Materia oscura

Concept in cosmology

Problema sin resolver en física :

¿Qué es la materia oscura? ¿Cómo se generó?

(más problemas sin resolver en física)

En astronomía , la materia oscura es una forma hipotética de materia que no interactúa con la luz ni con otras radiaciones electromagnéticas . La materia oscura está implícita en los efectos gravitacionales que no pueden explicarse mediante la relatividad general a menos que haya más materia presente de la que se puede observar. Tales efectos ocurren en el contexto de la formación y evolución de las galaxias , ^{[1] el efecto} de lente gravitacional , ^[2] la estructura actual del universo observable , la posición de la masa en las colisiones galácticas , ^[3] el movimiento de las galaxias dentro de los cúmulos de galaxias y las anisotropías del fondo cósmico de microondas .

En el modelo lambda-CDM estándar de cosmología , 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]}

No se sabe que la materia oscura interactúe con la materia bariónica ordinaria y la radiación , excepto a través de la gravedad, lo que dificulta su detección en el laboratorio. La explicación más común es que la materia oscura es alguna partícula subatómica aún no descubierta , como las partículas masivas de interacción débil (WIMP) o los axiones . ^[12] La otra posibilidad principal es que la materia oscura esté compuesta de agujeros negros primordiales . ^{[13] [14] [15]}

La materia oscura se clasifica como "fría", "tibia" o "caliente" según su velocidad (más precisamente, su longitud de flujo libre ). Los modelos recientes han favorecido un escenario de materia oscura fría , en el que las estructuras surgen por la acumulación gradual de partículas.

Aunque la comunidad astrofísica generalmente acepta la existencia de la materia oscura, ^[16] una minoría de astrofísicos, intrigados por observaciones específicas que no se explican bien con la materia oscura ordinaria, abogan por varias modificaciones de las leyes estándar de la relatividad general. Estas incluyen la dinámica newtoniana modificada , la gravedad tensorial-vectorial-escalar o la gravedad entrópica . Hasta ahora, ninguna de las teorías de gravedad modificada propuestas puede describir cada pieza de evidencia observacional al mismo tiempo, lo que sugiere que incluso si la gravedad tiene que ser modificada, todavía se requerirá alguna forma de materia oscura. ^[17]

Historia

Historia temprana

La hipótesis de la materia oscura tiene una historia elaborada. ^{[18] [19]} En los apéndices del libro Baltimore conferences on molecular dynamics and the wave theory of light, cuyo texto principal se basaba en una serie de conferencias impartidas en 1884, ^[18] Lord Kelvin analizó el número potencial de estrellas alrededor del Sol a partir de la dispersión de velocidad observada de las estrellas cercanas al Sol, suponiendo que el Sol tenía entre 20 y 100 millones de años. Planteó qué sucedería si hubiera mil millones de estrellas a 1 kiloparsec del Sol (distancia a la que su paralaje sería de 1 milisegundo de arco ). Lord Kelvin concluyó:

Muchas de nuestras supuestas miles de millones de estrellas, quizá una gran mayoría de ellas, pueden ser cuerpos oscuros. ^{[20] [21]}

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. ^{[22] [21]} Él, incorrectamente, descubrió que la cantidad de materia oscura tendría que ser menor que la de materia visible. ^{[23] [18]}

El segundo en sugerir la existencia de materia oscura usando velocidades estelares fue el astrónomo holandés Jacobus Kapteyn en 1922. ^{[24] [25]} Una publicación de 1930 señala al sueco Knut Lundmark como el primero en darse cuenta de que el universo debe contener mucha más masa de la que se puede observar. ^[26] El holandés y pionero de la radioastronomía Jan Oort también planteó la hipótesis de la existencia de materia oscura en 1932. ^{[25] [27] [28]} Oort estaba estudiando los movimientos estelares en el vecindario galáctico local y encontró que la masa en el plano galáctico debe ser mayor que lo observado, pero más tarde se determinó que esta medida era errónea. ^[29]

En 1933, el astrofísico suizo Fritz Zwicky , que estudió los cúmulos de galaxias mientras trabajaba en el Instituto de Tecnología de California , hizo una inferencia similar. ^{[30] [31]} Zwicky aplicó el teorema virial al cúmulo de Coma y obtuvo evidencia de masa invisible que llamó dunkle Materie ('materia oscura'). Zwicky estimó su masa basándose en los movimientos de las galaxias cerca de su borde y la comparó con una estimación basada en su brillo y número de galaxias. Estimó que el cúmulo tenía alrededor de 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 estar 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 al cúmulo. ^[32] Las estimaciones de Zwicky estaban equivocadas en más de un orden de magnitud, principalmente debido a un valor obsoleto de la constante de Hubble ; ^[33] El mismo cálculo actual muestra una fracción menor, utilizando valores mayores para la masa luminosa. No obstante, Zwicky concluyó correctamente a partir de su cálculo que la mayor parte de la materia era oscura. ^[21]

Otras indicaciones de anomalías en la relación masa-luz provinieron de mediciones de curvas de rotación de galaxias . En 1939, Horace W. Babcock informó la curva de rotación de la nebulosa de Andrómeda (conocida ahora como la Galaxia de Andrómeda), que sugería que la relación masa-luminosidad aumenta radialmente. ^[34] Lo atribuyó a la absorción de luz dentro de la galaxia o a la dinámica modificada en las partes externas de la espiral y no a la materia faltante que había descubierto. Después del informe de Babcock de 1939 de 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. [ ^35]

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 un medio para crear la atracción gravitatoria necesaria para mantener las estrellas en sus órbitas. ^[36]

