Astronomía

¿Puede la materia oscura disminuir la longitud de los jeans?

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Me pregunto si existen modelos de colapso de nubes interestelares que tengan en cuenta la materia oscura.

Si la materia oscura tiene perturbaciones locales o fluctuaciones de densidad, entonces ese puede ser un efecto lo suficientemente grande como para causar el colapso de una nube interestelar. Esto podría aumentar la masa y la densidad de una nube lo suficiente como para superar la energía cinética de los átomos de hidrógeno que conducen al colapso.

¿Hay variaciones en la densidad de la materia oscura a la escala de las nubes interestelares?


Dark Matter es una especie de "llenar el espacio en blanco" en este momento. Nadie tiene realmente una teoría definitiva que tenga una amplia aceptación sobre lo que puede ser la "materia oscura", sin importar cómo interactúa con otra materia. Todavía hay un poco de resistencia a siquiera decir que existe, aunque es prácticamente la corriente principal ahora que lo hace. Pero lo que es, todavía está en juego.

Pero encontré esto en Google:

http://iopscience.iop.org/article/10.1086/306334/fulltext

Supone un cierto tipo de modelo para la materia oscura, pero puede ser lo que estás buscando.


Ésta es un área de investigación activa. El paradigma actual de la materia fría y oscura (CDM) predice la formación ascendente de halos, mediante la cual los halos más pequeños se fusionan en los halos más grandes que observamos indirectamente hoy a través de mediciones de rayos X de los cúmulos. Esto sugiere que los pequeños halos de materia oscura no sobrevivirían hasta el día de hoy.

Se ha investigado la posibilidad de que sobrevivan mini halos, pero las interacciones con estructuras bariónicas densas, como las estrellas, así como la transmisión por un potencial galáctico irregular tienden a eliminar cualquier pequeña sobredensidad en la distribución.

Sin embargo, si tales minihalos existieran en el universo temprano, podrían haber contribuido al colapso del gas primordial para formar estrellas de Población III. Se han realizado simulaciones para investigar tal modelo, con masas estelares de la Población III comparables a las $ ( sim100 M odot) $ esperadas.


El revestimiento oscuro puede reducir la reflectividad del satélite

Las observaciones realizadas por el Telescopio Murikabushi del Observatorio Astronómico Ishigakijima confirmaron que el recubrimiento oscuro puede reducir la reflectividad del satélite a la mitad. Existe la preocupación de que numerosos satélites artificiales en órbita puedan afectar las observaciones astronómicas, pero estos hallazgos pueden ayudar a aliviar tales condiciones.

La creciente demanda actual de servicios basados ​​en el espacio ha generado una ola de proyectos de constelaciones de satélites que operan numerosos satélites artificiales en órbita. Dado que estos satélites pueden brillar al reflejar la luz solar, la comunidad astronómica ha expresado su preocupación por su posible impacto en las observaciones astronómicas. En enero de 2020, SpaceX lanzó "DarkSat", un satélite experimental con un revestimiento antirreflectante, y pidió a los astrónomos que evaluaran en qué medida este revestimiento puede reducir la reflectividad del satélite. Ya se han realizado mediciones de brillo de satélites artificiales, pero hasta ahora, no había verificación de que un recubrimiento oscuro realmente lograra la reducción de reflectividad esperada.

El Telescopio Murikabushi del Observatorio Astronómico Ishigakijima puede observar objetos celestes simultáneamente en tres longitudes de onda (colores) diferentes. La comparación de los datos multicolores obtenidos en las mismas condiciones proporciona una visión más precisa de cuánto puede reducir el recubrimiento el brillo del satélite. Las observaciones realizadas de abril a junio de 2020 revelaron por primera vez en el mundo que los satélites artificiales, con o sin recubrimiento, son más visibles a longitudes de onda más largas y que el recubrimiento negro puede reducir a la mitad el nivel de reflectividad superficial de los satélites. Se espera que dicho tratamiento de superficie reduzca los impactos negativos en las observaciones astronómicas. Se seguirán aplicando nuevas medidas para allanar el camino a la coexistencia pacífica entre las industrias espaciales y la astronomía.


La materia oscura es menos influyente en las galaxias del universo temprano

Vemos la materia normal como estrellas que brillan intensamente, gas resplandeciente y nubes de polvo. Pero la materia oscura más elusiva no emite, absorbe ni refleja la luz y solo se puede observar a través de sus efectos gravitacionales. La presencia de materia oscura puede explicar por qué las partes externas de las galaxias espirales cercanas giran más rápido de lo que se esperaría si solo estuviera presente la materia normal que podemos ver directamente.

Ahora, un equipo internacional de astrónomos dirigido por Reinhard Genzel en el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre en Garching, Alemania, ha utilizado los instrumentos KMOS y SINFONI en el Very Large Telescope de ESO en Chile para medir la rotación de seis galaxias masivas formadoras de estrellas en el Universo distante, en el pico de formación de galaxias hace 10 mil millones de años.

Lo que encontraron fue intrigante: a diferencia de las galaxias espirales en el Universo moderno, las regiones externas de estas galaxias distantes parecen girar más lentamente que las regiones más cercanas al núcleo, lo que sugiere que hay menos materia oscura presente de lo esperado.

"Sorprendentemente, las velocidades de rotación no son constantes, sino que disminuyen más lejos en las galaxias", comenta Reinhard Genzel, autor principal del artículo de Nature. Probablemente hay dos causas para esto. En primer lugar, la mayoría de estas galaxias masivas tempranas están fuertemente dominadas por materia normal, y la materia oscura juega un papel mucho más pequeño que en el Universo Local. En segundo lugar, estos primeros discos eran mucho más turbulentos que la espiral. galaxias que vemos en nuestro vecindario cósmico ".

Ambos efectos parecen volverse más marcados a medida que los astrónomos miran más y más atrás en el tiempo, en el Universo temprano. Esto sugiere que entre 3 y 4 mil millones de años después del Big Bang, el gas en las galaxias ya se había condensado de manera eficiente en discos rotativos planos, mientras que los halos de materia oscura que las rodeaban eran mucho más grandes y más dispersos. Aparentemente, la materia oscura también tardó miles de millones de años más en condensarse, por lo que su efecto dominante solo se ve en las velocidades de rotación de los discos de galaxias en la actualidad.

Esta explicación es consistente con las observaciones que muestran que las primeras galaxias eran mucho más ricas en gas y compactas que las galaxias actuales.

Las seis galaxias mapeadas en este estudio se encontraban entre una muestra más grande de cien discos distantes formadores de estrellas fotografiados con los instrumentos KMOS y SINFONI en el Very Large Telescope de ESO en el Observatorio Paranal en Chile. Además de las mediciones de galaxias individuales descritas anteriormente, se creó una curva de rotación promedio combinando las señales más débiles de las otras galaxias. Esta curva compuesta también mostró la misma tendencia de velocidad decreciente alejándose de los centros de las galaxias. Además, dos estudios adicionales de 240 discos formadores de estrellas también apoyan estos hallazgos.

El modelado detallado muestra que, si bien la materia normal generalmente representa aproximadamente la mitad de la masa total de todas las galaxias en promedio, domina por completo la dinámica de las galaxias en los desplazamientos al rojo más altos.


¿Puede la materia oscura disminuir la longitud de los jeans? - Astronomía

& quot; Sea lo que sea la energía oscura en realidad,

Las mediciones detalladas de técnicas independientes revelan que

comprende un enorme 72% de la masa-energía total de nuestro universo.

(Crédito: NASA y el equipo científico de WMAP) & quot

Fuente

Hay dos tipos de materia-energía desconocida en el universo.

Uno de ellos se llama materia oscura y el otro se llama energía oscura. La materia oscura podría ser simplemente materia relativamente ordinaria que simplemente no emite luz. Entonces, las estrellas quemadas podrían estar contribuyendo a la materia oscura. O podría ser que la materia oscura sea una forma de materia asociada con partículas previamente desconocidas que tienen una gran masa pero que por lo demás no interactúan muy fuertemente.

Estas partículas hipotéticas se llaman WIMPS para partículas masivas que interactúan débilmente. Los WIMPS aún no se han visto, aunque se están realizando búsquedas experimentales.

Materia oscura se cree que contribuye a aproximadamente el 23% de la masa del universo conocido. Esta materia oscura parece atraer materia ordinaria y, como tal, estaría actuando para disminuir la expansión del universo. Materia oscura por lo tanto, sería gravítico en lugar de antigravítico. Materia oscura posiblemente esté totalmente desconectado con energía oscura, pero esto no se sabe exactamente, solo se hipotetiza.

Materia oscura También parece necesario tener en cuenta el hecho de que las galaxias no se separan a pesar de que la energía asociada con su movimiento angular excede su energía gravitacional (de enlace) deducida.

En esencia, una (materia oscura) atractiva e invisible parece necesaria para que las cosas funcionen en lo que respecta a la mecánica galáctica.

Más en Materia oscura a continuación, inserte:

Uno de los mayores enigmas de la astronomía moderna es el hecho de que más El 90% del Universo es invisible. Esta misteriosa materia perdida se conoce como "materia oscura".

El problema comenzó cuando los astrónomos intentaron pesar galaxias. Hay dos métodos para hacer esto. En primer lugar, podemos saber cuánto pesa una galaxia con solo mirar qué tan brillante es y luego convertir esto en masa.

La segunda forma es observar la forma en que se mueven las estrellas. Todo en el Universo gira. La Tierra gira sobre su eje. Todo el planeta orbita alrededor de nuestra estrella madre, el Sol.

El Sol gira alrededor del centro de la Vía Láctea, junto con los miles de millones de otras estrellas de la Galaxia, formando una enorme danza cósmica.

Esta rotación proporciona otra forma de pesar una galaxia. El estudio de la rapidez con que se mueven las estrellas en el borde mismo revela la masa de toda la galaxia. Cuanto más rápido gira la galaxia, más masa hay en su interior.

Pero cuando astrónomos como Jan Oort y Fritz Zwicky Hicieron los dos conjuntos de sumas a principios de la década de 1930, se encontraron con un gran problema. Por cada galaxia que estudiaron, las dos respuestas no coincidían. Tenían mucha confianza en que ambos métodos eran sólidos, ya que habían sido probados durante muchos años.

Así que llegaron a una conclusión sorprendente: debe haber cosas por ahí que simplemente no podemos ver, y por eso lo llamaron 'materia oscura'. Esta materia oscura era realmente importante, como si no estuviera allí, las galaxias se separarían al girar.

Esto puede parecer una conclusión extraña, pero en realidad no es tan extraña. Imagínese mirando un bloque de pisos por la noche. Aunque solo puede ver luces provenientes de algunas de las habitaciones, eso no significa que no haya más habitaciones en la torre. Al igual que estas habitaciones sin iluminación, la materia oscura no se puede ver porque no brilla.

Actualmente, los astrónomos están buscando esta materia perdida. Puede consistir en muchas cosas que suenan extrañas como MACHO, WIMP y neutrinos. O puede haber nuevas soluciones que involucren la energía oscura o la teoría de supercuerdas.

Pero sea lo que sea, encontrarlo ayudará a responder una de las preguntas más fundamentales en astronomía: ¿cuál es el destino del Universo?


Nota: Los elementos constitutivos hipotéticos de la materia oscura también se denominan a veces MACHOS. Más sobre MACHOS aquí.

Energía oscura es la energía que parece llenar el universo y parece tener una naturaleza antigravita en el sentido de que se cree que está separando el universo.

Por tanto, se razona que la rápida tasa de expansión del universo es una consecuencia de la energía oscura. Pero nadie sabe todavía qué es la energía oscura. Algunas personas piensan que la energía oscura es una manifestación de la constante cosmológica de Einstein. Esto estaría asociado con una densidad de energía negativa muy grande que podría verse en todas partes en el espacio.

Einstein fue el primero en introducir la constante cosmológica cuando estaba desarrollando su teoría general de la relatividad y luego dijo que ese era su mayor error. (La foto da peso a la tesis de la gravedad negativa de Einstein)

Se dice que el 73% de la masa-energía del universo está relacionada con energía oscura.


