Materia oscura

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Imagen compuesta del cúmulo de galaxias CL0024+17 tomada por el telescopio espacial Hubble muestra la creación de un efecto de lente gravitacional producto, en gran parte, de la interacción gravitatoria con la materia oscura.

En astrofísica y cosmología física se llama materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%.[1] Fritz Zwicky la utilizó por primera vez para declarar el fenómeno observado consistente con las observaciones de materia oscura como la velocidad rotacional de las galaxias y las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos, las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cúmulos de galáxias así como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de temperatura de gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. La materia oscura también juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".

La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas y los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo.[2] En el presente, la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se piensa que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio.[3] Alguna materia bariónica difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo una pequeña porción.[4] [5] Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada, la mitad de ella todavía no se ha encontrado, por lo que se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones que se supone debería haber y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. Recientemente (mayo de 2008) el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.[6]

La determinación de la naturaleza de esta masa ausente es uno de los problemas más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura" sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como "Terra incógnita".[3]

Pruebas observacionales

La primera persona en proporcionar pruebas e inferir la existencia del fenómeno que se ha llamado "materia oscura" fue el astrofísico suizo Fritz Zwicky, del Instituto Tecnológico de California (Caltech) en 1933.[7]

Aplicó el teorema de virial al cúmulo de galaxias Coma y obtuvo pruebas de masas no visibles. Zwicky estimó la masa total del cúmulo basada en los movimientos de las galaxias cerca de su borde. Cuando comparó esta masa estimada con una basada en el número de galaxias y con el brillo total del cúmulo, encontró que había unas 400 veces más masa de la esperada. La gravedad de las galaxias visibles en el cúmulo estaría lejos de ser demasiado pequeña para tal velocidad de órbita, con lo que se necesita algo adicional. Esto es conocido como el "problema de la masa desaparecida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky infirió que tendría que haber alguna forma de materia no visible que proporcionaría suficiente masa y gravedad para soportar el cúmulo conjuntamente.

Muchas de las pruebas de la materia oscura vienen del estudio de los movimientos de las galaxias. Muchas de estas parecen ser bastante uniformes, con lo que el teorema de virial de la energía cinética total debería ser la mitad del total de la energía gravitacional de enlace de las galaxias. Experimentalmente, sin embargo, se ha hallado que la energía cinética total es mucho mayor: en particular, asumiendo que la masa gravitacional es debida sólo a la materia visible de la galaxia, las estrellas alejadas del centro de las galaxias tienen velocidades mucho mayores que las predichas por el teorema de virial. La curva de rotación galáctica que ilustra la velocidad de rotación frente a la distancia del centro de la galaxia, no se puede explicar sólo mediante la materia visible. Asumiendo que la materia visible forma sólo una pequeña parte del cúmulo es la manera más sencilla de tener en cuenta esto. Las galaxias muestran signos de estar compuestas principalmente de un halo de materia oscura concentrado centralmente con una simetría casi esférica con la materia visible concentrada en un disco en el centro. Las galaxias de brillo débil superficial son fuentes importantes de información para el estudio de la materia oscura, ya que tienen una baja relación de materia visible frente a materia oscura y tienen unas cuantas estrellas brillantes en el centro que daña las observaciones de la curva de rotación de estrellas periféricas.

De acuerdo con los resultados publicados en agosto de 2006, la materia oscura se ha observado por separado de la materia ordinaria[8] [9] a través de medidas del Cúmulo Bala, realmente dos cúmulos de galaxias cercanos que colisionaron hace unos 150 millones de años.[10] Los investigadores analizaron los efectos de las lentes gravitacionales para determinar la masa total de la distribución en la pareja y compararon con los mapas de rayos X de gases calientes, que se pensaban que constituían la gran mayoría de la materia ordinaria en los cúmulos. Los gases calientes interactuaron durante la colisión y permanecieron cerca del centro. Las galaxias individuales y la materia oscura no interactuaron y están más alejadas del centro.

