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Materia oscura fría

En cosmología y física , la materia oscura fría ( MDL ) es un tipo hipotético de materia oscura . Según el modelo estándar actual de cosmología, el modelo Lambda-CDM , aproximadamente el 27% del universo es materia oscura y el 68% es energía oscura, siendo sólo una pequeña fracción la materia bariónica ordinaria que compone las estrellas , los planetas y los organismos vivos. El frío se refiere al hecho de que la materia oscura se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz , dándole una ecuación de estado que desaparece . Dark indica que interactúa muy débilmente con la materia ordinaria y la radiación electromagnética . Los candidatos propuestos para el MDL incluyen partículas masivas que interactúan débilmente , agujeros negros primordiales y axiones .

Historia

La teoría de la materia oscura fría fue publicada originalmente en 1982 por James Peebles ; [1] mientras que la imagen de la materia oscura cálida fue propuesta de forma independiente al mismo tiempo por J. Richard Bond , Alex Szalay y Michael Turner ; [2] y George Blumenthal , H. Pagels y Joel Primack . [3] Un artículo de revisión de 1984 escrito por Blumenthal, Sandra Moore Faber , Primack y Martin Rees desarrolló los detalles de la teoría. [4]

Formación de estructura

En la teoría de la materia oscura fría, la estructura crece jerárquicamente, con los objetos pequeños colapsando primero bajo su propia gravedad y fusionándose en una jerarquía continua para formar objetos más grandes y masivos. Las predicciones del paradigma de la materia oscura fría coinciden en general con las observaciones de la estructura cosmológica a gran escala .

En el paradigma de la materia oscura caliente , popular a principios de los años 1980 pero menos en los años 1990, la estructura no se forma jerárquicamente ( de abajo hacia arriba ), sino por fragmentación ( de arriba hacia abajo ), formándose los supercúmulos más grandes primero en forma de panqueque plano. como láminas y posteriormente fragmentándose en pedazos más pequeños como nuestra galaxia, la Vía Láctea .

Desde finales de los años 1980 o 1990, la mayoría de los cosmólogos favorecen la teoría de la materia oscura fría (específicamente el moderno modelo Lambda-CDM ) como una descripción de cómo el universo pasó de un estado inicial suave en los primeros tiempos (como lo muestra la radiación cósmica de fondo de microondas ). a la distribución desigual de las galaxias y sus cúmulos que vemos hoy: la estructura a gran escala del universo. Las galaxias enanas son cruciales para esta teoría, ya que fueron creadas por fluctuaciones de densidad a pequeña escala en el universo temprano; [5] ahora se han convertido en bloques de construcción naturales que forman estructuras más grandes.

Composición

La materia oscura se detecta a través de sus interacciones gravitacionales con la materia ordinaria y la radiación. Por tanto, es muy difícil determinar cuáles son los constituyentes de la materia oscura fría. Los candidatos se dividen aproximadamente en tres categorías:

Desafíos

Han surgido varias discrepancias entre las predicciones de materia oscura fría en el modelo ΛCDM y las observaciones de galaxias y su agrupación. Se han propuesto soluciones para algunos de estos problemas, pero aún no está claro si pueden resolverse sin abandonar el modelo ΛCDM. [15]

Problema del halo cúspy

Las distribuciones de densidad de los halos de materia oscura en simulaciones de materia oscura fría (al menos aquellas que no incluyen el impacto de la retroalimentación bariónica) tienen picos mucho más altos que los que se observan en las galaxias al investigar sus curvas de rotación. [dieciséis]

Problema de galaxias enanas

Las simulaciones de materia oscura fría predicen una gran cantidad de pequeños halos de materia oscura, más numerosos que el número de pequeñas galaxias enanas que se observan alrededor de galaxias como la Vía Láctea . [17]

Problema con el disco satelital

Se observa que las galaxias enanas alrededor de la Vía Láctea y las galaxias de Andrómeda orbitan en estructuras delgadas y planas, mientras que las simulaciones predicen que deberían distribuirse aleatoriamente alrededor de sus galaxias madre. [18]

Problema de galaxias de alta velocidad

Las galaxias de la asociación NGC 3109 se están alejando demasiado rápido para ser consistentes con las expectativas del modelo ΛCDM. [19] En este marco, NGC 3109 es demasiado masivo y distante del Grupo Local para haber sido arrojado en una interacción de tres cuerpos que involucran a la Vía Láctea o la Galaxia de Andrómeda . [20]

Problema de morfología de galaxias

Si las galaxias crecieron jerárquicamente, entonces las galaxias masivas requerían muchas fusiones. Las grandes fusiones crean inevitablemente un abultamiento clásico . Por el contrario, alrededor del 80% de las galaxias observadas no dan evidencia de tales abultamientos, y las galaxias gigantes de disco puro son comunes. [21] La tensión se puede cuantificar comparando la distribución observada de las formas de las galaxias hoy en día con predicciones de simulaciones cosmológicas hidrodinámicas de alta resolución en el marco ΛCDM, lo que revela un problema muy significativo que es poco probable que se resuelva mejorando la resolución de las simulaciones. [22] La alta fracción sin abultamiento fue casi constante durante 8 mil millones de años. [23]

Problema de barra de galaxias rápida

Si las galaxias estuvieran incrustadas dentro de halos masivos de materia oscura fría, entonces las barras que a menudo se desarrollan en sus regiones centrales se ralentizarían por la fricción dinámica con el halo. Esto está en seria tensión con el hecho de que las barras de galaxias observadas suelen ser rápidas. [24]

Crisis a pequeña escala

La comparación del modelo con las observaciones puede tener algunos problemas en escalas subgalaxias, posiblemente prediciendo demasiadas galaxias enanas y demasiada materia oscura en las regiones más internas de las galaxias. Este problema se llama "crisis de pequeña escala". [25] Estas pequeñas escalas son más difíciles de resolver en simulaciones por computadora, por lo que aún no está claro si el problema son las simulaciones, propiedades no estándar de la materia oscura o un error más radical en el modelo.

Galaxias con alto corrimiento al rojo

Las observaciones realizadas desde el Telescopio Espacial James Webb han dado como resultado varias galaxias confirmadas mediante espectroscopia con un alto corrimiento al rojo, como JADES-GS-z13-0 con un corrimiento al rojo cosmológico de 13,2. [26] [27] Otras galaxias candidatas que no han sido confirmadas mediante espectroscopia incluyen CEERS-93316 con un corrimiento al rojo cosmológico de 16,7. Una tasa tan alta de formación de galaxias grandes en el universo temprano parece contradecir las tasas de formación de galaxias permitidas en el modelo Lambda CDM existente a través de halos de materia oscura, como incluso si la formación de galaxias fuera 100% eficiente y se permitiera que toda la masa se convirtiera en estrellas. en Lambda CDM, no sería suficiente para crear galaxias tan grandes. [28] [29] [30] Sin embargo, esto depende de asumir una función de masa inicial estelar . Si la formación estelar temprana favoreciera las estrellas masivas, esto podría explicar la tensión. [31]

Ver también

Referencias

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Otras lecturas