La NASA y el DOE colaboran en la investigación de la energía oscura

La NASA y el Departamento de Energía de EE. UU. (DOE) han firmado un memorando de entendimiento para la implementación de la Misión Conjunta de Energía Oscura, o JDEM.

La misión contará con el primer observatorio espacial diseñado específicamente para comprender la naturaleza de la energía oscura.

La energía oscura es una forma de energía que impregna y domina el universo. La misión medirá con alta precisión la tasa de expansión y la estructura de crecimiento del universo. Los datos de la misión podrían ayudar a los científicos a determinar las propiedades de la energía oscura, avanzando fundamentalmente la física y la astronomía.

"Comprender la naturaleza de la energía oscura es el mayor desafío de la física y la astronomía en la actualidad", dijo Jon Morse, director de astrofísica de la sede de la NASA en Washington.

"JDEM será un contribuyente único e importante en nuestra búsqueda para comprender la energía oscura y cómo ha dado forma al universo en el que vivimos".

Uno de los hallazgos científicos más significativos de la última década es que la expansión del universo se está acelerando. La aceleración es causada por una energía oscura previamente desconocida que constituye aproximadamente el 70 por ciento del contenido total de energía de masa del universo.

Esta misión tiene el potencial de aclarar las propiedades de esta masa de energía. JDEM también proporcionará a los científicos información detallada para comprender cómo se forman y adquieren su masa las galaxias.

"El DOE y la NASA tienen investigaciones complementarias en curso sobre la naturaleza de la energía oscura y las capacidades complementarias para construir JDEM, por lo que es maravilloso que nuestras agencias se hayan unido para la implementación de esta misión", dijo Dennis Kovar, director asociado de la Oficina de DOE de Ciencia para la Física de Altas Energías.

En 2006, la NASA y el DOE financiaron conjuntamente un estudio del Consejo Nacional de Investigación realizado por el Comité de Evaluación del Programa Beyond Einstein para ayudar a la NASA a determinar la prioridad más alta de las cinco misiones propuestas en su programa Beyond Einstein.

En septiembre de 2007, el comité publicó su informe y señaló que JDEM establecerá el estándar para determinar con precisión la distribución de la energía oscura en el universo distante. El comité recomendó que JDEM sea la primera de las misiones Beyond Einstein de la NASA en ser desarrollada y lanzada. Tras el informe del comité, la NASA y el DOE acordaron proceder con JDEM.

La importancia de comprender la energía oscura también se ha enfatizado en una serie de otros informes importantes del Consejo Nacional de Investigación, el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología y el Grupo de Trabajo sobre Energía Oscura.

Se ha estimado que el 72% de la masa-energía del universo consiste en algo a lo que los científicos se refieren como "energía oscura", una energía que se sabe que es antigravítica, una energía negativa.

Entonces, ¿por qué, si esa energía es tan frecuente, no podemos producirla?

La respuesta puede ser que podamos producirlo.

Pero tenemos que adoptar un enfoque diferente sobre cómo pensamos en la energía.

La bobina bifilar utilizada en los experimentos

La foto de abajo muestra la gran bobina bifilar a través de la cual pasaron 15 amperios de CC pulsante de 60 Hz.

En esta bobina bifilar, la corriente que fluye a través de un cable de cable de dos cables se redirigió nuevamente a través del segundo cable de modo que el campo magnético del segundo cable canceló el campo magnético del primer cable.

Es esta cancelación de campos electromagnéticos la que forma la base de lo que se llama electromagnetismo escalar.

Si bien parece ser que el electromagnetismo escalar ha sido desarrollado y explotado por científicos de armas rusos, los físicos occidentales generalmente no parecen comprender esta forma de física. Muchos científicos occidentales pueden incluso negar que el electromagnetismo escalar sea posible.

La existencia de electromagnetismo escalar implicaría que la electrodinámica clásica es defectuosa, que es algo que he afirmado que es cierto y que es una proposición relativamente fácil de probar.

DOS FOTONES PARA CANCELAR EN UNA CAJA
¿A DÓNDE VA LA ENERGÍA?


Considere dos fotones en una caja, con los dos fotones desfasados ​​180 grados. Cada uno de los fotones lleva una unidad de energía, pero debido a que están desfasados ​​180 grados, la densidad de energía electromagnética es cero, al igual que el vector de Poynting.

Por lo tanto, si seguimos el razonamiento convencional, hemos perdido dos unidades de energía y, por lo tanto, tenemos una violación de la conservación de energía. Pero eso no está permitido. Por tanto, debemos deducir que la electrodinámica clásica tiene un defecto en su interior.

Ese defecto se aborda cuando incluimos la energía electromagnética escalar, como se le ha llegado a llamar.

El variac que se muestra en el esquema se puede comprar aquí, los rectificadores de puente de onda completa aquí.

El cable empleado en la bobina involucró cinco rollos o aproximadamente 500 pies de cable de altavoz # 16 Radio Shack.

Aquí hay un cable de reemplazo posible: enlace. Básicamente, el alambre se enrollaba en bucles de bridas de nailon que se pasaban a través de orificios perforados en una gran pieza de paneles de madera al revés. El nivel de corriente en el que se hizo funcionar el dispositivo se estableció en el nivel máximo en el que el dispositivo podría funcionar sin sobrecalentarse. Eso fue de unos 15 amperios aproximadamente a unos 15 voltios.

Finalmente, después de años de funcionamiento, la bobina se quemó.


Agujeros producidos en las nubes?


Cuando el dispositivo estaba funcionando a los niveles máximos de corriente, y con todas las fuentes de luz apagadas, con las ventanas bloqueadas, parecía haber algún tipo de energía ectoplásmica azul saliendo de la bobina.

Esa energía pareció llenar la habitación en la que funcionaba la bobina.

Dado que aparentemente estaba involucrada una gran cantidad de energía, y dado que los soviéticos utilizaron energía escalar en el control del clima, se realizaron experimentos para ver si la energía emitida por la bobina bifilar afectaría las nubes sobre la casa.

En varias ocasiones, se vio que se producían grandes agujeros directamente encima de la casa, como se puede ver en la foto de arriba, donde se evidencia una estela a través de uno de los dos grandes agujeros.

Nota: Con respecto al funcionamiento de la bobina bifilar, es aconsejable tener un espacio de aire de 2 o 3 pulgadas por encima y por debajo de la bobina, de lo contrario, la bobina no se encuentra en un estado ideal para la generación de energía escalar. El espacio de aire también permite la circulación de aire. Por supuesto, uno debe tener mucho cuidado de no sobrecalentar el sistema. Es aconsejable colocar un fusible en el primario del variac. Tenga cuidado de no provocar un incendio con este sistema. Se recomienda una ingeniería cuidadosa, ya que se debe tener cuidado de operar el sistema solo cuando hay una persona presente.

También: Al enrollar la bobina, intente no introducir torsiones en el cable bifilar.

Y según un cálculo que hice, una mejor frecuencia para pulsar el sistema podría ser 4.8 Hz, en lugar de 60 Hz. Pero eso sería más difícil de diseñar. Así que sugeriría primero construir el dispositivo que construí y luego ir desde allí.

Otra cosa: No coloque un voltímetro ni ningún otro dispositivo a través de la salida de los circuitos rectificadores. Tampoco debe colocarse un amperímetro en serie con la bobina. Conecte la salida de los circuitos rectificadores directamente a la bobina sin nada más involucrado.Si esto no se hace, existe un riesgo muy real de que el sistema no produzca la energía deseada. No conecte a tierra ninguno de los lados de la bobina. Deje que el sistema flote.

Efectos sobre la salud con esta energía: He descubierto que la experiencia de la supuesta energía oscura producida por la bobina bifilar de arriba es muy agradable. Pero parece que uno puede obtener demasiado de algo bueno, porque después de exponerme a la energía durante muchas horas, me encontré muy cansado. A los que experimentan con esta energía se les aconseja que procedan con cautela y, por supuesto, están por su cuenta.

Pero mi experiencia con esta energía es buena.


¿Puede la materia oscura disminuir la longitud de los jeans? - Astronomía

A lo largo de la historia, los filósofos de la naturaleza han especulado sobre la naturaleza de la materia, e incluso han contemplado la posibilidad de que haya formas de materia que sean imperceptibles porque estaban demasiado lejos, demasiado oscuras o intrínsecamente invisibles. Y aunque muchas de las primeras investigaciones científicas fueron menos que rigurosas y, a menudo, inseparables de la filosofía y la teología, nos revelan la longevidad del deseo de nuestra especie de comprender el mundo y sus contenidos.

Aunque muchas civilizaciones tempranas imaginaron sus propios sistemas cosmológicos, podría decirse que fueron los antiguos griegos los primeros en intentar la construcción de tal modelo basado en la razón y la experiencia. Los atomistas, los más famosos Leucipo y Demócrito que vivieron en el siglo V a. C., estaban convencidos de que toda la materia estaba hecha de los mismos bloques de construcción fundamentales e indivisibles, llamados átomos, y que estos átomos eran infinitos en número, al igual que el espacio infinito que lo los contenía. Epicuro (341 AEC & # X2013 270 AEC) sugirió además en su & # X201CLetra a Herodoto & # X201D que existía un número infinito de otros mundos también, & # X201C algunos como este mundo, otros diferentes a él & # X201D 1. Otros especularon sobre la materia inobservable que podría encontrarse dentro de nuestro propio Universo. Por ejemplo, el pitagórico Philolaus conjeturaba la existencia del cuerpo celeste Antichthon, o contra-tierra, que gira en el lado opuesto del & # X201Ccentral fire & # X201D con respecto a la Tierra [187].

El modelo cosmológico de Aristóteles & # X2013 que dominaría el discurso a lo largo de la Edad Media & # X2013 proporcionó una elegante construcción, en la que la ubicación de la Tierra se fijaba en el centro de un Universo inmutable. Este modelo ofrecía lo que para muchos parecían ser argumentos sólidos en contra de la existencia de formas de materia invisibles o desconocidas. Incluso la sorprendente aparición de los cometas, que obviamente no tenía lugar en la jerarquía altamente organizada de esferas celestes de Aristóteles, fue descartada como un fenómeno atmosférico, una creencia que se mantuvo hasta que Tycho Brahe midió la (ausencia de) paralaje de un cometa en 1577. .

Aunque muchos ofrecieron desafíos a la ortodoxia de la cosmología aristotélica, estos intentos no se encontraron sin resistencia. La estatua de Giordano Bruno en Campo de 'Fiori en el centro de Roma sirve como un recordatorio de los peligros inherentes a tales desviaciones de la estricta cosmovisión aristotélica adoptada por la Iglesia Católica. Fue en la ubicación de esa estatua que Bruno fue quemado en la hoguera en 1600 por la Inquisición romana, después de ser condenado por cargos que incluían la creencia herética en la existencia de otros infinitos mundos.

Podría decirse que fue Galileo & # X2013, quien tuvo su parte de problemas con la inquisición & # X2013, quien más hizo para romper el control de la cosmología aristotélica. Al apuntar su telescopio hacia el cielo, Galileo vio muchas cosas que antes eran imperceptibles. Entre sus muchos otros descubrimientos, aprendió que el tenue resplandor de la Vía Láctea es producido por una miríada de estrellas individuales, y que al menos cuatro satélites, invisibles a simple vista, están en órbita alrededor de Júpiter. Cada una de estas observaciones resume dos lecciones que siguen siendo relevantes para la materia oscura en la actualidad. Primero, el Universo puede contener materia que no se puede percibir por medios ordinarios. Y segundo, la introducción de nueva tecnología puede revelarnos formas de materia que antes habían sido invisibles.

El curso de la ciencia, y de la astronomía en particular, se transformó en 1687 cuando Isaac Newton publicó su tratado Philosophi & # XE6 Naturalis Principia Mathematica. Las leyes del movimiento y la gravitación universal de Newton proporcionaron a los científicos herramientas nuevas y formidables que, entre muchas otras cosas, les permitieron determinar la masa gravitacional de los cuerpos astronómicos midiendo sus propiedades dinámicas.