El Dr. Myungkook James Jee y sus colegas anunciaron el 15 de mayo de 2007 el descubrimiento de un anillo pequeño de materia oscura de 2,6 millones de años luz de ancho que envuelve al CL0024+17, un gran cúmulo de galaxias a unos 5.000 millones de años luz.[11] La observación de su materia oscura estaba en el camino de su efecto de lente gravitacional en la luz que venía desde detrás del cúmulo como si fue vista por la ahora rota Cámara avanzada para sondeos (ACS) del Telescopio Espacial Hubble. Richard Massey del Caltech, editor de un mapa de materia oscura con medio millón de Galaxias, dice que este anuncio sólo viene de un instrumento y que "la señal es muy débil. Algunas personas aún creen que no es más que un truco". Los estudios que lo confirmen tendrán que esperar hasta que el James Webb Space Telescope sea lanzado en 2013 a menos que la ACS del Hubble se repare por una misión espacial.

Curvas de rotación galáctica

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicho (A) y observado (B). La materia oscura explicaría la apariencia plana de la curva de rotación a radios grandes.

Durante casi 40 años después de las observaciones iniciales de Zwicky, ninguna otra observación corroborando las observaciones indicó que la relación masa-luz era distinta de la unidad (una alta relación masa-luz indica la presencia de la materia oscura). Entonces, a finales de los años 1960 y 1970, Vera Rubin, una joven astrónoma en el Departamento de Magnetismo Terrestre del Carnegie Institution of Washington presentó hallazgos basados en un nuevo espectrógrafo muy sensible que podía medir la curva de velocidad de galaxias espirales con un grado de precisión mayor que cualquier otro conseguido anteriormente. Junto con su compañero de staff Kent Ford, Rubin anunció en un encuentro en 1975 de la American Astronomical Society el asombroso descubrimiento de que muchas estrellas en distintas órbitas de galaxias espirales giraban a casi la misma velocidad angular, que implicaba que sus densidades eran muy uniformes más allá de la localización de muchas de las estrellas (el bulbo galáctico). Este resultado sugiere que incluso la gravedad newtoniana no se aplica universalmente o que, conservativamente, más del 50% de la masa de las galaxias estaba contenida en el relativamente oscuro halo galáctico. Este descubrimiento fue inicialmente tomado con escepticismo pero Rubin insistió en que las observaciones eran correctas. Finalmente, otros astrónomos empezaron a corroborar su trabajo y pronto se logró determinar muy bien el hecho de que muchas galaxias estuvieran dominadas por "materia oscura", las excepciones parecían ser las galaxias con relaciones masa-luz cercanas a las de las estrellas. Consecuencia de esto, numerosas observaciones han indicado la presencia de materia oscura en varias partes del cosmos. Junto con los hallazgos de Rubin para las galaxias espirales y el trabajo de Zwicky sobre los cúmulos de galaxias, las pruebas observacionales para la materia oscura se han estado recolectando durante décadas hasta el punto de que hoy muchos astrofísicos aceptan su existencia. Como un concepto unificador, la materia oscura es una de las características dominantes consideradas en el análisis de estructuras en el orden de la escala galáctica y mayores.

Velocidad de dispersión de galaxias

El trabajo pionero de Rubin ha sobrevivido a la prueba del tiempo. Las medidas de las curvas de velocidad en galaxias en espiral pronto continuaron con velocidades de dispersión de galaxias elípticas. Mientras algunas veces aparece con menores relaciones masa-luz, las medidas de elípticas siguen indicando un relativamente alto contenido en materia oscura. Así mismo, las medidas de los medios interestelares difusos encontrados en el borde de las galaxias indican no sólo las distribuciones de materia oscura que se extienden más allá del límite visible de las galaxias, sino también de que las galaxias son virializadas por encima de diez veces su radio visible. Esto tiene el efecto de flexión de la materia como una fracción de la suma total de materia de gravitación a partir del 50% medido por Rubin hasta la actualmente afectada de casi el 95%.