Década de 1970

La hipótesis de la materia oscura se arraigó en gran medida en la década de 1970. Se sintetizaron varias observaciones diferentes para argumentar que las galaxias deberían estar rodeadas de halos de materia invisible. En dos artículos que aparecieron en 1974, esta conclusión fue extraída en tándem por grupos independientes: en Princeton, Nueva Jersey, EE. UU., por Jeremiah Ostriker , Jim Peebles y Amos Yahil, y en Tartu, Estonia, por Jaan Einasto , Enn Saar y Ants Kaasik. ^[37]

Una de las observaciones que sirvieron como evidencia de la existencia de halos galácticos de materia oscura fue la forma de las curvas de rotación de las galaxias . Estas observaciones se realizaron en astronomía óptica y radioastronómica. En astronomía óptica, Vera Rubin y Kent Ford trabajaron con un nuevo espectrógrafo para medir la curva de velocidad de las galaxias espirales de canto con mayor precisión. ^{[38] [39] [40]} Al mismo tiempo, los radioastrónomos estaban haciendo uso de nuevos radiotelescopios para mapear la línea de 21 cm de hidrógeno atómico en galaxias cercanas. La distribución radial del hidrógeno atómico interestelar ( H I ) a menudo se extiende a distancias galácticas mucho mayores que las que se pueden observar como luz estelar colectiva, expandiendo las distancias muestreadas para las curvas de rotación -y por lo tanto de la distribución de masa total- a un nuevo régimen dinámico. Los primeros mapas de Andrómeda realizados con el telescopio de 300 pies de Green Bank ^[41] y la antena parabólica de 250 pies de Jodrell Bank ^[42] ya mostraban que la curva de rotación de H ^I no seguía el esperado declive kepleriano. A medida que se disponía de receptores más sensibles, Roberts y Whitehurst (1975) ^[43] pudieron seguir la velocidad de rotación de Andrómeda hasta los 30 kpc, mucho más allá de las mediciones ópticas. Para ilustrar la ventaja de seguir el disco de gas en radios grandes, la Figura 16 ^[43] de ese artículo combina los datos ópticos ^[40] (el grupo de puntos en radios de menos de 15 kpc con un único punto más alejado) con los datos de H ^I entre 20 y 30 kpc, lo que muestra la planitud de la curva de rotación de la galaxia exterior; la curva sólida que alcanza su pico en el centro es la densidad de la superficie óptica, mientras que la otra curva muestra la masa acumulada, que sigue aumentando linealmente en la medición más externa. Paralelamente, se estaba desarrollando el uso de matrices interferométricas para la espectroscopia HI extragaláctica. Rogstad y ^Shostak ( 1972) ^[44] publicaron curvas de rotación HI ^de cinco espirales mapeadas con el interferómetro Owens Valley; las curvas de rotación de las cinco eran muy planas, lo que sugiere valores muy grandes de la relación masa-luz en las partes externas de sus  discos HI extendidos. ^{[ 44]} En 1978, Albert Bosma mostró más evidencia de curvas de rotación planas utilizando datos del Westerbork Synthesis Radio Telescope . ^[45]

A finales de la década de 1970, la existencia de halos de materia oscura alrededor de las galaxias fue ampliamente reconocida como real y se convirtió en un importante problema sin resolver en la astronomía. ^[37]

Década de 1980-1990

Una serie de observaciones en los años 1980-90 apoyaron la presencia de materia oscura; notable, para Spirals, la investigación de 967 objetos por Persic, Salucci y Stel. ^[46] La evidencia de materia oscura también incluía el efecto de lente gravitacional de los objetos de fondo por los cúmulos de galaxias , ^{[47] : 14–16} 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 de un tipo de partícula subatómica aún no caracterizada . ^{[48] [49]} La búsqueda de esta partícula, por una variedad de medios, es uno de los principales esfuerzos en física de partículas . ^[50]

Definición técnica

En los cálculos cosmológicos estándar, "materia" significa cualquier constituyente 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 ). ^{[51] Los diferentes factores de escala para la materia y la radiación son una consecuencia del} corrimiento al rojo de la radiación : por ejemplo, después de duplicar gradualmente el diámetro del Universo observable a través de la expansión cósmica de la Relatividad General, la escala, a , se ha duplicado. La energía de la radiación de fondo de microondas cósmica se ha reducido a la mitad (porque la longitud de onda de cada fotón se ha duplicado); ^[52] la energía de las partículas ultrarrelativistas, como los neutrinos del modelo estándar de la era temprana, se reduce a la mitad de manera similar. ^[b] La constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio, tiene una densidad de energía constante independientemente del volumen considerado. ^[51]

En principio, "materia oscura" significa 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 usa a menudo para referirse únicamente al componente no bariónico de la materia oscura, es decir, excluyendo los " bariones faltantes ". ^[53] El contexto generalmente indicará qué significado se pretende dar.

Evidencia observacional

Curvas de rotación de galaxias

Animación de galaxias con discos giratorios. 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 uno va del centro a las afueras. Si la masa luminosa fuera toda la materia, entonces podríamos modelar la galaxia como una masa puntual en el centro y probar masas orbitando alrededor de ella, de manera similar al Sistema Solar . ^[c] A partir de la Tercera Ley de Kepler , se espera que las velocidades de rotación disminuyan con la distancia desde el centro, de manera similar al Sistema Solar. Esto no se observa. ^[54] En cambio, la curva de rotación de la galaxia permanece plana o incluso aumenta a medida que aumenta la distancia desde el centro.

Si las leyes de Kepler son correctas, la manera 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 velocidad medida, se puede utilizar para medir la distribución de masa en un sistema ligado, como las galaxias elípticas o los cúmulos globulares. Con algunas excepciones, las estimaciones de dispersión de velocidad de las galaxias elípticas ^[55] no coinciden con la dispersión de velocidad predicha a partir de la distribución de masa observada, incluso suponiendo distribuciones complicadas de órbitas estelares. ^[56]

Al igual que con las curvas de rotación de 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
• A partir de los rayos X emitidos por el gas caliente de los cúmulos. A partir del espectro de energía de los rayos X y del flujo, se puede estimar la temperatura y la densidad del gas, lo que da como resultado la presión; suponiendo que la presión y la gravedad están en equilibrio, se determina el perfil de masa del cúmulo.
• La lente gravitacional (generalmente de galaxias más distantes) puede medir las masas de los cúmulos sin depender de observaciones de la dinámica (por ejemplo, la velocidad).