En 1783, John Michell, también famoso por inventar el equilibrio de torsión para medir la fuerza de la gravedad, se dio cuenta de que si la luz se ve afectada por las leyes de la gravedad & # X2013, como él razonó, debería hacerlo, dada la naturaleza universal de la gravedad 2 & # X2013, entonces podrían existir objetos que son tan masivos que incluso la luz no podría escapar de su atracción gravitacional [213].

Esta propuesta, también célebremente discutida una década después por Pierre Simon Laplace, a menudo se considera la primera mención de lo que se conoce como agujeros negros. Lo mencionamos aquí, sin embargo, como un ejemplo explícito de una discusión de una clase de objetos astrofísicos invisibles, que pueblan el universo mientras residen más allá del alcance de las observaciones astronómicas.

El matemático Friederich Bessel fue quizás el primero en predecir la existencia de un objeto astronómico específico no descubierto, basándose únicamente en su influencia gravitacional. En una carta publicada en 1844 [51], argumentó que el movimiento adecuado observado de las estrellas Sirio y Procyon solo podía explicarse por la presencia de estrellas compañeras débiles, que influyen en las estrellas observadas a través de su atracción gravitacional:

Bessel argumentó además a favor de la existencia de muchas estrellas, posiblemente un número infinito de ellas, anticipando también el concepto moderno de la relación masa-luz:

Solo dos años después, en 1846, el astrónomo francés Urbain Le Verrier y el astrónomo inglés John Couch Adams, para explicar algunas anomalías persistentes en el movimiento de Urano, propusieron la existencia de un nuevo planeta. Los cálculos de Le Verrier fueron tan precisos que el astrónomo alemán John Galle (asistido por Heinrich D'Arrest) identificó el nuevo planeta en el observatorio de Berlín la misma noche en que recibió la carta de Le Verrier, a 1 grado de la posición predicha.

Curiosamente, fue el propio Le Verrier quien también notó más tarde la precesión anómala del perihelio de Mercurio, y propuso la existencia de un planeta perturbador para explicarlo. Como es bien sabido, este & # X201Cdark planet & # X201D & # X2013 llamado Vulcano & # X2013 nunca se observó, y la solución a este problema tendría que esperar el advenimiento de la teoría de la relatividad general de Einstein.

Además de las estrellas y los planetas oscuros, los astrónomos del siglo XIX también discutieron la materia oscura en forma de nubes oscuras, u oscuras & # X201Cnebulae & # X201D. Uno de los primeros vestigios de esta discusión se puede encontrar en una memoria escrita en 1877 por el padre Angelo Secchi, entonces Director del Observatorio del Colegio Romano, que describe la investigación sobre nebulosas que se había llevado a cabo 20 años antes [283]:

Hacia fines del siglo XIX, comenzó a tener lugar una interesante discusión dentro de la comunidad astronómica. Tan pronto como se inventó la fotografía astronómica, los científicos comenzaron a notar que las estrellas no estaban distribuidas uniformemente en el cielo. Se observaron regiones oscuras en densos campos estelares, y surgió la pregunta de si eran oscuras debido a la escasez de estrellas o debido a la presencia de materia absorbente a lo largo de la línea de visión. El astrónomo Arthur Ranyard, que se encontraba entre los principales defensores de la última hipótesis, escribió en 1894 [252]:

Este debate se prolongó durante bastante tiempo y generó algunas ideas interesantes. W. H. Wesley, quien actuó durante 47 años como secretario adjunto de la Royal Astronomical Society, propuso una forma novedosa de resolver la cuestión, que incluía una simulación rudimentaria de la disposición de las estrellas en la Vía Láctea [329]:

Lord Kelvin fue uno de los primeros en intentar una estimación dinámica de la cantidad de materia oscura en la Vía Láctea. Su argumento era simple pero poderoso: si las estrellas de la Vía Láctea pueden describirse como un gas de partículas que actúan bajo la influencia de la gravedad, entonces se puede establecer una relación entre el tamaño del sistema y la velocidad de dispersión de las estrellas [174 ]:

Kelvin también obtuvo un límite superior en la densidad de la materia dentro de dicho volumen, argumentando que densidades mayores estarían en conflicto con las velocidades observadas de las estrellas. Henri Poincar & # XE9 quedó impresionado por la idea de Lord Kelvin de aplicar la & # X201Cteoría de los gases & # X201D al sistema estelar de la Vía Láctea. En 1906 mencionó explícitamente & # X201C materia oscura & # X201D (& # X201Cmati & # XE8re obscure & # X201D en el francés original), y argumentó que dado que la dispersión de velocidad predicha en la estimación de Kelvin es del mismo orden de magnitud que la observada, la cantidad de materia oscura era probable que fuera menor o similar a la de la materia visible [246] (para una traducción al inglés, ver Ref. [247]. Ver también Ref. [248] para una discusión más completa):

De manera similar, en 1915, el astrónomo estonio Ernst & # XD6pik construyó un modelo (publicado en ruso) del movimiento de las estrellas en la Galaxia, concluyendo también que la presencia de grandes cantidades de materia invisible era poco probable [103].

El astrónomo holandés Jacobus Kapteyn dio un importante paso adelante en la comprensión de la estructura de la Vía Láctea. En su publicación más importante, que apareció poco antes de su muerte en 1922, Kapteyn intentó & # X201Ca teoría general de la distribución de masas, fuerzas y velocidades en el sistema sideral & # X201D & # X2013, es decir, en la Vía Láctea.

Kapteyn fue uno de los primeros en ofrecer un modelo cuantitativo para la forma y el tamaño de la Galaxia, describiéndola como una distribución aplanada de estrellas, girando alrededor de un eje que apunta hacia el Polo Galáctico. Argumentó que el Sol estaba ubicado cerca del centro de la Galaxia y que el movimiento de las estrellas podría describirse como el de un gas en una atmósfera inactiva. Luego procedió a establecer una relación entre el movimiento de las estrellas y su dispersión de velocidad, similar a lo que & # XD6pik había hecho unos años antes.

Kapteyn expresó la densidad local en términos de una masa estelar efectiva, dividiendo la masa gravitacional total por el número de estrellas observadas & # X2013 incluidas las débiles, mediante una extrapolación de la función de luminosidad & # X2013 y abordó explícitamente la posible existencia de materia oscura en la galaxia:

En 1932, el alumno de Kapteyn, Jan Oort, publicó un análisis de la cinemática vertical de las estrellas en la vecindad solar [226]. En este trabajo, Oort agregó a la lista de estimaciones para la densidad de materia oscura local, incluidas las de James Jeans (1922) [168] y de Bertil Lindblad (1926) [197]. En su análisis, Oort hizo una serie de mejoras en el trabajo fundamental de Kapteyn, relajando, por ejemplo, la suposición de la & # X201Cisotermalidad & # X201D del gas de las estrellas.

Oort derivó un valor más probable para la densidad total de materia cerca del Sol de 0.092 METRO& # X2299 / pc 3, correspondiente a 6.3 & # XD7 10 & # X221224 g / cm 3. Comparó este número con el valor obtenido por Kapteyn, 0.099 METRO& # X2299 / pc 3, y notó que el acuerdo era & # X201C inesperadamente bueno & # X201D, dadas las diferencias de trato y los datos utilizados. Los números obtenidos por Jeans y Lindblad fueron algo más altos, 0.143 METRO& # X2299 / pc 3 y 0.217 METRO& # X2299 / pc 3, respectivamente.

Para estimar la cantidad de materia oscura, Oort procedió a estimar la contribución de las estrellas a la densidad local, argumentando que una extrapolación de la función de masa estelar basada en las estrellas observadas parecía ser capaz de explicar una fracción sustancial. de la densidad total inferida. Es interesante recordar las palabras utilizadas por Oort para ilustrar la restricción sobre la cantidad de materia oscura:

Aprendemos de esta cita no solo que la cantidad máxima permitida de materia oscura era aproximadamente la mitad de la densidad local total, sino también que los astrónomos pensaban que la materia oscura probablemente consistiría en estrellas débiles, lo que podría explicarse mediante una extrapolación adecuada. de la función de masa estelar, junto con la materia & # X201Cnebulous & # X201D y & # X201Cmeteoric & # X201D.

Como veremos en el Capítulo IV, el trabajo pionero de Kapteyn, Jeans, Lindblad, & # XD6pik y Oort abrió el camino hacia las determinaciones modernas de la densidad de materia oscura local, un tema que sigue siendo de importancia en la actualidad, especialmente para los experimentos que buscan detectar partículas de materia oscura a través de su dispersión con núcleos.

1 Epicuro, Carta a Herodoto (c. 305 a. C.), extraído de Diógenes Laercio, Vidas de eminentes filósofos, trad. R. D. Hicks, vol. 2 (1925). Atrás.

2 Esto ya está implícito en Consulta 1 de las ópticas de Newton: & # X201C ¿No actúan los Cuerpos sobre la Luz a distancia, y con su acción desvían sus Rayos y no es esta acción (cteris paribus) más fuerte a la menor distancia? & # X201D Atrás. *****


Materia oscura

La materia oscura es una sustancia hipotética que, según la mayoría de los astrónomos, representa alrededor de cinco sextos de la materia del universo. Aunque no se ha observado directamente, su existencia y propiedades se infieren de sus diversos efectos gravitacionales: en los movimientos de la materia visible a través de lentes gravitacionales, su influencia en la estructura a gran escala del universo y sus efectos en el fondo cósmico de microondas. La materia oscura es transparente a la radiación electromagnética (luz, rayos cósmicos, etc.) y / o es tan densa y pequeña que no absorbe o emite suficiente radiación para aparecer a través de la tecnología de imágenes.

Las estimaciones de masas para galaxias y estructuras más grandes a través de medios dinámicos y relativistas generales son mucho mayores que las basadas en la masa de la materia "luminosa" visible. [2]

El modelo estándar de cosmología indica que la masa-energía total del universo contiene 4,9% de materia ordinaria, 26,8% de materia oscura y 68,3% de energía oscura. [3] [4] Por lo tanto, la materia oscura constituye el 84,5% [nota 1] de la masa total, mientras que la energía oscura más la materia oscura constituyen el 95,1% del contenido total de masa-energía. [5] [6] [7] [8]

La hipótesis de la materia oscura juega un papel central en el modelado de última generación de la formación de estructuras cósmicas y la formación y evolución de galaxias y en las explicaciones de las anisotropías observadas en el fondo cósmico de microondas (CMB). Todas estas líneas de evidencia sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el universo en su conjunto contienen mucha más materia de la que es observable a través de señales electromagnéticas. [9]

La forma más aceptada para la materia oscura es que está compuesta de partículas masivas de interacción débil (WIMP) que interactúan solo a través de la gravedad y la fuerza débil. [10]

Aunque la existencia de materia oscura es generalmente aceptada por la mayoría de la comunidad astronómica, una minoría de astrónomos [11] defiende varias modificaciones de las leyes estándar de la relatividad general, como MOND y TeVeS, que intentan explicar las observaciones sin invocar materia adicional. [12]

Se están realizando muchos experimentos para detectar las partículas de materia oscura propuestas a través de medios no gravitacionales. [13]

El primero en sugerir el uso de velocidades estelares para inferir la presencia de materia oscura fue el astrónomo holandés Jacobus Kapteyn en 1922. [14] [15] El compañero holandés y pionero de la radioastronomía Jan Oort planteó la hipótesis de la existencia de materia oscura en 1932. [15] [16] [17] Oort estaba estudiando los movimientos estelares en el vecindario galáctico local y descubrió que la masa en el plano galáctico debe ser mayor que la observada, pero luego se determinó que esta medida era errónea. [18]

En 1933, el astrofísico suizo Fritz Zwicky, quien estudió los cúmulos galácticos mientras trabajaba en el Instituto de Tecnología de California, hizo una inferencia similar. [19] [20] [21] 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 unas 400 veces más masa de la que se podía observar visualmente. El efecto de gravedad de las galaxias visibles era demasiado pequeño para órbitas tan rápidas, por lo que la masa debe ocultarse a la vista. Con base en estas conclusiones, Zwicky infirió que alguna materia invisible proporcionaba la masa y la atracción gravitacional asociada para mantener unido el cúmulo. Esta fue la primera inferencia formal sobre la existencia de materia oscura. [22] Las estimaciones de Zwicky estaban desviadas en más de un orden de magnitud, principalmente debido a un valor obsoleto de la constante de Hubble, [23] el mismo cálculo actual muestra una fracción más pequeña, utilizando valores mayores para la masa luminosa. Sin embargo, Zwicky infirió correctamente que la mayor parte del asunto era oscuro. [22]

Las primeras indicaciones sólidas de que la relación masa / luz era diferente a la unidad provinieron de mediciones de las curvas de rotación de las galaxias. En 1939, Horace W. Babcock informó sobre la curva de rotación de la nebulosa de Andrómeda, lo que sugería que la relación masa-luminosidad aumentaba radialmente. [24] Lo atribuyó a la absorción de luz dentro de la galaxia o la dinámica modificada en las porciones externas de la espiral y no a la materia perdida.