Hay lugares donde la materia oscura parece ser un pequeño componente o estar totalmente ausente. Los cúmulos globulares no muestran ninguna evidencia de que contienen materia oscura, aunque sus interacciones orbitales con las galaxias muestran pruebas para la materia oscura galáctica. Durante algún tiempo, las medidas del perfil de velocidad de estrellas parecía indicar la concentración de la materia oscura en el disco galáctico de la Vía Láctea, sin embargo, ahora parece que la alta concentración de la materia bariónica en el disco de la galaxia (especialmente en el medio interestelar) puede contar para este movimiento. los perfiles de las masas de las galaxias se piensa que parecen muy diferentes de los perfiles de la luz. El modelo típico para las galaxias de materia oscura es una distribución lisa y esférica en halos virializados. Ese tendría que ser el caso para evitar los efectos dinámicos a pequeña escala (estelar). Las recientes investigaciones reportadas en enero de 2006 desde la Universidad de Massachusetts, Amherst explicaría la previamente misteriosa comba en el disco de la Vía Láctea por la interacción de la Grande y la Pequeña Nube de Magallanes y la predicha de un incremento de 20 veces la masa de la Vía Láctea teniendo en cuenta la materia oscura.

Recientemente (2005), los astrónomos de la Universidad de Cardiff dicen que han descubierto una galaxia compuesta casi enteramente de materia oscura, a 50 millones de años luz del Cúmulo de Virgo, que fue nombrada VIRGOHI21.[12] Inusualmente, VIRGOHI21 no parece contener ninguna estrella visible: fue vista con observaciones de radio-frecuencia de hidrógeno. Basada en los perfiles de rotación, los científicos estiman que este objeto contiene aproximadamente 1000 veces más energía oscura que el hidrógeno y tiene una masa total de un décimo de la Vía Láctea en la que vivimos. Por comparación, la Vía Láctea se cree que tiene unas 10 veces tanta materia oscura que materia ordinaria. Los modelos del Big Bang y de la Estructura a gran escala del Universo han sugerido que tales galaxias oscuras deberían ser muy comunes en el Universo, pero ninguna ha sido detectada previamente. Si la existencia de esta galaxia oscura es confirmada, proporcionará una gran prueba para la teoría de la formación de galaxias y plantea problemas para explicaciones alternativas a la materia oscura.

Materia perdida en cúmulos de galaxias

Efecto de las lentes gravitacionales fuertes observado por el Telescopio espacial Hubble en Abell 1689 que indica la presencia de materia oscura. Agrandar la imagen para ver los arcos producidos por las lentes gravitacionales. Créditos: NASA/ESA

Al final de esta página se han añadido contenidos sobre "Lentes Gravitacionales".

La materia oscura también afecta a agrupaciones galácticas. Las medidas de Rayos X del caliente gas intracumular se corresponden íntimamente a las observaciones de Zwicky de las relaciones masa-luz para grandes cúmulos de casi 10 a 1. Muchos de los experimentos del Observatorio de rayos X Chandra utilizan esta técnica para determinar independientemente la masa de los cúmulos.

El cúmulo de galaxias Abell 2029 está compuesto de miles de galaxias envueltas en una nube de gas caliente y una cantidad de materia oscura equivalente a más de 1014 Soles. En el centro de este cúmulo hay una enorme galaxia con forma elíptica que se piensa que ha sido formada a partir de la unión de muchas galaxias más pequeñas.[13] Las velocidades orbitales de galaxias medidas dentro de los cúmulos de galaxias son consistentes con las observaciones de materia oscura.

Otra herramienta importante para las observaciones futuras de la materia oscura son las lentes gravitacionales. Estas lentes son un efecto de la relatividad general para predecir que las masas que no depende de la dinámica y así es un medio completamente independiente de medir la energía oscura. En las lentes fuertes, la distorsión observada de las galaxias de fondo en arcos cuando la luz pasa a través de una lente gravitacional, ha sido observada alrededor de un cúmulo un poco distante incluyendo el Abell 1689. Midiendo la distorsión de la geometría, se puede obtener la masa del cúmulo que causa el fenómeno. En docenas de casos donde se ha hecho esto, las relaciones masa-luz obtenidas se corresponden a las medidas de materia oscura dinámica de los cúmulos.

Tal vez más convincente, se ha desarrollado una técnica durante los últimos 10 años llamada lentes débiles que observa las distorsiones de galaxias a una microescala en las grandes expediciones debidas a objetos de fondo a través de análisis estadísticos. Examinando el esquilado de la deformación de las galaxias de fondo adyacentes, los astrofísicos pueden caracterizar la distribución media de energía oscura por medios estadísticos y han encontrado las relaciones masa-luz que se corresponden con las densidades de materia oscura predichas por otras medidas de estructuras a gran escala. La correspondencia de las dos técnicas de lentes gravitacionales junto con otras medidas de materia oscura han convencido a casi todos los astrofísicos de que la materia oscura realmente existe como un gran componente de la composición del Universo.