En general, estos tres métodos coinciden razonablemente en que la materia oscura supera a la materia visible en aproximadamente 5 a 1. ^[57]

Efecto de lente gravitacional

Una de las consecuencias de la relatividad general es la lente gravitacional . La lente gravitacional ocurre cuando los objetos masivos entre una fuente de luz y el observador actúan como una lente para desviar la luz de esta fuente. El efecto de lente no depende de las propiedades de la masa; solo requiere que haya una masa. Cuanto más masivo sea un objeto, más efecto de lente se observa. Un ejemplo es un cúmulo de galaxias que se encuentra entre una fuente más distante, como un cuásar , y un observador. En este caso, el cúmulo de galaxias ejercerá un efecto de lente sobre el cuásar.

El efecto de 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. ^[58] Al medir la geometría de la distorsión, se puede obtener la masa del cúmulo intermedio. En el régimen débil , el efecto de lente no distorsiona las galaxias de fondo en arcos, sino que causa distorsiones diminutas. Al examinar la deformación de corte aparente de las galaxias de fondo adyacentes, se puede caracterizar la distribución media de la materia oscura. Las relaciones masa-luz medidas corresponden a las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de estructura a gran escala. ^{[59] [60]}

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 a través de 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 gravitatorio (principalmente a gran escala) y por sus efectos sobre la densidad y velocidad de la materia ordinaria. Por lo tanto, las perturbaciones de la materia ordinaria y la materia oscura evolucionan de manera diferente con el tiempo y dejan huellas diferentes en el CMB.

El CMB 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 un espaciamiento casi igual pero a diferentes alturas. Las ubicaciones de estos picos dependen de parámetros cosmológicos. Por lo tanto, la adaptación de la teoría a los datos restringe los parámetros cosmológicos. ^[61]

La anisotropía del CMB fue descubierta por primera vez por COBE en 1992, aunque tenía una resolución demasiado burda para detectar los picos acústicos. Después del descubrimiento del primer pico acústico por el experimento BOOMERanG en globo en 2000, el espectro de potencia fue observado con precisión por WMAP en 2003-2012, y con mayor precisión aún por la nave espacial Planck en 2013-2015. Los resultados respaldan el modelo Lambda-CDM. ^{[62] [63]}

El espectro de potencia angular del CMB observado proporciona evidencia poderosa en apoyo de la materia oscura, ya que su estructura precisa se ajusta bien al modelo lambda-CDM , ^[63] pero es difícil de reproducir con cualquier modelo competidor como la dinámica newtoniana modificada (MOND). ^{[63] [64]}

Formación de la estructura

Mapa de materia oscura para una zona del cielo basado en el análisis de lentes gravitacionales de un estudio de Kilo-Degree ^[65]

La formación de la estructura 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 la estructura, las soluciones de Friedmann a la relatividad general describen un universo homogéneo. Más tarde, 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 es el elemento dominante del universo en épocas muy tempranas. Como resultado, sus perturbaciones de densidad se eliminan y no pueden condensarse en la estructura. ^[66] 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 vemos actualmente.

La materia oscura ofrece 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 gravitatorio resultante actúa como un pozo de potencial atractivo para la materia ordinaria que colapsa más tarde, acelerando el proceso de formación de la estructura. ^{[66] [67]}

racimo de balas

El cúmulo Bullet es el resultado de una colisión reciente de dos cúmulos de galaxias. Es de particular interés porque la ubicación del centro de masas , medida por el efecto de lente gravitacional, es diferente de la ubicación del centro de masas de la materia visible. Esto es difícil de explicar para las teorías de gravedad modificadas, que generalmente predicen el efecto de lente alrededor de la materia visible. ^{[68] [69] [70] [71]} Sin embargo, la teoría estándar de la materia oscura no plantea ningún problema: el gas caliente y visible en cada cúmulo se enfriaría y desaceleraría por interacciones electromagnéticas, mientras que la materia oscura (que no interactúa electromagnéticamente) no lo haría. Esto lleva a que la materia oscura se separe del gas visible, produciendo el pico de efecto de lente separado que se observa. ^[72]

Mediciones de distancia de supernovas de tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia se pueden utilizar como velas estándar para medir distancias extragalácticas, que a su vez se pueden utilizar para medir la velocidad a la que se ha expandido el universo en el pasado. ^[73] Los datos indican que el universo se está expandiendo a un ritmo acelerado, cuya causa suele atribuirse a la energía oscura . ^[74] Dado que las observaciones indican que el universo es casi plano, ^{[75] [76] [77]} se espera que la densidad total de energía de todo lo que hay 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 (véase la sección de definición técnica anterior): materia oscura. ^[78]

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 surgen en el modelo Lambda-CDM debido a las oscilaciones acústicas en el fluido fotón-barión del universo temprano y se pueden observar en el espectro de potencia angular del fondo cósmico de microondas. Las BAO establecen una escala de longitud preferida para los bariones. A medida que la materia oscura y los bariones se agrupan 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 que están separados por 147 Mpc, en comparación con aquellos separados por 130-160 Mpc. Esta característica fue predicha teóricamente en la década de 1990 y luego descubierta en 2005, en dos grandes estudios de corrimiento al rojo de galaxias, el Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey . ^[79] La combinación de las observaciones del CMB con las mediciones de BAO de los estudios de corrimiento al rojo de las galaxias proporciona una estimación precisa de la constante de Hubble y la densidad media de materia en el Universo. ^[80] Los resultados respaldan el modelo Lambda-CDM.