Vera Rubin y Kent Ford en las décadas de 1960 y 1970 fueron los primeros en postular la "materia oscura" basándose en pruebas sólidas, utilizando curvas de rotación de galaxias. [25] [26] Rubin trabajó con un nuevo espectrógrafo para medir la curva de velocidad de las galaxias espirales de borde con mayor precisión. [26] Este resultado se confirmó de forma independiente en 1978. [27] Un artículo influyente presentó los resultados de Rubin en 1980. [28] Rubin descubrió que la mayoría de las galaxias deben contener aproximadamente seis veces más masa oscura que visible, por lo tanto, alrededor de 1980, la aparente necesidad de materia oscura fue ampliamente reconocida como un importante problema sin resolver en astronomía.

Una serie de observaciones independientes en la década de 1980 indicó su presencia, incluida la lente gravitacional de objetos de fondo por cúmulos de galaxias, 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 se compone principalmente de un tipo de partícula subatómica aún no caracterizada. [10] [29] La búsqueda de esta partícula, por una variedad de medios, es uno de los mayores esfuerzos en la física de partículas. [13]
Radiación cósmica de fondo de microondas

En cosmología, el CMB se explica como una reliquia de radiación que ha viajado libremente desde la era de la recombinación, alrededor de 375.000 años después del Big Bang.Las anisotropías del CMB se explican como resultado de pequeñas fluctuaciones de la densidad primordial y oscilaciones acústicas subsiguientes en el plasma de fotón-barión, cuya fuerza restauradora es la gravedad. [30]

El Explorador de Antecedentes Cósmicos de la NASA (COBE) encontró que el espectro de CMB es un espectro de cuerpo negro muy preciso con una temperatura de 2.726 K. En 1992, COBE detectó fluctuaciones de CMB (anisotropías) en un nivel de aproximadamente una parte en 105. [31]

En la década siguiente, las anisotropías CMB se investigaron mediante experimentos terrestres y con globos. Su objetivo principal era medir la escala angular del primer pico acústico del espectro de potencia de las anisotropías, para el cual COBE tenía una resolución insuficiente. Durante la década de 1990, el primer pico se midió con una sensibilidad creciente, y en 2000 el experimento BOOMERanG [32] informó que las fluctuaciones de potencia más altas ocurren a escalas de aproximadamente un grado, lo que muestra que el Universo es casi plano. Estas mediciones pudieron descartar las cuerdas cósmicas como la teoría principal de la formación de estructuras cósmicas, y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta.

Los interferómetros terrestres proporcionaron mediciones de fluctuación con mayor precisión, incluido el Very Small Array, el Interferómetro de escala angular de grados (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI detectó por primera vez la polarización CMB, [33] [34] y CBI proporcionó el primer espectro de polarización en modo E con pruebas convincentes de que está desfasado con el espectro en modo T. [35] El sucesor de COBE, la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) proporcionó las mediciones más detalladas de anisotropías (a gran escala) en el CMB en 2003 - 2010. [36] La nave espacial Planck de la ESA arrojó resultados más detallados en 2013-2015.

Las mediciones de WMAP jugaron un papel clave en el establecimiento del Modelo Estándar de Cosmología, a saber, el modelo Lambda-CDM, que postula un universo plano dominado por la energía oscura, complementado por materia oscura y átomos con fluctuaciones de densidad sembradas por un Gaussiano, adiabático, casi invariante de escala. proceso. Sus propiedades básicas están determinadas por seis parámetros ajustables: densidad de materia oscura, densidad de bariones (átomos), la edad del universo (o equivalentemente, la constante de Hubble), la amplitud de fluctuación inicial y su dependencia de escala.
Evidencia observacional
Archivo: Impresión del artista de la distribución esperada de materia oscura alrededor de la Vía Láctea.
La impresión de este artista muestra la distribución esperada de la materia oscura en la Vía Láctea como un halo azul de material que rodea la galaxia. [37]

Gran parte de la evidencia proviene de los movimientos de las galaxias. [38] Muchos de estos parecen ser bastante uniformes, por lo que según el teorema del virial, la energía cinética total debería ser la mitad de la energía de enlace gravitacional total de las galaxias. Observacionalmente, la energía cinética total es mucho mayor. En particular, asumiendo que la masa gravitacional se debe solo a materia visible, las estrellas alejadas del centro de las galaxias tienen velocidades mucho más altas que las predichas por el teorema del virial. Las curvas de rotación galáctica, que ilustran la velocidad de rotación frente a la distancia desde el centro galáctico, muestran la velocidad & quotexcess & quot. La materia oscura es la forma más sencilla de explicar esta discrepancia.

La distribución de la materia oscura en las galaxias requerida para explicar el movimiento de la materia observada sugiere la presencia de un halo de materia oscura concentrada centralmente, aproximadamente esféricamente simétrica, con la materia visible concentrada en un disco central.

Las galaxias enanas de bajo brillo superficial son fuentes importantes de información para estudiar la materia oscura. Tienen una proporción inusualmente baja de materia visible y oscura, y tienen pocas estrellas brillantes en el centro que, de otro modo, perjudicarían las observaciones de la curva de rotación de las estrellas periféricas.

Las observaciones con lentes gravitacionales de los cúmulos de galaxias permiten estimaciones directas de la masa gravitacional en función de su efecto sobre la luz procedente de las galaxias de fondo, ya que grandes colecciones de materia (oscura o de otro tipo) desvían gravitacionalmente la luz. En grupos como Abell 1689, las observaciones con lentes confirman la presencia de una masa considerablemente mayor que la indicada por la luz de los grupos. En el Bullet Cluster, las observaciones de lentes muestran que gran parte de la masa de lentes está separada de la masa bariónica emisora ​​de rayos X. En julio de 2012, se utilizaron observaciones de lentes para identificar un "filamento" de materia oscura entre dos cúmulos de galaxias, como predijeron las simulaciones cosmológicas. [39]
Curvas de rotación de galaxias
Artículo principal: curva de rotación de la galaxia
Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicha (A) y observada (B). La materia oscura puede explicar la apariencia 'plana' de la curva de velocidad en un radio grande

La curva de rotación de una galaxia es un gráfico de las velocidades orbitales (es decir, las velocidades) de las estrellas visibles o el gas en esa galaxia frente a su distancia radial desde el centro de esa galaxia. Las velocidades de rotación / orbitales de las galaxias / estrellas no disminuyen con la distancia, a diferencia de otros sistemas orbitales como estrellas / planetas y planetas / lunas que también tienen la mayor parte de su masa en el centro. En los últimos casos, esto refleja las distribuciones masivas dentro de esos sistemas. Las observaciones de masa de las galaxias basadas en la luz que emiten son demasiado bajas para explicar las observaciones de velocidad.

La hipótesis de la materia oscura proporciona la masa faltante, resolviendo la anomalía. [24]

Una curva de rotación universal se puede expresar como la suma de una distribución exponencial de materia visible que se estrecha a cero con la distancia desde el centro, y un halo esférico de materia oscura con un núcleo plano de radio r0 y densidad ρ0 = 4,5 × 10 −2 (r0/ kpc) −2/3 METROpc −3. [. [40]

Las galaxias de bajo brillo superficial (LSB) tienen un déficit de masa visible mucho mayor que otras. Esta propiedad simplifica el desenredo de las contribuciones de la materia oscura y visible a las curvas de rotación. [13]

Las curvas de rotación de algunas galaxias elípticas muestran velocidades bajas para las estrellas periféricas (seguidas, por ejemplo, por el movimiento de nebulosas planetarias incrustadas). Una hipótesis compatible con la materia oscura propone que algunas estrellas pueden haber sido desgarradas por las fuerzas de marea de las fusiones disco-galaxia de sus galaxias originales durante el primer paso cercano y poner en trayectorias salientes, lo que explica las bajas velocidades de las estrellas restantes incluso en presencia de un halo. [13] [41]


Dispersiones de velocidad de galaxias

Las estimaciones de la dispersión de la velocidad de las galaxias elípticas, [42] con algunas excepciones, generalmente indican un contenido de materia oscura relativamente alto.

Las mediciones difusas del gas interestelar de los bordes galácticos indican que falta materia ordinaria más allá del límite visible, pero que las galaxias están virializadas (es decir, unidas gravitacionalmente y orbitando entre sí con velocidades que corresponden a las velocidades orbitales predichas de la relatividad general) hasta diez veces sus radios visibles. [43] Esto tiene el efecto de empujar hacia arriba la materia oscura como una fracción de la materia total desde el 50% medido por Rubin hasta el valor ahora aceptado de casi el 95%.

La materia oscura parece ser un componente pequeño o estar ausente en algunos lugares. Los cúmulos globulares muestran poca evidencia de materia oscura, [44] excepto que sus interacciones orbitales con las galaxias sí apoyan la materia oscura galáctica. [Cita requerida] Los perfiles de velocidad de las estrellas parecían indicar una concentración de materia oscura en el disco de la Vía Láctea. Sin embargo, ahora parece que la alta concentración de materia bariónica en el disco (especialmente en el medio interestelar) puede explicar este movimiento. Los perfiles de masa y luz de la galaxia parecen no coincidir. El modelo típico para las galaxias de materia oscura es una distribución esférica suave en halos virializados. Esto evita efectos dinámicos a pequeña escala (estelares). Un estudio de 2006 explicó la deformación en el disco de la Vía Láctea por la interacción de las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas y el aumento de 20 veces en la masa predicha de la materia oscura. [45]

En 2005, los astrónomos afirmaron haber descubierto una galaxia hecha casi en su totalidad de materia oscura, a 50 millones de años luz de distancia en el Cúmulo de Virgo, que se llamó VIRGOHI21. [46] Inusualmente, VIRGOHI21 no parece contener estrellas visibles: fue descubierto con observaciones de radiofrecuencia de hidrógeno. Basándose en los perfiles de rotación, los científicos estiman que este objeto contiene aproximadamente 1000 veces más materia oscura que hidrógeno y tiene una masa de aproximadamente 1/10 de la de la Vía Láctea. Se estima que la Vía Láctea tiene aproximadamente 10 veces más materia oscura que la materia ordinaria. Los modelos del Big Bang y la formación de estructuras sugirieron que tales galaxias oscuras deberían ser muy comunes, [cita requerida] pero VIRGOHI21 fue la primera en ser detectada.

Los perfiles de velocidad de algunas galaxias como NGC 3379 indican una ausencia de materia oscura. [47]
Cúmulos de galaxias y lentes gravitacionales
Las lentes gravitacionales fuertes observadas por el telescopio espacial Hubble en Abell 1689 indican la presencia de materia oscura; amplíe la imagen para ver los arcos de las lentes.

