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Materia oscura fría

En cosmología y física , la materia oscura fría ( CDM ) 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 , y solo una pequeña fracción es la materia bariónica ordinaria que compone las estrellas , los planetas y los organismos vivos. Fría se refiere al hecho de que la materia oscura se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz , lo que le da una ecuación de estado evanescente . Oscura indica que interactúa muy débilmente con la materia ordinaria y la radiación electromagnética . Los candidatos propuestos para CDM incluyen partículas masivas de interacción débil , 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 independientemente 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 en 1984 por Blumenthal, Sandra Moore Faber , Primack y Martin Rees desarrolló los detalles de la teoría. [4]

Formación de la estructura

En la teoría de la materia oscura fría, la estructura crece jerárquicamente: los objetos pequeños colapsan primero bajo su propia gravedad y luego se fusionan 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 ), y los supercúmulos más grandes se forman primero en láminas planas similares a panqueques y luego se fragmentan 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 modelo moderno Lambda-CDM ) como una descripción de cómo el universo pasó de un estado inicial suave en tiempos tempranos (como lo muestra la radiación de fondo de microondas cósmico ) a la distribución irregular de galaxias y sus cúmulos que vemos hoy: la estructura a gran escala del universo. Las galaxias enanas son cruciales para esta teoría, habiendo sido creadas por fluctuaciones de densidad de pequeña escala en el universo primitivo; [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 ello, es muy difícil determinar cuáles son los componentes de la materia oscura fría. Los candidatos se dividen, en líneas generales, 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 agrupamiento. Se han propuesto soluciones para algunos de estos problemas, pero no está claro si se pueden resolver sin abandonar el modelo ΛCDM. [15]

Problema del halo cuspy

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) son mucho más puntiagudas que lo que se observa en las galaxias al investigar sus curvas de rotación. [16]

Problema de las galaxias enanas

Las simulaciones de materia oscura fría predicen grandes cantidades 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 estar distribuidas aleatoriamente alrededor de sus galaxias madre. [18]

Problema de las galaxias de alta velocidad

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

Problema de morfología de las galaxias

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

Problema con la barra de galaxia rápida

Si las galaxias estuvieran envueltas en halos masivos de materia oscura fría, las barras que suelen formarse en sus regiones centrales se ralentizarían debido a la fricción dinámica con el halo. Esto entra en grave conflicto con el hecho de que las barras galácticas observadas suelen ser rápidas. [24]

Crisis a pequeña escala

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

Galaxias de alto corrimiento al rojo

Las observaciones del telescopio espacial James Webb han dado como resultado varias galaxias confirmadas por espectroscopia con un alto corrimiento al rojo, como JADES-GS-z13-0 con un corrimiento al rojo cosmológico de 13,2 [26] [27] o JADES-GS-z14-0 con un corrimiento al rojo cosmológico de 14,32. 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, ya que 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 de estrellas tempranas favoreció a las estrellas masivas, esto podría explicar la tensión. [31]

Véase también

Referencias

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