la densidad bariónica, que los grupos dijeron que era la cantidad exacta necesaria para resolver el problema. [13] [26] [23] [16] Incluso si se admitiera que son precisos, 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 está fuera de los halos de materia oscura , llenando el espacio entre las galaxias, y que esto explicaría los bariones faltantes que no se tuvieron en cuenta en el artículo de 2017. [27]
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 con un mayor nivel de significación. Los métodos utilizados incluyen rayos X suaves, absorción 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 cuásares apilados, lo que corresponde a WHIM en filamentos de sobredensidad alrededor de 5 a 9 veces la densidad cosmológica promedio en las épocas de los cuásares individuales. [12] En 2020, los astrofísicos informaron 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 explicación de WHIM para los bariones faltantes. [12] [25]
Disponible bajo CC BY 4.0.
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