Distorsiones del espacio de corrimiento al rojo

Los estudios de corrimiento al rojo de grandes galaxias pueden utilizarse para hacer un mapa tridimensional de la distribución de las 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 denominada velocidad peculiar de la galaxia además del término dominante de expansión de Hubble. En promedio, los supercúmulos se están expandiendo más lentamente que la media cósmica debido a su gravedad, mientras que los vacíos se están expandiendo 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 tienen corrimientos al rojo ligeramente superiores a lo que implicaría su distancia, mientras que las galaxias detrás del supercúmulo tienen corrimientos al rojo ligeramente inferiores a 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 en particular ya que no se conoce la forma verdadera, pero se puede medir haciendo un promedio sobre muchas estructuras. Fue predicho cuantitativamente por Nick Kaiser en 1987, y medido decisivamente por primera vez en 2001 por el 2dF Galaxy Redshift Survey . ^[81] Los resultados concuerdan con el modelo lambda-CDM .

Bosque de Lyman-Alpha

En espectroscopia astronómica , el bosque 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 cuásares distantes . Las observaciones del bosque Lyman-alfa también pueden limitar los modelos cosmológicos. ^[82] Estas limitaciones coinciden con las obtenidas a partir de los datos de WMAP.

Clasificaciones teóricas

Composición

Diferentes candidatos a materia oscura en función de su masa en unidades de electronvoltio (eV)

Se desconoce la identidad de la materia oscura, pero existen muchas hipótesis sobre en qué podría consistir la materia oscura, como se indica en la siguiente tabla.

Las observaciones de galaxias enanas realizadas mediante Fermi-LAT proporcionan nuevos conocimientos sobre la materia oscura.

Materia bariónica

La materia oscura puede referirse a cualquier sustancia que interactúa predominantemente a través de la gravedad con la materia visible (por ejemplo, estrellas y planetas). Por lo tanto, en principio no necesita estar compuesta de un nuevo tipo de partícula fundamental, sino que podría, al menos en parte, estar compuesta de 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. ^{[18] [96]} 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 ; algunos científicos inicialmente esperaban que los MACHO bariónicos pudieran explicar toda la materia oscura. ^{[47] : 286  [97]}

Sin embargo, múltiples líneas de evidencia sugieren que la mayoría de la materia oscura no es bariónica:

• Sería visible una cantidad suficiente de gas o polvo bariónico difuso cuando estuviera retroiluminado por las estrellas.
• La teoría de la nucleosíntesis del Big Bang predice la abundancia observada de los elementos químicos . Si hay más bariones, entonces también debería haber más helio, litio y elementos más pesados ​​sintetizados durante el Big Bang. ^{[98] [99]} La concordancia con las abundancias observadas requiere que la materia bariónica represente entre el 4 y el 5 % de la densidad crítica del universo . En contraste, la estructura a gran escala y otras observaciones indican que la densidad total de materia es aproximadamente el 30 % de la densidad crítica. ^[78]
• Las búsquedas astronómicas de microlente gravitacional en la Vía Láctea han descubierto que, como máximo, solo una pequeña fracción de la materia oscura puede estar en objetos convencionales, compactos y oscuros (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. ^{[100] [101] [102] [103] [104] [105]}
• Análisis detallado de las pequeñas irregularidades (anisotropías) en el fondo cósmico de microondas . ^[106] Las observaciones de WMAP y Planck indican que alrededor de cinco sextos de la materia total está en una forma que interactúa significativamente con la materia ordinaria o los fotones solo a través de efectos gravitacionales.

Materia no bariónica

Hay dos candidatos principales para la materia oscura no bariónica: partículas hipotéticas como los axiones , los neutrinos estériles ^, las partículas masivas de interacción débil (WIMP), las partículas supersimétricas , la materia oscura atómica ^[86] o los geones ^{[108] [109]} y los agujeros negros primordiales. Una vez que un agujero negro ingiere cualquiera de los dos tipos de materia, bariónica o no, la distinción se pierde ^{[110] .}

A diferencia de la materia bariónica, las partículas no bariónicas no contribuyen a la formación de los elementos en el universo primitivo ( nucleosíntesis del Big Bang ) ^[48] y, por lo tanto, su presencia se revela solo a través de sus efectos gravitacionales o de lente débil . Además, si las partículas que la componen son supersimétricas, pueden sufrir interacciones de aniquilación consigo mismas, lo que posiblemente dé como resultado subproductos observables como rayos gamma y neutrinos (detección indirecta). ^[107]

En 2015, la idea de que la materia oscura densa estaba compuesta por agujeros negros primordiales volvió a cobrar protagonismo ^[111] tras los resultados de las mediciones de ondas gravitacionales que detectaron la fusión de agujeros negros de masa intermedia. No se prevé que los agujeros negros con unas 30 masas solares se formen ni por colapso estelar (normalmente menos de 15 masas solares) ni por la 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 unas mil supernovas no detectó eventos de lente gravitacional, cuando se esperarían unos ocho si los agujeros negros primordiales de masa intermedia por encima de un cierto rango de masas representaran más del 60% de la materia oscura. ^[112] Sin embargo, ese estudio asumió una distribución monocromática para representar el rango de masas de LIGO/Virgo, lo cual no es aplicable a la distribución de masas ampliamente platicúrtica sugerida por observaciones posteriores del Telescopio Espacial James Webb . ^{[113] [89]}

La posibilidad de que los agujeros negros primordiales del tamaño de un átomo expliquen 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 agujeros negros diminutos 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 agujeros negros primordiales diminutos no están lo suficientemente extendidos como para explicar la materia oscura. ^[114] No obstante, la investigación y las teorías que proponen que la materia oscura densa explica la materia oscura continúan a partir de 2018, incluidos los enfoques para el enfriamiento de la materia oscura, ^{[115] [116]} 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. ^[117]