Formación de estructuras

Artículo principal: Formación de estructuras

La materia oscura es crucial para el modelo del Big Bang de la cosmología como un componente que se corresponde directamente a las medidas de los parámetros asociados con la métrica FLRW a la relatividad general. En particular, las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas se corresponden a una cosmología donde gran parte de la materia interactúa con los fotones de forma más débil que las fuerzas fundamentales conocidas que acoplan las interacciones de la luz con la materia bariónica. Así mismo, se necesita una cantidad significativa de materia no-barionica fría para explicar la estructura a gran escala del universo.

Las observaciones sugieren que la formación de estructuras en el Universo procede jerárquicamente, con las estructuras más pequeñas uniéndose hasta formar galaxias y después de cúmulos de galaxias. Según se unen las estructuras en la evolución del Universo, empiezan a "encenderse" ya que la materia bariónca se calienta a través de la contracción gravitacional y los objetos se aproximan al equilibrio hidrostático. La materia barionica ordinaria tendría una temperatura demasiado alta y demasiada presión liberada desde el Big Bang para colapsar y formar estructuras más pequeñas, como estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La materia oscura actúa como un compactador de estructuras. Este modelo no sólo se corresponde con investigaciones estadísticas de la estructura visible en el Universo sino también se corresponden de forma precisa con las predicciones de materia oscura de la radiación de fondo de microondas.

Este modelo inverso de formación de estructuras necesita algo del tipo de la materia oscura para tener éxito. Las grandes simulaciones por ordenador de miles de millones de partículas de materia oscura se han utilizado para confirmar que el modelo de materia oscura fría de la formación de estructuras es consistente con las estructuras observadas en el Universo a través de las expediciones de galaxias, como la Sloan Digital Sky Survey y la 2dF Galaxy Redshift Survey, así como las observaciones del bosque Lyman-alfa. Estos estudios han sido cruciales en la construcción del modelo Lambda-CDM que mide los parámetros cosmológicos, incluyendo la fracción del Universo formada por bariones y la materia oscura.

Composición de la materia oscura

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Problemas no resueltos de la física : ¿Qué es la materia oscura? ¿Cómo se genera? ¿Está relacionada con la supersimetría?

Aunque la materia oscura fue detectada por lentes gravitacionales en agosto de 2006,[14] muchos aspectos de la materia oscura continúan siendo especulativos. El experimento DAMA/NaI afirma haber detectado directamente materia oscura pasando a través de la Tierra, aunque muchos científicos siguen siendo escépticos al respecto, ya que los resultados negativos de otros experimentos son (casi) incompatibles con los resultados del DAMA si la materia oscura consiste en neutralinos.

Los datos de varias líneas de pruebas, como el problema de la rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales, la formación de estructuras y la fracción de bariones en cúmulos y la abundancia de cúmulos, combinada con pruebas independientes para la densidad bariónica, indican que el 85-90% de la masa en el Universo no interactúa con la fuerza electromagnética. Esta "materia oscura" se evidencia por su efecto gravitavional. Se han postulado varias categorías de materia oscura.

Davis y otros escribieron en 1985:

Las partículas candidatas se pueden agrupar en tres categorías basándose en su efecto en las fluctuaciones del espectro (Bond et al. 1983). Si la materia oscura está compuesta de abundantes partículas ligeras que son relativistas hasta poco antes de la recombinación, entonces deberían ser denominadas "calientes". El mejor candidato para la materia oscura caliente es el neutrino [..]

Una segunda posibilidad es que las partículas de materia oscura interactúen más débilmente que los neutrinos, sean menos abundantes y tengan una masa del orden de 1eV. Tales partículas se denominan "materia oscura templada", porque tienen menos velocidad térmica que los neutrinos masivos [..] actualmente hay unas pocas partículas candidatas que cumplen esta descripción. Los gravitinos y los fotinos se han sugerido (Pagels y Primack 1982; Bond, Szalay y Turner 1982) [..]