Los cúmulos galácticos también carecen de suficiente materia luminosa para explicar las velocidades orbitales medidas de las galaxias dentro de ellos. Las masas de los cúmulos de galaxias se han estimado de tres formas independientes:

Dispersión de la velocidad radial de las galaxias dentro de los cúmulos
Rayos X emitidos por gas caliente. La temperatura y la densidad del gas se pueden estimar a partir de la energía y el flujo de los rayos X asumiendo que el equilibrio de la presión y la gravedad determina el perfil de masa del cúmulo. Los experimentos del Observatorio de rayos X Chandra utilizan esta técnica para determinar de forma independiente la masa del cúmulo. Estas observaciones generalmente indican que la masa bariónica es aproximadamente del 12 al 15 por ciento, en un acuerdo razonable con el promedio cósmico de la nave espacial Planck de 15,5 a 16 por ciento. [48]

La lente gravitacional (generalmente en galaxias más distantes) predice masas sin depender de observaciones de dinámica (por ejemplo, velocidad). Varios proyectos del Hubble utilizaron este método para medir las masas de los conglomerados.

Generalmente, estos métodos encuentran materia luminosa faltante.

La gravedad actúa como una lente para desviar la luz de una fuente más distante (como un cuásar) alrededor de un objeto masivo (como un cúmulo de galaxias) que se encuentra entre la fuente y el observador de acuerdo con la relatividad general.

La lente fuerte es la distorsión observada de las galaxias de fondo en arcos cuando su luz pasa a través de una lente gravitacional. Se ha observado alrededor de algunos grupos distantes, incluido Abell 1689. [49] Midiendo la geometría de distorsión, se puede obtener la masa del grupo intermedio. En las docenas de casos en los que se ha hecho esto, las proporciones de masa a luz obtenidas corresponden a las mediciones dinámicas de materia oscura de los cúmulos. [50]

La lente gravitacional débil investiga distorsiones diminutas de galaxias, utilizando análisis estadísticos de extensos estudios de galaxias. Al examinar la aparente deformación por cizallamiento de las galaxias de fondo adyacentes, los astrofísicos pueden caracterizar la distribución media de la materia oscura. Las proporciones de masa a luz corresponden a las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de estructuras a gran escala. [51]

El cúmulo galáctico Abell 2029 comprende miles de galaxias envueltas en una nube de gas caliente y materia oscura equivalente a más de 1014 M☉. En el centro de este cúmulo hay una enorme galaxia elíptica probablemente formada a partir de muchas galaxias más pequeñas. [52]
The Bullet Cluster: imagen HST con superposiciones. La distribución de masa total proyectada reconstruida a partir de lentes gravitacionales fuertes y débiles se muestra en azul, mientras que el gas caliente que emite rayos X observado con Chandra se muestra en rojo.

La evidencia observacional más directa proviene del Bullet Cluster. En la mayoría de las regiones, la materia oscura y la visible se encuentran juntas, [53] debido a su atracción gravitacional. Sin embargo, en el Bullet Cluster, los dos tipos de materia se separan. Aparentemente, esto fue causado por una colisión entre dos grupos más pequeños. Las interacciones electromagnéticas entre las partículas de gas que pasaban habrían provocado que la materia luminosa se ralentizara y se asentara cerca del punto de impacto. Debido a que la materia oscura no interactúa electromagnéticamente, no se ralentizó y continuó más allá del centro.

Las observaciones de rayos X muestran que gran parte de la materia luminosa (en forma de gas o plasma de 107-108 Kelvin [54]) se concentra en el centro del cúmulo. Las observaciones débiles de lentes gravitacionales muestran que gran parte de la masa faltante residiría fuera de la región central. A diferencia de las curvas de rotación galáctica, esta evidencia es independiente de los detalles de la gravedad newtoniana, y apoya directamente la materia oscura. [54]

El comportamiento observado de la materia oscura limita si se dispersa y cuánto se dispersa de otras partículas de materia oscura, cuantificado como su sección transversal de auto-interacción. Si la materia oscura no tiene presión, puede describirse como un fluido perfecto que no tiene amortiguación. [55] La distribución de la masa en los cúmulos de galaxias se ha utilizado para argumentar tanto a favor [56] [57] como en contra [58] de la importancia de la auto-interacción.

Una encuesta en curso que utiliza el telescopio Subaru utiliza lentes débiles para analizar la luz de fondo, doblada por la materia oscura, para determinar cómo se distribuye la forma de la lente (cómo se distribuye la materia oscura en el primer plano). La encuesta estudia galaxias a más de mil millones de años luz de distancia, en un área mayor de mil grados cuadrados (aproximadamente una cuadragésima parte de todo el cielo). [59] [60]


Fondo de microondas cósmico
Artículo principal: Fondo cósmico de microondas
El fondo cósmico de microondas de WMAP

Las fluctuaciones angulares de CMB proporcionan evidencia de materia oscura. Las escalas angulares típicas de las oscilaciones del CMB, medidas como el espectro de potencia de las anisotropías del CMB, revelan los diferentes efectos de la materia bariónica y oscura. La materia ordinaria interactúa fuertemente a través de la radiación, mientras que las partículas de materia oscura (WIMP) no afectan las oscilaciones por medio de su gravedad, por lo que las dos formas de materia tienen efectos diferentes.

El espectro muestra un primer pico grande y picos sucesivos más pequeños. [36] El primer pico habla principalmente sobre la densidad de la materia bariónica, mientras que el tercer pico se relaciona principalmente con la densidad de la materia oscura, midiendo la densidad de la materia y la densidad de los átomos [aclaración necesaria].
Estudios del cielo y oscilaciones acústicas bariónicas
Artículo principal: oscilaciones acústicas bariónicas

Las oscilaciones acústicas del universo temprano afectaron la materia visible por medio del agrupamiento de oscilación acústica bariónica (BAO), de una manera que se puede medir con levantamientos del cielo como el Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey. [61] Estas mediciones son métricas CMB consistentes derivadas de la nave espacial WMAP y limitan aún más el modelo Lambda CDM y la materia oscura. Tenga en cuenta que los datos de CMB y BAO adoptan diferentes escalas de distancia. [30]


Mediciones de distancia de supernova tipo Ia
Artículo principal: supernova de tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia se pueden utilizar como "velas estándar" para medir distancias extragalácticas. Se pueden utilizar amplios conjuntos de datos de estas supernovas para restringir los modelos cosmológicos. [62] Limitan la densidad de energía oscura ΩΛ =

0,713 para un universo Lambda CDM plano y el parámetro w para un modelo de quintaesencia. Los resultados son más o menos consistentes con los derivados de las observaciones de WMAP y limitan aún más el modelo Lambda CDM y (indirectamente) la materia oscura. [30]


Bosque Lyman-alpha
Artículo principal: bosque Lyman-alpha

En espectroscopía 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 restringir los modelos cosmológicos. [63] Estas limitaciones concuerdan con las obtenidas de los datos de WMAP.


Formación de estructuras
Artículo principal: formación de estructuras
Mapa 3D de la distribución a gran escala de materia oscura, reconstruido a partir de mediciones de lentes gravitacionales débiles con el Telescopio Espacial Hubble. [64]

La formación de estructuras se refiere a las transformaciones en serie del universo que siguieron al Big Bang. Antes de la formación de la estructura, por ejemplo, las soluciones cosmológicas 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.

Las observaciones sugieren que la formación de estructuras procede jerárquicamente, con las estructuras más pequeñas colapsando primero, seguidas por las galaxias y luego los cúmulos de galaxias. A medida que las estructuras colapsan en el universo en evolución, comienzan a "iluminarse" a medida que la materia bariónica se calienta a través de la contracción gravitacional y se acerca al equilibrio de presión hidrostática.

Las mediciones de anisotropía CMB fijan modelos en los que la mayor parte de la materia es oscura. La materia oscura también cierra brechas en modelos de estructura a gran escala. La hipótesis de la materia oscura se corresponde con estudios estadísticos de la estructura visible y precisamente con las predicciones de CMB.

Inicialmente, la temperatura y la presión de la materia bariónica posterior al Big Bang eran demasiado altas para colapsar y formar estructuras más pequeñas, como estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La gravedad de la materia oscura aumenta la fuerza de compactación, lo que permite la creación de estas estructuras.

Las simulaciones por computadora de miles de millones de partículas de materia oscura [65] confirmaron que el modelo de formación de estructuras de materia oscura `` fría '' es consistente con las estructuras observadas a través de estudios de galaxias, como Sloan Digital Sky Survey y 2dF Galaxy Redshift Survey, así como observaciones de la Bosque Lyman-alpha.

Las tensiones separan las observaciones y las simulaciones. Las observaciones han arrojado un 90-99% menos de galaxias pequeñas de lo que permiten las predicciones basadas en la materia oscura. [66] [67] Además, las simulaciones predicen distribuciones de materia oscura con una densa cúspide cerca de los centros galácticos, pero los halos observados son más suaves de lo previsto.
Composición

La composición de la materia oscura sigue siendo incierta. Las posibilidades incluyen materia bariónica densa (interactúa con la fuerza electromagnética) y materia no bariónica (interactúa con su entorno solo a través de la gravedad).
Materia bariónica vs no bariónica


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

La materia bariónica está formada por bariones (protones y neutrones), que forman estrellas y planetas. También abarca agujeros negros menos comunes, estrellas de neutrones, enanas blancas viejas y débiles y enanas marrones, conocidas colectivamente como objetos halo compactos masivos o MACHO.

Varias líneas de evidencia sugieren que la mayoría de la materia oscura no está compuesta de bariones:

Sería visible suficiente gas o polvo bariónico difuso cuando las estrellas lo iluminaran a contraluz.
La teoría de la nucleosíntesis del Big Bang predice que la abundancia observada de los elementos químicos [68] [69] de acuerdo con las abundancias observadas requiere que la materia bariónica constituya entre el 4 y el 5 por ciento 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 (con la energía oscura proporcionando el 70% restante).
Grandes búsquedas astronómicas de microlentes gravitacionales en la Vía Láctea encontraron que como mucho una pequeña fracción de la materia oscura puede estar en objetos oscuros, compactos y convencionales (MACHO, etc.), el rango excluido de masas de objetos es desde la mitad de la masa de la Tierra hasta 30 masas solares, que cubre casi todos los candidatos plausibles. [70] [71] [72] [73] [74] [75]
El análisis detallado de las pequeñas irregularidades (anisotropías) en el fondo de microondas cósmico observado por WMAP y Planck muestra 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.

Los candidatos para la materia oscura no bariónica son partículas hipotéticas como axiones o partículas supersimétricas que los neutrinos solo pueden suministrar 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. [76]

A diferencia de la materia bariónica, la materia no bariónica no contribuyó a la formación de los elementos en el universo temprano ("nucleosíntesis del Big Bang") [10], por lo que su presencia se revela sólo a través de sus efectos gravitacionales. Además, si las partículas que lo componen son supersimétricas, pueden sufrir interacciones de aniquilación consigo mismas, lo que posiblemente resulte en subproductos observables como rayos gamma y neutrinos ("detección indirecta"). [76]
& quotTemperatura & quot

La materia oscura se puede dividir en categorías fría, tibia y caliente. [77] Estas categorías se refieren a la velocidad en lugar de la temperatura, lo que indica qué tan lejos se movieron los objetos correspondientes debido a movimientos aleatorios en el universo temprano, antes de que se ralentizaran debido a la expansión; esta es una distancia importante llamada & quot; longitud de transmisión libre & quot (FSL). Las fluctuaciones de densidad primordial menores que esta longitud se eliminan a medida que las partículas se extienden desde regiones sobredensas a subdensas, mientras que las fluctuaciones más grandes no se ven afectadas, por lo que esta longitud establece una escala mínima para la formación de estructuras. Las categorías se establecen con respecto al tamaño de una protogalaxia (un objeto que luego evoluciona a una galaxia enana). Las FSL de materia oscura fría, cálida y caliente son mucho más pequeñas, [78] similares y mucho más grandes, respectivamente. [79]

Una cuarta categoría denominada materia oscura mixta se descartó (en la década de 1990) tras el descubrimiento de la energía oscura.

La materia oscura fría conduce a una formación de estructura "de abajo hacia arriba", mientras que la materia oscura caliente daría lugar a un escenario de formación "de arriba hacia abajo". Este último es excluido por las observaciones de galaxias con alto desplazamiento al rojo.
Definiciones alternativas

Estas categorías también se corresponden de acuerdo con los efectos del espectro de fluctuación y el intervalo después del Big Bang en el que cada tipo se volvió no relativista.