Sin embargo, todavía existe un rango de masa en gran medida sin restricciones, más pequeño que el que se puede limitar mediante observaciones de microlente óptica, donde los agujeros negros primordiales pueden explicar toda la materia oscura. ^{[118] [119]}

Duración de la transmisión gratuita

La materia oscura se puede dividir en categorías fría , tibia y caliente . ^[120] Estas categorías se refieren a la velocidad en lugar de a una temperatura real, indicando 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 flujo libre (FSL). Las fluctuaciones de densidad primordial menores a esta longitud se eliminan a medida que las partículas se extienden de regiones sobredensas a regiones subdensas, mientras que las fluctuaciones mayores 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 a una galaxia enana ): las partículas de materia oscura se clasifican como frías, cálidas o calientes según su FSL; mucho más pequeñas (frías), similares a (cálidas) o mucho más grandes (calientes) que una protogalaxia. ^{[121] [122] [123]} También son posibles mezclas de lo anterior: una teoría de materia oscura mixta fue popular a mediados de la década de 1990, pero fue rechazada tras el descubrimiento de la energía oscura . ^{[ cita requerida ]}

La materia oscura fría conduce a una formación de estructura de abajo hacia arriba, con galaxias formándose primero y cúmulos de galaxias en una etapa posterior, mientras que la materia oscura caliente daría lugar a un escenario de formación de arriba hacia abajo, con grandes agregaciones de materia formándose temprano, fragmentándose luego en galaxias separadas; ^{[ aclaración necesaria ]} esto último queda excluido por las observaciones de galaxias de alto corrimiento al rojo. ^[50]

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 et al. escribió en 1985: ^[124]

Las partículas candidatas pueden agruparse en tres categorías en función de su efecto sobre el espectro de fluctuación (Bond et al. 1983). Si la materia oscura está compuesta de abundantes partículas ligeras que permanecen relativistas hasta poco antes de la recombinación, entonces puede denominarse "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. Tales partículas se denominan "materia oscura caliente", porque tienen velocidades térmicas inferiores a las de los neutrinos masivos... en la actualidad 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 pronto, y por lo tanto fue capaz de difundirse a una distancia insignificante, se denomina materia oscura "fría" (CDM). Hay muchos candidatos para CDM, incluidas las partículas supersimétricas.

— Davis, Efstathiou, Frenk y White (1985) ^[124]

Definiciones alternativas

Otra línea divisoria aproximada es que la materia oscura cálida se volvió no relativista cuando el universo tenía aproximadamente 1 año y 1 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 Kelvins. La cosmología física estándar da el tamaño del horizonte de partículas como (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 a 2 millones de años luz hoy (sin formación de estructura). La 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, la FSL correspondería a 10 millones de años luz (o 3 megaparsecs ) hoy, alrededor del tamaño que contiene una galaxia grande promedio. ${\displaystyle 2ct}$

La temperatura de 2,7 millones  de Kelvin de los fotones da una energía fotónica típica de 250  electronvoltios , lo que establece una escala de masas típica para la materia oscura cálida: partículas mucho más masivas que esto, como las WIMP con masas de GeV-TeV, se volverían no relativistas mucho antes de un año después del Big Bang y, por lo tanto, tendrían FSL mucho más pequeñas que una protogalaxia, lo que las haría frías. Por el contrario, partículas mucho más ligeras, como los neutrinos con masas de solo unos pocos electronvoltios, 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 simple para la mayoría de las observaciones cosmológicas. Se trata de materia oscura compuesta por componentes con una FSL mucho más pequeña que una protogalaxia. Este es el foco de la investigación sobre 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 pronto.

Se desconocen los componentes de la materia oscura fría. Las posibilidades van desde objetos grandes como MACHO (como agujeros negros ^[125] y estrellas Preon ^[126] ) 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 pasaban a través de la Tierra, pero muchos investigadores siguen siendo escépticos, ya que los resultados negativos de experimentos similares parecen incompatibles con los resultados de DAMA.

Muchos modelos supersimétricos ofrecen candidatos a materia oscura en forma de la Partícula Supersimétrica Más Ligera (LSP) WIMPy. ^[127] Por otra parte, los neutrinos estériles pesados ​​existen en extensiones no supersimétricas del modelo estándar que explican la pequeña masa del neutrino a través del mecanismo de balancín .

Materia oscura cálida

La materia oscura cálida comprende partículas con una 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 candidatos a partículas con la masa requerida ≈ 300 eV a 3000 eV. ^{[ cita requerida ]}

No existe ninguna partícula conocida que pueda clasificarse como materia oscura cálida. Un candidato postulado es el neutrino estéril : una forma más pesada y lenta de neutrino que no interactúa a través de la fuerza débil , a diferencia de otros neutrinos. Algunas teorías de la gravedad modificadas, como la gravedad escalar-tensor-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 se considera una de esas partículas. Fueron descubiertas de forma independiente, mucho antes de la búsqueda de la materia oscura: fueron postuladas en 1930 y detectadas en 1956. La masa de los neutrinos es inferior a 10 ⁻⁶ la de un electrón . Los neutrinos interactúan con la materia normal solo a través de la gravedad y la fuerza débil , lo que los hace difíciles de detectar (la fuerza débil solo funciona en una pequeña distancia, por lo que un neutrino desencadena un evento de fuerza débil solo si golpea un núcleo de frente). Esto los convierte en " partículas delgadas que interactúan débilmente " ( WIPS , por sus siglas en inglés), a diferencia de las WIMP.