Cualquier partícula que se convierta en no-relativista muy pronto y así pueda reflejarse a una distancia insignificante, es llamada materia oscura fría. Hay muchos candidatos para la materia oscura fría como las partículas supersimétricas[18]

La materia oscura caliente consiste en partículas que viajan con velocidades relativistas. Se conoce un tipo de materia oscura caliente, el neutrino. Los neutrinos tienen una masa muy pequeña, no interactúan a través de fuerzas electromagnéticas o de la fuerza nuclear fuerte y son por tanto, muy difíciles de detectar. Esto es lo que les hace atractivo como materia oscura. Sin embargo, los límites de los neutrinos indican que los neutrinos ordinarios sólo hace una pequeña contribución a la densidad de materia oscura.

La materia oscura caliente no puede explicar cómo las galaxias individuales se formaron del Big Bang. La radiación de fondo de microondas medida por el COBE y el WMAP, es increíblemente lisa, indica que la materia se ha agrupado en escalas muy pequeñas. Las partículas de movimiento rápido, sin embargo, no pueden agruparse en tales pequeñas escalas y, de hecho, suprimen la agrupación de otra materia. La materia oscura caliente, aunque ciertamente existe en nuestro Universo en forma de neutrinos, es por tanto, la única parte de la historia.

Distribución estimada de materia y energía oscura en el Universo.

El Modelo de Concordancia necesita que, para explicar la estructura en el Universo, es necesario invocar la materia oscura fría (no-relativista). Las grandes masas, como los agujeros negros del tamaño de galaxias pueden ser descartados con las bases de los datos de las lentes gravitacionales. Las posibilidades involucrando materia bariónica normal incluyen enanas marrones o tal vez pequeños y densos pedazos de elementos pesados, como objetos que son conocidos como Objetos de tipo halo masivos compactos (massive compact halo object) o "MACHOs". Sin embargo, los estudios de la Nucleosíntesis del Big Bang han convencido a muchos científicos de que la materia bariónica como los MACHOs no pueden ser más que una pequeña fracción de la materia oscura total.

En el presente, el punto de vista más común es que la materia oscura es principalmente no-bariónica, compuesta de una o más partículas elementales distintas de las normales electrones, protones, neutrones y los neutrinos conocidos. Las partículas propuestas más comunes son los axiones, neutrinos estériles y WIMPs (partículas masivas de interacción débil, incluyendo neutralinos). Ninguna de éstas es parte del modelo estándar de física de partículas, pero pueden aparecer en extensiones al modelo estándar. Muchos modelos supersimétricos ocasionan naturalmente los WIMPs en forma de neutralinos. Los pesados, neutrinos estériles existen en extensiones del modelo estándar que explica la pequeña masa de los neutrinos a través del mecanismo del balancín.

Las búsquedas experimentales de estos candidatos a materia oscura han sido llevadas a cabo y siguen adelante. Estos esfuerzos se pueden dividir en dos grandes categorías: detección directa, en los que las partículas de materia oscuras se observan en un detector y la detección indirecta, que busca los productos de las aniquilaciones de materia oscura. Los experimentos de detección de materia oscura han descartado algunos modelos de WIMP y axiones. También hay varios experimentos reclamando pruebas positivas de la detección de materia oscura, como el DAMA/NaI y el Egret, pero estas están lejos de ser confirmadas y difíciles de reconciliar con los resultados negativos de otros experimentos. Varias búsquedas de la materia oscura están actualmente en proceso, como la Cryogenic Dark Matter Search en la Mina de Soudan y el experimento XENON en Gran Sasso y muchas nuevas tecnologías que están en desarrollo, como el experimento ArDM.

En investigaciones publicadas completamente en la primavera de 2006, los investigadores del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge afirman haber calculado que la energía oscura sólo viene en cúmulos mayores de 1.000 años luz de radio, implicando una velocidad media para las partículas de materia oscura de 9 km/s, una densidad de 20 amu/cm³ y una temperatura de 10.000 kelvins.[19]

Problema de la materia oscura

Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren, consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia de materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado "problema de la materia oscura" o "problema de la masa desaparecida" y es uno de los más importantes de la cosmología moderna.