Davis y col. escribió en 1985:

Las partículas candidatas se pueden agrupar 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 de luz 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 de orden 1 keV. Estas partículas se denominan "materia oscura caliente" porque tienen velocidades térmicas más bajas que 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 MDL, incluidas las partículas supersimétricas. [80]

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 fotones de 2,7 millones de K. Estándar la cosmología física da el tamaño del horizonte de partículas como 2 ct [aclaración necesaria] en la era dominada por la radiación, por lo tanto, 2 años luz. Una región de este tamaño se expandiría finalmente a 2 millones de años luz (sin formación de estructura). El 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 Mpc hoy, alrededor del tamaño que contiene una galaxia grande promedio.

La temperatura de fotones de 2,7 millones de K da una energía fotónica típica de 250 electronvoltios, lo que establece una escala de masa típica para la materia oscura `` caliente '': las partículas mucho más masivas que esta, como las WIMP de masa de GeV - TeV, se volverían no relativistas mucho antes. más de 1 año después del Big Bang y, por lo tanto, tienen FSL mucho más pequeñas que una proto-galaxia, lo que las hace frías. Por el contrario, las partículas mucho más ligeras, como los neutrinos con masas de solo unos pocos eV, tienen FSL mucho más grandes que una proto-galaxia, por lo que las califican como calientes.


Materia oscura fría
Artículo principal: materia oscura fría

La materia oscura fría ofrece la explicación más simple para la mayoría de las observaciones cosmológicas. Es materia oscura compuesta de constituyentes con una FSL mucho más pequeña que una protogalaxia. Este es el foco de la investigación de la materia oscura, ya que la materia oscura caliente no parece ser capaz de soportar la formación de galaxias o cúmulos de galaxias, y la mayoría de las partículas candidatas se ralentizaron temprano.

Se desconocen los componentes de la materia oscura fría. Las posibilidades van desde objetos grandes como MACHO (como agujeros negros [81]) o RAMBO (como grupos de enanas marrones), hasta nuevas partículas como WIMP y axiones.

Los estudios de nucleosíntesis del Big Bang y lentes gravitacionales convencieron a la mayoría de los cosmólogos [13] [82] [83] [84] [85] [86] de que los MACHO [82] [84] no pueden constituir más que una pequeña fracción de materia oscura. [ 10] [82] Según A. Peter: & quot. los únicos candidatos de materia oscura realmente plausibles son las partículas nuevas ". [83]

El experimento DAMA / NaI y su sucesor DAMA / LIBRA afirmaron detectar directamente las partículas de materia oscura que atraviesan 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 partícula supersimétrica más ligera (LSP) de WIMPy. [87] Por separado, existen neutrinos estériles pesados ​​en extensiones no supersimétricas del modelo estándar que explican la pequeña masa de neutrinos a través del mecanismo de balancín.


Materia oscura cálida
Artículo principal: Materia oscura cálida

La materia oscura cálida se refiere a partículas con una FSL comparable al tamaño de una protogalaxia. Las predicciones basadas en la materia oscura cálida son similares a las de la materia oscura fría a gran escala, pero con menos perturbaciones de densidad a pequeña escala. Esto reduce la abundancia predicha de galaxias enanas y puede conducir a una menor densidad de materia oscura en las partes centrales de las grandes galaxias, algunos investigadores consideran que esto se ajusta mejor a las observaciones. Un desafío para este modelo es la falta de partículas candidatas con la masa requerida

Ninguna partícula conocida puede clasificarse como materia oscura cálida. Un candidato postulado es el neutrino estéril: una forma de neutrino más pesada y lenta que no interactúa a través de la fuerza débil (a diferencia de otros neutrinos). Algunas teorías de la gravedad modificadas, como la gravedad escalar-tensorial-vectorial, requieren materia oscura cálida para que sus ecuaciones funcionen.


Materia oscura caliente
Artículo principal: materia oscura caliente

La materia oscura caliente consta de partículas cuya FSL es mucho más grande que el tamaño de una protogalaxia. El neutrino califica. Fueron descubiertos de forma independiente, mucho antes de la búsqueda de materia oscura: se postularon en 1930 y se detectaron 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 de luz de interacción débil' (WILP), a diferencia de WIMP.

Los tres sabores conocidos de neutrinos son el electrón, el muón y el tau. Sus masas son ligeramente diferentes. Los neutrinos oscilan entre los sabores a medida que se mueven. Es difícil determinar un límite superior exacto en la masa promedio colectiva de los tres neutrinos (o para cualquiera de los tres individualmente). Por ejemplo, si la masa media de los neutrinos fuera superior a 50 eV / c2 (menos de 10−5 de la masa de un electrón), el universo colapsaría. Los datos de CMB y otros métodos indican que su masa promedio probablemente no exceda de 0.3 eV / c2. Por lo tanto, los neutrinos observados no pueden explicar la materia oscura. [88]

Debido a que las fluctuaciones de densidad del tamaño de las galaxias se eliminan por la transmisión 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 las galaxias se formaron primero, seguidas de cúmulos y supercúmulos a medida que las galaxias se agrupan.

Si la materia oscura está formada por WIMP, entonces millones, posiblemente miles de millones, de WIMP deben pasar por cada centímetro cuadrado de la Tierra cada segundo. [89] [90] Muchos experimentos tienen como objetivo probar esta hipótesis. Aunque los WIMP son candidatos de búsqueda populares, [13] Axion Dark Matter eXperiment (ADMX) busca axiones. 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 núcleos atómicos dentro de un detector y detección indirecta, que buscan los productos de aniquilaciones de WIMP. [76]

Los experimentos de detección directa operan a gran profundidad bajo tierra para reducir la interferencia de los rayos cósmicos. Los detectores incluyen la mina Stawell, la mina Soudan, el laboratorio subterráneo SNOLAB en Sudbury, Ontario, el Laboratorio Nacional Gran Sasso, el Laboratorio Subterráneo Canfranc, el Laboratorio Subterráneo Boulby, el Laboratorio Subterráneo Profundo de Ciencia e Ingeniería y el Detector de Partículas y Xenón Astrofísico.

Estos experimentos utilizan principalmente tecnologías de detección de líquidos criogénicos o nobles. Los detectores criogénicos que funcionan 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 el centelleo producido por la colisión de partículas en xenón o argón líquido. Los experimentos de detectores criogénicos incluyen: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Los experimentos de líquidos nobles incluyen ZEPLIN, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX y LUX, el experimento Large Underground Xenon. Ambas técnicas distinguen las partículas de fondo (que dispersan electrones) de las partículas de materia oscura (que dispersan los núcleos). Otros experimentos incluyen SIMPLE y PICASSO.

Los experimentos DAMA / NaI, DAMA / LIBRA detectaron una modulación anual en la tasa de eventos [91] que, según ellos, se debe a la materia oscura. (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 está hasta ahora confirmada y no ha sido reconciliada con los resultados negativos de otros experimentos. [92]

La detección direccional es una estrategia de búsqueda basada en el movimiento del Sistema Solar alrededor del Centro Galáctico. [93] [94] [95] [96]

Una cámara de proyección de tiempo de baja presión permite acceder a información sobre pistas de retroceso y restringir la cinemática del núcleo de WIMP. Los WIMP que provienen de la dirección en la que viaja el Sol (aproximadamente hacia Cygnus) pueden separarse del fondo, que debería ser isotrópico. Los experimentos direccionales de materia oscura incluyen DMTPC, DRIFT, Newage y MIMAC.

En 2009, los investigadores de CDMS informaron sobre dos posibles eventos candidatos a WIMP. Ellos estiman que la probabilidad de que estos eventos se deban al fondo (neutrones o eventos beta o gamma mal identificados) es del 23%, y concluyen que "este análisis no puede interpretarse como evidencia significativa de interacciones WIMP, pero no podemos rechazar ninguno de los eventos como señal". 97]

En 2011, los investigadores que utilizaron los detectores CRESST presentaron evidencia [98] de 67 colisiones que ocurrieron en cristales detectores de partículas subatómicas. Calcularon que la probabilidad de que todos fueran causados ​​por fuentes conocidas de interferencia / contaminación era de 1 en 10 −5.


Detección indirecta
Collage de seis colisiones de cúmulos con mapas de materia oscura. Los cúmulos se observaron en un estudio de cómo se comporta la materia oscura en cúmulos de galaxias cuando los cúmulos chocan. [99]
Archivo: Convertir agujeros negros en Dark Matter Labs.webmPlay media
Video sobre la posible detección de rayos gamma de la aniquilación de materia oscura alrededor de agujeros negros supermasivos. (Duración 3:13, consulte también la descripción del archivo).

Los experimentos de detección indirecta buscan los productos de aniquilación / descomposición de WIMP. Si los WIMP son partículas de Majorana (su propia antipartícula), entonces dos WIMP podrían aniquilarse para producir rayos gamma o pares partícula-antipartícula del Modelo Estándar. Si el WIMP es inestable, los WIMP podrían descomponerse en partículas de 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. La detección de dicha señal no es una prueba concluyente, ya que las fuentes de producción de rayos gamma no se comprenden completamente. [13] [76]

Algunos de los WIMP que pasan por el Sol o la Tierra pueden dispersar átomos y perder energía. Por lo tanto, los WIMP pueden 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. [100] Tal señal sería una fuerte prueba indirecta de materia oscura WIMP. [13] Telescopios de neutrinos de alta energía como AMANDA, IceCube y ANTARES están buscando esta señal.

La aniquilación de WIMP de la Vía Láctea en su conjunto también puede detectarse en forma de varios productos de aniquilación. [101] El Centro Galáctico es un lugar particularmente bueno para mirar porque la densidad de la materia oscura puede ser mayor allí. [102]

El telescopio de rayos gamma EGRET observó más rayos gamma de lo esperado de la Vía Láctea, pero los científicos concluyeron que esto probablemente se debió a una estimación incorrecta de la sensibilidad del telescopio. [103]

El telescopio espacial de rayos gamma Fermi está buscando rayos gamma similares. [104] En abril de 2012, un análisis [105] de datos previamente disponibles de su instrumento Large Area Telescope produjo evidencia estadística de una señal de 130 GeV en la radiación gamma proveniente del centro de la Vía Láctea. La aniquilación de WIMP se consideró la explicación más probable. [106]

A energías más altas, los telescopios terrestres de rayos gamma han establecido límites a la aniquilación de la materia oscura en las galaxias esferoidales enanas [107] y en los cúmulos de galaxias [108].

El experimento PAMELA (lanzado en 2006) detectó un exceso de positrones. Podrían provenir de la aniquilación de la materia oscura o de los púlsares. No se observó exceso de anti-protones. [109]

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. [110] [111] [112] [113] [114] [115]

Un enfoque alternativo para la detección de WIMP en la naturaleza es producirlos en el laboratorio. Los experimentos con el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) pueden detectar los WIMP producidos en las colisiones de los haces de protones del LHC. Debido a que un WIMP tiene una interacción insignificante con la materia, puede detectarse indirectamente como (grandes cantidades de) energía y momento faltantes que escapan de los detectores, siempre que se detecten otros productos de colisión (no despreciables). [116] Estos experimentos podrían mostrar que se pueden crear WIMP, pero un experimento de detección directa debe demostrar que existen en cantidades suficientes para dar cuenta de la materia oscura.


Teorías alternativas
Masa en dimensiones extra

En algunas teorías multidimensionales, la fuerza de la gravedad es la única fuerza con efecto en todas las dimensiones. [117] Esto explica la relativa debilidad de la gravedad en comparación con las otras fuerzas de la naturaleza que no pueden cruzar a dimensiones adicionales. En ese caso, la materia oscura podría existir en un “Valle Escondido” en otras dimensiones que solo interactúan con la materia en nuestras dimensiones a través de la gravedad. Esa materia oscura podría potencialmente agregarse de la misma manera que la materia ordinaria, formando galaxias de otras dimensiones. [9] [118]

La materia oscura podría consistir en defectos primordiales ("defectos de nacimiento") en la topología de los campos cuánticos, que contendrían energía y por lo tanto gravitarían. Esta posibilidad puede investigarse mediante el uso de una red orbital de relojes atómicos que registraría el paso de defectos topológicos mediante cambios en la sincronización del reloj. El Sistema de Posicionamiento Global puede funcionar como tal red. [119]

Algunas teorías modifican las leyes de la gravedad.