Los tres tipos conocidos de neutrinos son el electrón , el muón y el tau . Los neutrinos oscilan entre los tipos a medida que se mueven. Es difícil determinar un límite superior exacto para la masa media colectiva de los tres neutrinos. Por ejemplo, si la masa media de los neutrinos fuera superior a 50  eV /c ² (menos de 10 ⁻⁵ de la masa de un electrón), el universo colapsaría. ^[128] Los datos del CMB y otros métodos indican que su masa media probablemente no supere los 0,3 eV/c ² . Por tanto, los neutrinos observados no pueden explicar la materia oscura. ^[129]

Como las fluctuaciones de densidad del tamaño de las galaxias se eliminan con la corriente libre, la materia oscura caliente implica que los primeros objetos que pueden formarse son enormes panqueques del tamaño de un supercúmulo , que luego se fragmentan en galaxias. Las observaciones de campo profundo muestran, en cambio, que primero se formaron las galaxias, seguidas de los cúmulos y supercúmulos a medida que las galaxias se agrupan.

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 puede, ^{[e] [130] [131] [132]} debido a dos factores:

Carece de un medio eficiente para perder energía ^[130]

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 al caer "hacia adentro" bajo la gravedad, y no puede perderla de ninguna otra manera, se calentará y aumentará la velocidad y el momento . La materia oscura parece carecer de un medio 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 una partícula de este tipo no permanecería ligada al objeto que se está formando gradualmente: a medida que el objeto comience a formarse y compactarse, las partículas de materia oscura dentro de él se acelerarán y tenderán a escapar.

Carece de una diversidad de interacciones necesarias para formar estructuras ^[132]

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 a través de la interacción fuerte y luego formar átomos con electrones en gran parte a través de la interacción electromagnética . No hay evidencia de que la materia oscura sea capaz de una variedad tan amplia de interacciones, ya que parece interactuar solo 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 solo una especulación).

Sin embargo, existen teorías de materia oscura atómica similares a la materia normal que superan estos problemas. ^[86]

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 pasar por cada centímetro cuadrado de la Tierra cada segundo. ^{[133] [134]} Muchos experimentos tienen como objetivo probar esta hipótesis. Aunque las WIMP han sido los principales candidatos de búsqueda, ^[50] los axiones han atraído una renovada atención, con el Experimento de Materia Oscura de Axiones (ADMX) buscando axiones y muchos más planeados para el futuro. ^[135] 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 detección indirecta, que busca los productos de las aniquilaciones o desintegraciones de partículas de materia oscura. ^[107]

Detección directa

Los experimentos de detección directa tienen como objetivo observar retrocesos de baja energía (normalmente unos pocos keV ) de los núcleos inducidos por interacciones con partículas de materia oscura, que (en teoría) pasan a través de la Tierra. Después de dicho retroceso, el núcleo emitirá energía en forma de luz de centelleo o fonones a medida que pasan a través de aparatos de detección sensibles. Para hacerlo de manera efectiva, es crucial mantener un fondo extremadamente bajo, que es la razón por la que estos experimentos suelen operar a gran profundidad, donde se minimiza la interferencia de los rayos cósmicos . Entre los ejemplos de laboratorios subterráneos con experimentos de detección directa se incluyen la mina Stawell , la mina Soudan , el laboratorio subterráneo SNOLAB en Sudbury , el Laboratorio Nacional Gran Sasso , el Laboratorio Subterráneo de Canfranc , el Laboratorio Subterráneo de Boulby , el Laboratorio de Ciencia e Ingeniería Subterráneas Profundas y el Laboratorio Subterráneo China Jinping .

Estos experimentos utilizan principalmente tecnologías de detectores criogénicos o de líquidos nobles. Los detectores criogénicos que operan a temperaturas inferiores a 100 mK detectan el calor producido cuando una partícula golpea un átomo en un absorbente de cristal como el germanio . Los detectores de líquidos nobles detectan la centelleo producida por una colisión de partículas en xenón líquido o argón . Los experimentos de detectores criogénicos incluyen proyectos como CDMS , CRESST , EDELWEISS y EURECA , mientras que los experimentos de 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 partículas de fondo (que dispersan predominantemente electrones) de partículas de materia oscura (que dispersan núcleos). Otros experimentos incluyen SIMPLE y PICASSO , que utilizan métodos alternativos en sus intentos de detectar materia oscura.

Hasta el momento no se ha demostrado con certeza que se haya detectado materia oscura a partir de un experimento de detección directa, lo que ha dado lugar a límites superiores estrictos para la masa y la sección eficaz de interacción con nucleones de dichas partículas de materia oscura. ^[136] Las colaboraciones experimentales DAMA/NaI y DAMA/LIBRA , más recientes, han detectado una modulación anual en la tasa de eventos en sus detectores, ^{[137] [138]} que, según afirman, se debe a la materia oscura. Esto es el resultado 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 ha sido confirmada hasta el momento y contradice los resultados negativos de otros experimentos como LUX, SuperCDMS ^[139] y XENON100. ^[140]

Un caso especial de experimentos de detección directa cubre aquellos con sensibilidad direccional. Esta es una estrategia de búsqueda basada en el movimiento del Sistema Solar alrededor del Centro Galáctico . ^{[141] [142] [143] [144] Una} cámara de proyección de tiempo de baja presión permite acceder a información sobre trayectorias de retroceso y restringir la cinemática del núcleo de WIMP. Los WIMP que vienen de la dirección en la que viaja el Sol (aproximadamente hacia Cygnus ) pueden luego separarse del fondo, que debería ser isotrópico. Los experimentos de materia oscura direccional 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 sobre cómo se comporta la materia oscura en cúmulos de galaxias cuando estos colisionan. ^[145]

Vídeo sobre la posible detección mediante rayos gamma de la aniquilación de materia oscura alrededor de agujeros negros supermasivos . (Duración 0:03:13, ver también la descripción del archivo.)