La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero el hecho de que exista o no afecta al destino último del Universo. Se sabe que el Universo está expandiéndose, por el corrimiento al rojo que presenta la luz de los cuerpos celestes distantes. Si no hubiera materia oscura, esta expansión continuaría para siempre. Si la actual hipótesis de la materia oscura es correcta, y dependiendo de la cantidad de materia oscura que haya, la expansión del Universo podría ralentizarse, detenerse o, incluso, invertirse (lo que produciría el fenómeno conocido como Big Crunch). La importancia de la materia oscura para el destino final del Universo, sin embargo, se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica y de una energía oscura parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en el 2003 y en 2006 por el satélite WMAP, la expansión del Universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de la energía oscura, aunque sin causar un Big Rip.

Explicaciones alternativas

Modificaciones de la gravedad

Una explicación alternativa a las incógnitas planteadas por la materia oscura es suponer que las inconsistencias observadas son debidas a una comprensión incompleta de la Gravedad. Para explicar las observaciones, a grandes distancias, las fuerzas gravitacionales son más fuertes de lo que nos indicarían la mecánica newtoniana. Por ejemplo, esto podría ocurrir si asume un valor negativo para la constante cosmológica (el valor de la cual se cree positivo en función de recientes observaciones) o si se asume la teoría de la Dinámica newtoniana modificada (MOND),[20] que corrige las Leyes de Newton para aceleraciones pequeñas. Sin embargo, las construcción de una teoría MOND relativista ha sido problemática y no está claro como se puede reconciliar con las medidas de lentes gravitacionales en la reflexión de la luz alrededor de las galaxias. La principal teoría MOND relativista, propuesta por Jacob Bekenstein en 2004 es llamada TeVeS (Tensor-Vector-Scalar) y resuelve muchos de los problemas de los primeros intentos. Una teoría de gravedad modificada (MOG) propuesta por John Moffat, basada en la Teoría Gravitacional No-Simétrica (NGT), es también una alternativa a la materia oscura.

Otra teoría disputada es la Expansión cósmica en escala (SEC) de C. Johan Masreliez.[21] Otra aproximación, propuesta por Arrigo Finzi en 1963 y por Robert Sanders en 1984, es reemplazar el potencial gravitacional por la siguiente expresión:

U=\frac{GM(1-Be^{-r/\rho})}{(1-B)r}

donde B y ρ son parámetros ajustables.

En cualquier caso, tales aproximaciones tienen dificultades explicando la diferencia en el comportamiento de las distintas galaxias y clústeres, en cambio, tales discordancias pueden ser fácilmente comprendidas asumiendo diferentes cantidades de materia oscura. Las observaciones sobre la rotación de las galaxias indican que alrededor del 90% de la masa de una galaxia no es visible y sólo puede ser detectada por sus efectos gravitacionales.

Alexander Mayer acaba de anunciar una hipótesis basada en las inconsistencias observadas en la sincronización del sistema GPS y otras anomalías. En dicha hipótesis el aumento del corrimiento hacia el rojo observado en galaxias lejanas y el aparente exceso de masa del universo que hace necesario dicha materia oscura no son más que errores de medida fruto de una incorrecta formulación de la Teoría de la Relatividad General. Según la nueva formulación de Alexander Mayer el universo no precisa de la existencia ni de energía ni de materia oscura.

El problema principal con estas explicaciones alternativas es que no explican las anisotropías del fondo cósmico de microondas, que por otro lado, sí predicen la existencia de materia oscura no bariónica.

En agosto de 2006, un estudio de colisión de cúmulos de galaxias afirmaba demostrar que, incluso en una hipótesis de gravedad modificada, la mayoría de la masa tiene que ser alguna forma de materia oscura demostrando que cuando la materia regular es "barrida" de un cúmulo, los efectos gravitacionales de la materia oscura (que se pensaba que no interactuaba aparte de su efecto gravitacional) permanecen.[22] Un estudio afirma que TeVeS puede producir el efecto observado, pero esto continúa necesitando que la mayoría de la masa esté en forma de materia oscura, posiblemente en forma de neutrinos ordinarios.[23] También la Teoría Gravitacional No-Simétrica ha afirmado que cualitativamente encaja con las observaciones sin necesitar la exótica materia oscura.[24]