El primero fue Modified Newtonian Dynamics (MOND) de Mordehai Milgrom en 1983, que ajusta las leyes de Newton para aumentar la fuerza del campo gravitacional donde la aceleración gravitacional se vuelve pequeña (como cerca del borde de una galaxia). Tuvo cierto éxito al explicar las curvas de velocidad de rotación de las galaxias elípticas y elípticas enanas, pero no las lentes gravitacionales de los cúmulos de galaxias. MOND no era relativista: era un ajuste de la cuenta newtoniana. Se hicieron intentos para poner MOND en conformidad con la relatividad general, esto generó hipótesis competitivas basadas en MOND, incluyendo la gravedad TeVeS, MOG o STV y el enfoque covariante fenomenológico. [120]

En 2007, Moffat propuso una hipótesis de gravedad modificada basada en la teoría gravitacional asimétrica (NGT) que pretende explicar el comportamiento de las galaxias en colisión. [121] Este modelo requiere la presencia de neutrinos no relativistas u otra materia oscura fría para funcionar.

Otra propuesta utiliza una reacción inversa gravitacional de una teoría que explica la fuerza gravitacional entre objetos como una acción, una reacción y luego una reacción inversa. Por lo tanto, un objeto A afecta a un objeto B, y el objeto B luego vuelve a afectar al objeto A, y así sucesivamente: creando un bucle de retroalimentación que fortalece la gravedad. [122]

En 2008, otro grupo propuso el "fluido oscuro", una modificación de la gravedad a gran escala. Se planteó la hipótesis de que los atractivos efectos gravitacionales son, en cambio, un efecto secundario de la energía oscura. El fluido oscuro combina materia oscura y energía oscura en un solo campo de energía que produce diferentes efectos a diferentes escalas. Este tratamiento es una simplificación de un modelo anterior similar a un fluido llamado modelo de gas Chaplygin generalizado en el que la totalidad del espacio-tiempo es un gas compresible. [123] El fluido oscuro se puede comparar con un sistema atmosférico. La presión atmosférica hace que el aire se expanda y las regiones de aire pueden colapsar para formar nubes. De la misma manera, el fluido oscuro generalmente podría dispersarse, mientras se acumula alrededor de las galaxias. [123]

Al aplicar la relatividad al espacio-tiempo fractal, no diferenciable, Nottale sugiere que la energía potencial puede surgir debido a la fractalidad del espacio-tiempo, lo que explicaría la falta de energía de masa observada a escalas cosmológicas. [124] [125]


Cultura popular
Artículo principal: Materia oscura en la ficción

Se hace mención a la materia oscura en algunos videojuegos y otras obras de ficción. En tales casos, se suelen atribuir propiedades físicas o mágicas extraordinarias. Tales descripciones son a menudo inconsistentes con las propiedades hipotéticas de la materia oscura en física y cosmología.


Ver también
Portal icon Portal de física
Portal icon portal de cosmología

Partícula de camaleón
Gravedad conformal
Espectrómetro de antipartículas general
Proyecto Illustris
Materia oscura clara
Materia del espejo
Multidark (programa de investigación)
Materia oscura del campo escalar
Materia oscura que interactúa con uno mismo
BOBO
Física de unpartículas

Dado que la energía oscura, por convención, no cuenta como & quot; materia & quot, esto es 26,8 / (4,9 + 26,8) = 0,845


Más allá de la materia oscura

El misterio de qué es realmente la materia oscura sigue siendo el último desafío de la física fundamental moderna. La pregunta central es si realmente se trata de una fuente de masa que falta, como un nuevo tipo de materia, o si la ley gravitacional es simplemente diferente a escalas de longitud gigantescas.

Si bien la primera opción parece muy tentadora, todavía no hemos encontrado ninguna materia oscura. Además, aunque las leyes de la gravedad están bien probadas dentro del sistema solar, hay que tener cuidado al extrapolar esto a escalas que son al menos mil millones de veces más grandes.

Un intento bien conocido de deshacerse de la necesidad de materia oscura es la Dinámica Newtoniana Modificada (MOND), que sugiere que la ley de la gravedad de Newton se vuelve irregular cuando la atracción gravitacional es muy débil, como es el caso en las regiones exteriores de la galaxia. Pero esta teoría, aunque exitosa en muchos aspectos, no ha pasado las mismas pruebas rigurosas que nuestro modelo estándar de cosmología, que incluye la materia oscura.

El principal problema es que MOND no puede explicar el problema de la masa faltante en las galaxias y los cúmulos de galaxias al mismo tiempo. Otro argumento muy fuerte contra MOND se basa en la observación de cúmulos de galaxias en colisión, donde las estrellas de cada galaxia se atraviesan entre sí, pero las nubes de gas se mantienen juntas y se quedan atrás. Un ejemplo famoso es el Bullet Cluster, que consta de dos de estos grupos en colisión. Las observaciones sugieren que la materia oscura sigue a las estrellas en estos eventos, que tienen una masa total menor que la nube de gas. MOND no puede explicar por qué es así.


Sir James Vaqueros

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Sir James Vaqueros, en su totalidad Vaqueros Sir James Hopwood, (nacido el 11 de septiembre de 1877 en Londres, Inglaterra; fallecido el 16 de septiembre de 1946 en Dorking, Surrey), físico y matemático inglés que fue el primero en proponer que la materia se crea continuamente en todo el universo. Hizo otras innovaciones en la teoría astronómica, pero quizás sea más conocido como escritor de libros populares sobre astronomía.

Jeans enseñó en la Universidad de Cambridge (1904–05, 1910–12) y en la Universidad de Princeton (1905–09). En 1923 se convirtió en investigador asociado en Mt. Wilson Observatory, Pasadena, California, donde permaneció hasta 1944. En 1928, año en que fue nombrado caballero, propuso su teoría de la creación continua.

Su trabajo incluyó investigaciones de nebulosas espirales, la fuente de energía estelar, sistemas estelares múltiples y binarios, y estrellas gigantes y enanas. También analizó la ruptura de cuerpos que giran rápidamente bajo el estrés de la fuerza centrífuga y concluyó que la hipótesis nebular de Laplace, que afirmaba que los planetas y el Sol se condensaron a partir de una sola nube gaseosa, no era válida. En cambio, propuso la teoría catastrófica o de las mareas, sugerida por primera vez por el geólogo estadounidense Thomas C. Chamberlin. Según esta teoría, una estrella falló por poco chocar con el Sol y, al pasar, se alejó del Sol de escombros estelares que se condensaron para formar los planetas.

Jeans aplicó las matemáticas a problemas de termodinámica y calor radiante y escribió sobre otros aspectos de la radiación. Entre sus muchos libros populares, quizás los mejores fueron El universo que nos rodea (1929) y A través del espacio y el tiempo (1934). Sus importantes trabajos técnicos incluyen La teoría dinámica de los gases (1904), Mecánica teórica (1906), La teoría matemática de la electricidad y el magnetismo (1908) y Introducción a la teoría cinética de los gases (1940).


La conspiración de la materia oscura

Simulación por computadora de una galaxia, con la materia oscura coloreada para hacerla visible. La materia oscura rodea e impregna la galaxia, manteniéndola unida y permitiendo que se formen estrellas y planetas. Crédito de la imagen: Springel et al., Virgo Consortium, Max-Planck-Institute for Astrophysics. Un equipo internacional de astrónomos, dirigido por Michele Cappellari de la Universidad de Oxford, ha utilizado los datos recopilados por el Observatorio WM Keck en Hawai para analizar los movimientos de las estrellas en las partes externas de las galaxias elípticas, en el primer estudio de este tipo para capturar grandes números. de estas galaxias. El equipo descubrió sorprendentes similitudes gravitacionales entre galaxias espirales y elípticas, lo que implica la influencia de fuerzas ocultas. El estudio se publicará en The Astrophysical Journal Letters.

Ejemplo de mapeo y análisis de las velocidades de las estrellas en una galaxia elíptica. Los colores azules muestran regiones donde las estrellas se precipitan hacia el observador en la Tierra, y los colores rojos muestran regiones que se están alejando, en un patrón general de rotación coherente. El panel superior muestra los datos originales, recopilados mediante el espectrógrafo DEIMOS en el W.M. Observatorio Keck. El panel inferior muestra un modelo numérico que coincide notablemente con los datos, gracias al uso de la influencia gravitacional combinada de la materia luminosa y oscura. Crédito de la imagen: M. Cappellari y el equipo SLUGGS. Los científicos de EE. UU., Australia y Europa utilizaron el potente espectrógrafo DEIMOS instalado en el telescopio óptico más grande del mundo en el Observatorio Keck para realizar un estudio importante de las galaxias cercanas llamadas SLUGGS, que trazó un mapa de las velocidades de sus estrellas. Luego, el equipo aplicó la ley de gravedad de Newton para traducir estas medidas de velocidad en las cantidades de materia distribuida dentro de las galaxias.

& # 8220 El espectrógrafo DEIMOS fue crucial para este descubrimiento, ya que puede tomar datos de una galaxia gigante entera de una sola vez, mientras que al mismo tiempo muestrea las velocidades de sus estrellas en cien ubicaciones separadas con una precisión exquisita, & # 8221 dijo Aaron Romanowsky, de la Universidad Estatal de San José.

Uno de los descubrimientos científicos más importantes del siglo XX fue que las espectaculares galaxias espirales, como nuestra propia Vía Láctea, giran mucho más rápido de lo esperado, impulsadas por una fuerza gravitacional adicional de & # 8220 materia oscura & # 8221 como ahora se llama. . Desde este descubrimiento hace 40 años, hemos aprendido que esta sustancia misteriosa, que probablemente es una partícula elemental exótica, constituye alrededor del 85 por ciento de la masa del universo, dejando solo el 15 por ciento como materia ordinaria que se encuentra en nuestra vida cotidiana. La materia oscura es fundamental para nuestra comprensión de cómo se forman y evolucionan las galaxias y, en última instancia, es una de las razones de la existencia de vida en la Tierra y, sin embargo, no sabemos casi nada al respecto.

Las velocidades de las estrellas en órbitas circulares se han medido alrededor de galaxias tanto espirales como elípticas. Sin materia oscura, las velocidades deberían disminuir con la distancia a la galaxia, a diferentes velocidades para los dos tipos de galaxias. En cambio, la materia oscura parece conspirar para mantener estables las velocidades. Crédito de la imagen: M. Cappellari y Sloan Digital Sky Survey. & # 8220 El hallazgo sorprendente de nuestro estudio fue que las galaxias elípticas mantienen una velocidad circular notablemente constante a grandes distancias de sus centros, de la misma manera que ya se sabe que lo hacen las galaxias espirales & # 8221, dijo Cappellari. & # 8220 Esto significa que en estos tipos muy diferentes de galaxias, las estrellas y la materia oscura conspiran para redistribuirse para producir este efecto, con estrellas dominando en las regiones internas de las galaxias, y un cambio gradual en las regiones externas hacia el dominio de la materia oscura. & # 8221

Sin embargo, la conspiración no surge de forma natural a partir de modelos de materia oscura, y se requiere un ajuste fino perturbador para explicar las observaciones. Por esta razón, la conspiración incluso llevó a algunos autores a sugerir que, en lugar de deberse a la materia oscura, puede deberse a que la ley de gravedad de Newton se vuelve cada vez menos precisa a grandes distancias. Sorprendentemente, décadas después de su propuesta, esta teoría alternativa (sin materia oscura) todavía no puede descartarse de manera concluyente.

Las galaxias espirales solo constituyen menos de la mitad de la masa estelar en el universo, que está dominado por galaxias elípticas y lenticulares, y que tienen configuraciones de estrellas más hinchadas y carecen de los discos planos de gas que tienen las espirales. En estas galaxias, ha sido muy difícil técnicamente medir sus masas y averiguar cuánta materia oscura tienen y cómo se distribuye esta hasta ahora.