Los experimentos de detección indirecta buscan los 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 partícula-antipartícula del Modelo Estándar. ^[146] Alternativamente, si una partícula de materia oscura es inestable, podría desintegrarse en partículas del Modelo Estándar (u otras). Estos procesos podrían detectarse indirectamente a través de un exceso de rayos gamma, antiprotones o positrones que emanan de regiones de alta densidad en nuestra galaxia u otras. ^[147] Una dificultad importante inherente a tales búsquedas es que varias fuentes astrofísicas pueden imitar la señal esperada de la materia oscura, por lo que es probable que se requieran múltiples señales para un descubrimiento concluyente. ^{[50] [107]}

Algunas de las partículas de materia oscura que pasan a través del Sol o la Tierra pueden dispersarse en los átomos y perder energía. Por lo tanto, la materia oscura puede acumularse en el centro de estos cuerpos, aumentando la posibilidad de colisión/aniquilación. Esto podría producir una señal distintiva en forma de neutrinos de alta energía . ^[148] Tal señal sería una prueba indirecta sólida de la materia oscura WIMP. ^[50] Los telescopios de neutrinos de alta energía como AMANDA , IceCube y ANTARES están buscando esta señal. ^{[47] : 298} 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 está en forma de agujeros negros primordiales . ^{[149] [150] [151]}

Se han realizado muchas búsquedas experimentales para buscar dicha emisión a partir de la aniquilación o desintegración de la materia oscura, de las que se presentan ejemplos a continuación.

El Telescopio Experimental de Rayos Gamma Energéticos observó más rayos gamma en 2008 de lo esperado desde la Vía Láctea , pero los científicos concluyeron que esto probablemente se debió a una estimación incorrecta de la sensibilidad del telescopio. ^[152]

El Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi está buscando rayos gamma similares. ^[153] En 2009, se encontró en los datos de Fermi un excedente aún inexplicable de rayos gamma provenientes 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. ^[154] En abril de 2012, un análisis de datos previamente disponibles del instrumento del Telescopio de Área Grande de Fermi produjo evidencia estadística de una señal de 130 GeV en la radiación gamma proveniente del centro de la Vía Láctea. ^[155] La aniquilación de WIMP fue vista como la explicación más probable. ^[156]

A energías más altas, los telescopios de rayos gamma terrestres han establecido límites a la aniquilación de materia oscura en galaxias esferoidales enanas ^[157] y en cúmulos de galaxias. ^[158]

El experimento PAMELA (lanzado en 2006) detectó positrones en exceso , que podrían provenir de la aniquilación de materia oscura o de púlsares . No se observó ningún exceso de antiprotones . ^[159]

En 2013, los resultados del Espectrómetro Magnético Alfa de la Estación Espacial Internacional indicaron un exceso de rayos cósmicos de alta energía que podrían deberse a la aniquilación de materia oscura. ^{[160] [161] [162] [163] [164] [165]}

El colisionador busca materia oscura

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 ser capaces de detectar partículas de materia oscura producidas en 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 ser detectada indirectamente como (grandes cantidades de) energía y momento faltantes que escapan a los detectores, siempre que se detecten otros productos de colisión (no insignificantes). ^[166] También existen restricciones sobre la materia oscura a partir del experimento LEP que utiliza un principio similar, pero que investiga la interacción de partículas de materia oscura con electrones en lugar de quarks. ^[167] Cualquier descubrimiento de las búsquedas en el colisionador debe ser corroborado por descubrimientos en los sectores de detección indirecta o directa 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 que apuntan a explicar los mismos fenómenos observacionales sin introducir un nuevo tipo desconocido de materia. La teoría que sustenta la mayoría de las evidencias observacionales de la materia oscura, la relatividad general, está bien probada a escalas del sistema solar, pero su validez a escalas galácticas o cosmológicas no ha sido bien probada. ^[168] Una modificación adecuada de la relatividad general puede, en principio, eliminar la necesidad de la materia oscura. Las teorías más conocidas de esta clase son MOND y su generalización relativista de gravedad tensorial-vectorial-escalar (TeVeS), ^[169] gravedad f(R) , ^[170] masa negativa , fluido oscuro , ^{[171] [172] [173]} y gravedad entrópica . ^[174] Abundan las teorías alternativas . ^{[175] [176]}

Los agujeros negros primordiales se consideran candidatos a componentes de la materia oscura. ^{[94] [92] [177] [178]} Las primeras restricciones sobre los agujeros negros primordiales como materia oscura generalmente asumían que la mayoría de los agujeros negros tendrían una masa similar o idéntica ("monocromática"), lo que fue refutado por los resultados de LIGO/Virgo. ^{[90] [91] [93]} En 2024, una revisión de Bernard Carr y colegas concluyó que los agujeros negros primordiales que se formaron en la época de la cromodinámica cuántica antes de 10 ^–5 segundos después del Big Bang pueden explicar la mayoría de las observaciones atribuidas a la materia oscura. Tal formación de agujeros negros daría como resultado una distribución de masa extendida en la actualidad, "con una serie de protuberancias distintas, la más prominente alrededor de una masa solar". ^[13]

Un problema con las hipótesis alternativas es que la evidencia observacional de la materia oscura proviene de muchos enfoques independientes (ver la sección "evidencia observacional" más arriba). Es posible explicar cualquier observación individual, pero explicar todas ellas en ausencia de materia oscura es muy difícil. No obstante, ha habido algunos éxitos dispersos para las hipótesis alternativas, como una prueba de 2016 de lente gravitacional en gravedad entrópica ^{[179] [180] [181]} y una medición de 2020 de un efecto MOND único. ^{[182] [183]}

La opinión predominante entre la mayoría de los astrofísicos es que, si bien las modificaciones a la relatividad general pueden explicar parte de la evidencia observacional, probablemente haya suficientes datos para concluir que debe haber alguna forma de materia oscura presente en el universo. ^[17]