Explicaciones de mecánica cuántica

En otra clase de teorías se intenta reconciliar la Gravedad con la Mecánica cuántica y se obtienen correcciones a la interacción gravitacional convencional. En teorías escalar-tensoriales, los campos escalares como el campo de Higgs se acopla a la curvatura dada a través del tensor de Riemann o sus trazas. En muchas de tales teorías, el campo escalar es igual al campo de inflación, que es necesario para explicar la inflación cósmica del Universo después del Big Bang, como el factor dominante de la quintaesencia o energía oscura. Utilizando una visión basada en el Grupo de Renormalización, M. Reuter y H. Weyer han demostrado[25] que la constante de Newton y la constante cosmológica pueden ser funciones escalares en el espacio-tiempo si se asocian las escalas de renormalización a los puntos del espacio-tiempo.

En la teoría de la relatividad de escala Laurent Nottale, el espacio-tiempo es continuo pero no diferenciable, conduciendo a la aparición de una Ecuación de Schrödinger gravitacional. Como resultado, aparecen los efectos de cuantización a gran escala.[26] Esto hace posible predecir correctamente las estructuras a gran escala del Universo sin la necesidad de las hipótesis de la materia oscura.

Materia oscura en la cultura popular

En algunos videojuegos y otros trabajos de ficción aparecen menciones a la materia oscura. En tales casos, normalmente se le atribuyen propiedades físicas o mágicas extraordinarias. Tales descripciones a menudo son inconsistentes con las propiedades de la materia oscura propuestas en la física y la cosmología. Por ejemplo:

Referencias

  1. Cf. Peter Schneider, «Cuestiones fundamentales de cosmología», Investigación y Ciencia, 405, junio de 2010, págs. 60-69 (61).
  2. NASA (ed.): «Algunas Teorías Ganan, Otras Pierden»., utilizando los datos del WMAP
  3. a b Cline, David B. (Marzo de 2003). La Búsqueda de la Materia Oscura. Scientific American. http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=00008965-AF27-1E41-89E0809EC588EEDF. 
  4. Freese, Katherine; Brian Fields, David Graff. Muerte de los Candidatos a Materia Oscura Bariónica Estelar. arΧiv:astro-ph/0007444. 
  5. Freese, Katherine; Brian D. Field, David S. Graff. Muerte de la Materia Oscura Bariónica Estelar. arΧiv:astro-ph/0002058. 
  6. ESA (ed.): «El XMM descubre parte de la materia perdida del universo».
  7. Zwicky, F. (1933). «Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln». Helvetica Physica Acta 6:  pp. 110-127. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1933AcHPh...6..110Z.  Zwicky, F. (1937). «Sobre las Masas de Nebulosas y Cómulos de Nebulosas». Astrophysical Journal 86:  pp. 217. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1937ApJ....86..217Z. 
  8. Arxiv (ed.): «A direct empirical proof of the existence of dark matter - Una prueba empírica directa de la existencia de materia oscura».
  9. SLAC Today (ed.): «La Materia Oscura Observada».
  10. Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56 - Restricciones directas a la sección eficaz de autointeracción de la materia oscura obtenidas a partir del cúmulo de galaxias en fusión 1E 0657-56 (Cúmulo Bala)
  11. Discovery of a Ringlike Dark Matter Structure in the Core of the Galaxy Cluster Cl 0024+17 - Descubrimiento de un anillo de materia oscura en el corazón del cúmulo de galaxias Cl 0024+17
  12. Astronomers claim first 'dark galaxy' find. New Scientist. 23 de febrero de 2005. http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7056. 
  13. Observatorio de rayos X Chandra (ed.): «Abell 2029: Hot News for Cold Dark Matter» (11 de junio de 2003).
  14. NASA (ed.): «La NASA Encuentra Pruebas Directas de Materia Oscura»., en el Observatorio de rayos X Chandra
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Enlaces externos

Obtenido de «http://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura»

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Lente gravitacional.-

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Esquema de trayectorias de luz en una lente gravitatoria. Las imágenes de objetos distantes adquieren forma de arcos rodeando el objeto masivo intermedio.
Efectos de lentes gravitacionales observados en una imagen del telescopio espacial Hubble. La lente está formada por el clúster de galaxias Abell 1689. Ampliada muestra imágenes extendidas en arcos de galaxias distantes.
Simulación del efecto de lente gravitatorio (agujero negro), pasando por una galaxia de fondo.
Es la formación conocida como la Cruz de Einstein, cuatro imágenes del mismo cuásar lejano aparecen alrededor de una galaxia en primer plano debido a las lentes gravitacionales fuertes.