Debido a que las galaxias elípticas tienen diferentes formas e historias de formación que las galaxias espirales, la conspiración recién descubierta es aún más profunda y llevará a los expertos en materia oscura y formación de galaxias a pensar detenidamente sobre lo que ha sucedido en el & # 8220 sector oscuro & # 8221 del universo. .

& # 8220 Esta pregunta es particularmente oportuna en este período cuando los físicos del CERN, después de un primer intento fallido, están a punto de reiniciar el Gran Colisionador de Hadrones para tratar de detectar directamente la misma partícula de materia oscura escurridiza, lo que hace que las galaxias giren rápido, si es que realmente existe! & # 8221, dijo el profesor Jean Brodie, investigador principal de la encuesta SLUGGS.


El Universo Primitivo

Nota del editor: solo estoy copiando esto de Wikipedia, ya que esta es solo una página básica de marcador de posición. También he incorporado la línea de tiempo de cosmología de la página de líneas de tiempo y escalas de medición de Niel Brandt (con referencias originales). Para otro enlace, consulte la publicación de Rob Knop sobre La historia del universo en Galactic Interactions. En el futuro, se podrían agregar más texto y enlaces aquí, si alguien quiere contribuir MAK110726

Una vez que termina la inflación cósmica, el universo se llena de plasma de quark-gluón. A partir de este punto, la física del universo primitivo se comprende mejor y es menos especulativa. - Wikipedia

Ruptura de supersimetría

Si la supersimetría es una propiedad de nuestro universo, entonces debe romperse a una energía que no sea inferior a 1 TeV, la escala de simetría electrodébil. Las masas de partículas y sus supercompañeras ya no serían iguales, lo que podría explicar por qué nunca se han observado supercompañeras de partículas conocidas. - Wikipedia

1 x 10-11 Unificación electrodébil ruptura espontánea de la simetría Temperatura: 3 x 10 15 (Kolb & Turner 1990 p.72)

Era Quark-Lepton

Época quark: Entre 10-12 segundos y 10-6 segundos después del Big Bang.

En la ruptura de la simetría electrodébil, al final de la época electrodébil, se cree que todas las partículas fundamentales adquieren una masa a través del mecanismo de Higgs en el que el bosón de Higgs adquiere un valor esperado de vacío. Las interacciones fundamentales de la gravitación, el electromagnetismo, la interacción fuerte y la interacción débil han tomado ahora sus formas actuales, pero la temperatura del universo todavía es demasiado alta para permitir que los quarks se unan para formar hadrones. - Wikipedia

2 x 10-7 Tauon anti-tauon aniquilación Temperatura: 2 x 10 13 kelvin (Harrison, 1981, p. 353)

Época de hadrones: Entre 10-6 segundos y 1 segundo después del Big Bang

El plasma de quark-gluón que compone el universo se enfría hasta que se pueden formar hadrones, incluidos bariones como protones y neutrones. Aproximadamente 1 segundo después del Big Bang, los neutrinos se desacoplan y comienzan a viajar libremente a través del espacio. Este fondo de neutrinos cósmicos, aunque es poco probable que alguna vez se observe en detalle, es análogo al fondo de microondas cósmico que se emitió mucho más tarde. (Ver arriba con respecto al plasma de quarks-gluones, bajo la época de la Teoría de Cuerdas) - Wikipedia

1 x 10-5 Formación de hadrones a partir de quarks Temperatura: 2 x 10 12 (Kolb & Turner 1990 p.72)

7 x 10-5 Temperatura de aniquilación de muones anti-muones: 1 x 10 12 kelvin (Harrison, 1981, p. 353)

5 x 10-4 En este momento, el universo tiene una asimetría barión-antibarión que resulta de los procesos de violación de B, C y CP post-inflacionarios Temperatura: 4 x 10 11 kelvin (Kolb y Turner 1990 pp.159, 281)

1 x 10-1 Las interacciones débiles de la corriente neutra se vuelven demasiado lentas y los neutrinos se desacoplan Temperatura: 3 x 10 10 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

Época de lepton: Entre 1 segundo y 10 segundos después del Big Bang

La mayoría de hadrones y anti-hadrones se aniquilan entre sí al final de la época de los hadrones, dejando leptones y anti-leptones dominando la masa del universo. Aproximadamente 10 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo desciende hasta el punto en que ya no se crean nuevos pares de leptones / antileptones y la mayoría de los leptones y antileptones se eliminan en reacciones de aniquilación, dejando un pequeño residuo de leptones. - Wikipedia

1 x 10 0 Las interacciones débiles de la corriente cargada se vuelven demasiado lentas y la relación neutrón / protón se congela Temperatura: 1 x 10 10 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

1 x 10 1 Temperatura de aniquilación de electrones y positrones: 5 x 10 9 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

Era de la radiación (época de los fotones)

Después de que la mayoría de los leptones y anti-leptones son aniquilados al final de la época de los leptones, la energía del universo está dominada por fotones. Estos fotones todavía interactúan frecuentemente con protones cargados, electrones y (eventualmente) núcleos, y continúan haciéndolo durante los próximos 380.000 años. - Wikipedia

10 2 segundos Las energías típicas de los fotones caen por debajo de la energía de enlace del deuterón y comienza la nucleosíntesis. Temperatura: 1 x 10 9 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

Nucleosíntesis: Entre 3 y 20 minutos después del Big Bang


La abundancia de elementos ligeros debido a la nucleosíntesis del Big-Bang. Gráfico de ¿Cuáles son las probabilidades? Parte 2: ¡Inflación cósmica! por Ethan Siegel

10 3 Las energías de las partículas caen por debajo de las energías de la barrera de Coulomb y termina la nucleosíntesis. Temperatura: 4 x 10 8 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

Durante la época de los fotones, la temperatura del universo desciende hasta el punto en que pueden comenzar a formarse núcleos atómicos. Los protones (iones de hidrógeno) y los neutrones comienzan a combinarse en núcleos atómicos en el proceso de fusión nuclear. Estos consistían solo en los núcleos de los elementos químicos más simples: principalmente hidrógeno y helio. Sin embargo, la nucleosíntesis solo dura unos diecisiete minutos, después de los cuales la temperatura y la densidad del universo han caído hasta el punto en que la fusión nuclear no puede continuar. En este momento, hay aproximadamente tres veces más hidrógeno que helio-4 (en masa) y solo trazas de otros núcleos. - Wikipedia

Diagrama que muestra la filogenia de la materia a nivel micro. Tomado de The Evolutionary Eras after the First Minute, reproducido a su vez de un sitio web basado en un curso desarrollado por el Dr. J. Schombert de la Universidad de Oregon, denominado Ciencia del siglo XXI: el nacimiento del universo. Consulte el enlace anterior para obtener más detalles. Este diagrama introduce la idea de que los Agujeros Negros pueden haberse formado en el mismo momento de la incepción de la materia y fueron importantes en la formación de la materia.

Comienza la era dominada por la materia

Dominación de la materia: 50 a 70.000 años después del Big Bang. Hasta este momento, el Universo en expansión todavía es relativamente suave y libre de estructura. En este momento, las densidades de materia no relativista (núcleos atómicos) y radiación relativista (fotones) son iguales. La longitud de Jeans, que determina las estructuras más pequeñas que se pueden formar (debido a la competencia entre la atracción gravitacional y los efectos de la presión), comienza a caer y las perturbaciones, en lugar de ser eliminadas por la radiación de flujo libre, pueden comenzar a crecer en amplitud. Como resultado, después de 50.000 años aproximadamente, los grupos misteriosos de materia oscura comienzan a colapsar. Según & # 923CDM, en esta etapa, la materia oscura fría domina, allanando el camino para el colapso gravitacional para amplificar las minúsculas inhomogeneidades dejadas por la inflación cósmica, haciendo que las regiones densas sean más densas y las regiones enrarecidas más enrarecidas. Estas son las estructuras que eventualmente conducen al nacimiento de estrellas y galaxias, y eventualmente a nosotros. Sin embargo, debido a que las teorías actuales sobre la naturaleza de la materia oscura no son concluyentes, todavía no hay consenso sobre su origen en épocas anteriores, como existe actualmente para la materia bariónica. - Tema de maravilla de Jodrell Bank Wikipedia

Recombinación ca 377.000 años después del Big Bang - Radiación cósmica de fondo de microondas


Las observaciones del Explorador de Antecedentes Cósmicos de la NASA y la Sonda de Microondas de Anisotropía Wilkinson revelaron luz de microondas del período inmediatamente posterior al Big Bang, lo que proporciona una fuerte evidencia de la teoría del Big Bang. Los resultados del Explorador de Antecedentes Cósmicos fueron galardonados con el Premio Nobel de Física 2006. (De Breve Historia del Universo). Los datos de WMAP muestran las variaciones de radiación de fondo de microondas en todo el Universo desde nuestra perspectiva, aunque las variaciones reales son mucho más suaves de lo que sugiere el diagrama. (Wikipedia)

Antes de que se produzca el desacoplamiento, la mayoría de los fotones del universo interactúan con electrones y protones en el fluido fotón-barión. El universo es opaco o "brumoso" como resultado, la luz no puede viajar mucho antes de ser dispersada o absorbida. La materia bariónica del universo estaba formada por plasma ionizado. Más precisamente, núcleos de hidrógeno y helio ionizados. Eso significa que no se unieron electrones a los núcleos, que (que contienen protones cargados positivamente) están, por lo tanto, cargados eléctricamente (+1 y +2 respectivamente).

Aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, las temperaturas han caído hasta el punto en que el plasma se ha vuelto neutral. Los electrones libres en el plasma son capturados por los iones positivos (núcleos), formando átomos de hidrógeno y helio eléctricamente neutros, un proceso llamado recombinación. Este proceso es relativamente rápido y más rápido para el helio que para el hidrógeno. Esto libera los fotones que crean la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB para abreviar). Por lo tanto, los fotones ahora pueden viajar libremente (dispersión de Compton): el universo se ha vuelto transparente. Este evento cósmico generalmente se conoce como desacoplamiento. Cuando los fotones fueron liberados (desacoplados), el universo se volvió transparente y la luz es libre de viajar sin obstáculos. En este punto, la única radiación emitida es la línea de giro de 21 cm de hidrógeno neutro. La temperatura del Universo cuando se volvió transparente era de unos 3.000 grados. A esta temperatura, el Universo habría brillado con un rojo apagado. Al final de la recombinación, la mayoría de los protones del universo están unidos en átomos neutros.Debido a que los fotones presentes en el momento del desacoplamiento ahora pueden viajar sin ser molestados (la trayectoria de vuelo de los fotones promedio se vuelve efectivamente infinita), estos son los mismos fotones que vemos en la radiación de fondo de microondas cósmica, después de enfriarse aún más y estirarse en la banda de microondas. del espectro electromagnético por la expansión del Universo. Este es el leve silbido de las ondas de radio que se encuentran en cualquier parte del cielo a la que apuntan los radiotelescopios. Han estado viajando por el Universo durante casi 14 mil millones de años. De esta forma, la astronomía se parece más a la arqueología y la paleontología. Con los dos últimos, cuantas más capas excaves, más lejos mirarás hacia el pasado. Con la astronomía, el padre en el espacio miramos más atrás en el tiempo que vemos. La radiación de fondo de microondas proporciona una instantánea del universo cuando solo tenía 380.000 años, incluidas las pequeñas fluctuaciones generadas durante la inflación. Tema de maravilla de Jodrell Bank Wikipedia, Wikipedia

Edad Oscura: alrededor de 400 mil a 100 millones a mil millones de años después del Big Bang. Entre la recombinación y la aparición de las primeras estrellas y galaxias hubo un período en el que el universo estaba oscuro y el fondo de microondas ya no trazaba la distribución de la materia. Fue durante este período fascinante pero aún poco conocido cuando tomaron forma las primeras estrellas y galaxias. (Ver el Científico americano artículo The Dark Ages of the Universe por Abraham Loeb)

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