En la cultura popular

La materia oscura aparece regularmente como tema en publicaciones periódicas híbridas que cubren tanto temas científicos factuales como ciencia ficción, ^[184] y se ha hecho referencia a la materia oscura en sí misma como "materia de ciencia ficción". ^[185]

En las obras de ficción se hace mención de la materia oscura, en cuyo caso se le atribuyen propiedades físicas o mágicas extraordinarias, lo que resulta incompatible con las propiedades hipotéticas de la materia oscura en la física y la cosmología. Por ejemplo:

• La materia oscura sirve como recurso argumental en el episodio " Soft Light " de Expediente X. ^[186]
• Una sustancia inspirada en la materia oscura conocida como "Polvo" ocupa un lugar destacado en la trilogía La Materia Oscura de Philip Pullman . ^[187]
• Los seres hechos de materia oscura son antagonistas en la secuencia Xeelee de Stephen Baxter . ^[188]

En términos más generales, la frase "materia oscura" se utiliza metafóricamente en la ficción para evocar lo invisible o invisible. ^[189]

Galería

• 
  Mapa de DM realizado por el Cosmic Evolution Survey (COSMOS) utilizando el telescopio espacial Hubble (2007) ^{[190] [191]}
• 
  Mapa de DM realizado por el CFHT Lensing Survey (CFHTLenS) utilizando el Telescopio Canadá-Francia-Hawái (2012) ^{[192] [193]} (mapa COSMOS en el centro)
• Mapa de DM realizado por el Kilo-Degree Survey (KiDS) utilizando el VLT Survey Telescope (2015) ^{[194] [195]}
• 
  Mapa de DM realizado por el sondeo Hyper Suprime-Cam (HSCS) utilizando el telescopio Subaru (2018) ^{[196] [197]}
• 
  Mapa de DM realizado por el Dark Energy Survey (DES) utilizando el telescopio Víctor M. Blanco (2021) ^{[198] [199]}

Véase también

Teorías relacionadas

• Energía oscura  : la energía que impulsa la expansión acelerada del universo
• Gravedad conforme  : teorías de la gravedad que son invariantes ante las transformaciones de Weyl
• Teoría de las ondas de densidad : teoría según la cual las ondas de gas comprimido, que se mueven más lentamente 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 postulado de radiación que media las interacciones de la materia oscura.
• Gravedad masiva  : teoría de la gravedad en la que el gravitón tiene masa distinta de cero.
• Física de no partículas  : teoría especulativa que postula 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
• Dark Matter Particle Explorer ( DAMPE ): satélite científico chino, una misión espacial
• Espectrómetro general de antipartículas
• MultiDark , un programa de investigación
• Proyecto Illustris  – Universos simulados por ordenador, simulaciones astrofísicas
• Futuro colisionador circular  : propuesta de acelerador de partículas, una infraestructura de investigación de aceleradores de partículas

Candidatos a materia oscura

• Partículas que interactúan débilmente
• Materia oscura ligera  – Materia oscura que interactúa débilmente con partículas masivas candidatas con masas inferiores a 1 GeV
• Materia espejo  : contraparte hipotética de la materia ordinaria
• Materia exótica  : término de la física que designa múltiples conceptos
• Neutralino  – Estado propio de masa neutra formado a partir de supercompañeros de los bosones de calibre y de Higgs
• Galaxia oscura  : una galaxia hipotética sin estrellas o con muy pocas estrellas
• Materia oscura de campo escalar  : campo escalar clásico, mínimamente acoplado, postulado para explicar la materia oscura inferida
• Materia oscura autointeractuante  : forma hipotética de materia oscura que consiste en partículas con fuertes autointeracciones
• Partículas masivas de interacción débil ( WIMP ): partículas hipotéticas que podrían constituir materia oscura
• Partícula delgada de interacción débil (WISP): contraparte de baja masa de WIMP
• Partícula masiva de fuerte interacción ( SIMP ): partícula hipotética
• Partícula camaleón  : Partícula escalar hipotética que se acopla a la materia de forma más débil que la gravedad.

Otro

• Exceso de GeV en el centro galáctico  : rayos gamma inexplicables provenientes del centro galáctico
• Éter luminífero : un material invisible e infinito que no interactuaba con objetos físicos y que se teorizó que se usaba para explicar cómo la luz podía viajar a través del vacío (ahora desmentido).

Notas

1. Dado que la energía oscura no cuenta como materia, esto es ⁠26.8/4,9 + 26,8⁠ = 0,845 .
2. Sin embargo, en la era cósmica moderna, este campo de neutrinos se ha enfriado y ha comenzado a comportarse más como materia y menos como radiación.
3. Esto es una consecuencia del teorema de las capas y la observación de que las galaxias espirales son esféricamente simétricas en gran medida (en 2D).
4. Los tres tipos de neutrinos ya observados son, de hecho, abundantes y oscuros y materia, pero 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 las galaxias de alto corrimiento al rojo . ^[107]
5. "Una creencia muy extendida sobre la materia oscura es que no se puede enfriar irradiando energía. Si pudiera, se agruparía y crearía objetos compactos de la misma manera que la materia bariónica forma planetas, estrellas y galaxias. Las observaciones realizadas hasta el momento sugieren que la materia oscura no hace eso: reside solo en halos difusos... Como resultado, es extremadamente improbable que haya objetos muy densos como estrellas hechos completamente (o incluso en su mayor parte) de materia oscura". — Buckley & Difranzo (2018) ^[130]

Referencias

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Further reading

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• Weiss, Rainer, (July/August 2023) "The Dark Universe Comes into Focus" Scientific American, vol. 329, no. 1, pp. 7–8.
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External links

• Tremaine, Scott. Lecture on dark matter (Video). IAS.
• Gray, Meghan; Merrifield, Mike; Copeland, Ed (2010). Haran, Brady (ed.). "Dark Matter". Sixty Symbols. University of Nottingham.