En astrofísica una lente gravitatoria, también denominada lente gravitacional, se forma cuando la luz procedente de objetos distantes y brillantes como quasares se curva alrededor de un objeto masivo (como una galaxia masiva) situado entre el objeto emisor y el receptor.

Las lentes gravitacionales fueron predichas por la teoría de la relatividad general de Einstein. En el año 1919 se pudo probar la exactitud de la predicción. Durante un eclipse solar el astrónomo Arthur Eddington observó cómo se curvaba la trayectoria de la luz proveniente de estrellas distantes al pasar cerca del Sol, produciéndose un desplazamiento aparente de sus posiciones. Los fenómenos de lentes gravitatorias pueden utilizarse para detectar la presencia de objetos masivos invisibles, tales como agujeros negros e incluso de planetas extrasolares.

Hay tres clases de fenómenos de lente gravitacional:

  1. Fuerte: distorsiones fácilmente visibles tales como formación de anillos de Einstein, arcos y múltiples imágenes.
  2. Débiles: distorsión débil de los objetos de fondo que puede ser detectada únicamente analizando un gran número de los objetos de fondo.
  3. Microlente: sin distorsión aparente en la forma pero con variaciones débiles de la intensidad de luz de los objetos de fondo.

Una lente gravitacional actúa en todo tipo de radiación electromagnética y no únicamente en luz visible. De hecho, este tipo de lentes carecen de aberración cromática, es decir, su efecto no depende de la longitud de onda de la luz sobre la que actúan, sino que es igual para todos los rangos del espectro electromagnético, sea éste óptico, infrarrojo, ultravioleta o cualquier otro. Esto permite poder analizar los objetos amplificados por la lente mediante las técnicas habituales de fotometría o espectroscopía astronómicas. Efectos de lentes gravitacionales han sido propuestos sobre la radiación de fondo de microondas y sobre algunas observaciones de radio y rayos x.

Aplicaciones astronómicas

Las lentes gravitacionales pueden utilizarse como en un telescopio para observar la luz procedente de objetos muy lejanos. Investigadores americanos fueron capaces de detectar la galaxia más lejana conocida gracias al efecto de lente gravitacional ejercido por la agrupación de galaxias Abell 2218. Estas observaciones fueron realizadas con el Telescopio espacial Hubble (15 de febrero de 2004). Tres planetas extrasolares han sido descubiertos también en eventos de microlentes gravitacionales. Esta técnica permitirá detectar la presencia de planetas de masa terrestre alrededor de estrellas parecidas al Sol si estos son comunes.

Además se pueden usar en sentido completamente inverso: a partir de la deformación de las fuentes de fondo se puede deducir la distribución de masa del objeto que hace de lente. Esto es especialmente útil en el caso de cúmulos de galaxias, como el ya mencionado Abell 2218 o muchos otros. Esta técnica tiene la ventaja de que es capaz de rastrear también la materia oscura del cúmulo.

Simulación

A la derecha una simulación del efecto del lente gravitacional causado por un agujero negro de Schwarzschild pasando por delante de una galaxia de fondo. Una imagen secundaria de la galaxia se puede ver dentro del radio de Einstein del agujero negro en el lado opuesto de la galaxia. La imagen secundaria crece (quedándose dentro del anillo de Einstein) a medida que la imagen principal se acerca al agujero negro. El brillo superficial de las dos imágenes se mantiene constante, pero su tamaño angular varía, por lo tanto, produciendo una amplificación de la luminosidad de la galaxia vistas por un observador distante. La amplificación máxima se produce cuando la galaxia (o en este caso una parte brillante de la misma) esta exactamente detrás del agujero negro.

Véase también

Enlaces externos

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