¿Teoría de la materia oscura? ¿Qué es la teoría de la materia oscura?

Hace unos 65 años se descubrió por primera vez evidencia de la existencia de materia oscura. En aquella época, Fritz Zwicky descubrió que las galaxias en grandes cúmulos de galaxias se movían a velocidades extremadamente altas. Los cúmulos de estrellas no pueden unir galaxias en absoluto a menos que su masa supere 100 veces el número de estrellas que contienen. Décadas de observación y análisis lo confirman. Aunque todavía no sabemos nada sobre la naturaleza de la materia oscura, en la década de 1980 se aceptaba ampliamente que representa aproximadamente el 20% de la densidad de energía del universo.

[Descripción de la imagen]: La materia luminosa ordinaria representa el 0,4% de la energía total del universo, otra materia ordinaria representa el 3,7%, la materia oscura representa casi el 23% y el 73% restante es el energía oscura dominante.

Tras la introducción de la teoría de la inflación cósmica, muchos cosmólogos creen que nuestro universo es plano y que la densidad de energía total del universo debe ser igual a un valor crítico (este valor crítico se utiliza para distinguir si la El universo está cerrado o abierto). Al mismo tiempo, los cosmólogos también favorecen un universo simple en el que la densidad de energía esté en forma de materia, incluido un 4% de materia ordinaria y un 96% de materia oscura. Pero, de hecho, las observaciones nunca coinciden con esto. Aunque hay un gran error en la estimación de la densidad total de la materia, el error no es lo suficientemente grande como para llevar la materia total a un valor crítico, y esta inconsistencia entre las observaciones y los modelos teóricos se ha vuelto cada vez más aguda con el tiempo.

La energía oscura surgió cuando la gente se dio cuenta de que no había suficiente materia para explicar la estructura y características del universo. La única similitud entre la energía oscura y la materia oscura es que no emiten ni absorben luz. Microscópicamente, sus composiciones son completamente diferentes. Es más, al igual que la materia ordinaria, la materia oscura tiene autoatracción gravitacional y se junta con la materia ordinaria para formar galaxias. La energía oscura es rechazada por la gravedad y se distribuye casi uniformemente en el universo. Por lo tanto, la energía oscura se pasará por alto al contar la energía de las galaxias. Por tanto, la energía oscura puede explicar entre el 70 y el 80% de la diferencia entre la densidad de materia observada y la densidad crítica predicha por la teoría de la inflación. Posteriormente, dos equipos independientes de astrónomos observaron supernovas y descubrieron que la expansión del universo se estaba acelerando. Como resultado, el modelo de universo dominado por la energía oscura se convierte en un modelo de universo armonioso. Recientemente, las observaciones de la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP) confirmaron de forma independiente la existencia de energía oscura, convirtiéndola en parte del Modelo Estándar.

La energía oscura también cambia nuestra comprensión del papel de la materia oscura en el universo. Según la teoría de la relatividad general de Einstein, en un universo que contiene sólo materia, la densidad de la materia determina la geometría del universo, así como su pasado y futuro. Si a esto le sumamos la energía oscura, la situación es completamente diferente. Primero, la densidad de energía total (la suma de la densidad de energía de la materia y la densidad de energía oscura) determina las características geométricas del universo. En segundo lugar, el universo ha pasado de un período dominado por la materia a un período dominado por la energía oscura. Unos miles de millones de años después del Big Bang, la materia oscura dominaba la densidad energética total, pero eso es cosa del pasado. El futuro de nuestro universo ahora estará determinado por las propiedades de la energía oscura, que actualmente está acelerando la expansión del universo y, a menos que la energía oscura decaiga o cambie su estado con el tiempo, esta expansión acelerada continuará.

Sin embargo, hemos pasado por alto un punto sumamente importante, y es que es la materia oscura la que contribuye a la formación de la estructura del universo. Sin la materia oscura no se habrían formado galaxias, estrellas y planetas, y mucho menos los humanos actuales. Aunque el universo es homogéneo e isotrópico a gran escala, existen estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, agujeros gigantes y grandes paredes de galaxias a escalas más pequeñas. A gran escala, la única fuerza que mueve la materia es la gravedad.

Sin embargo, la materia distribuida uniformemente no ejerce gravedad, por lo que toda la estructura del universo actual debe provenir de pequeñas fluctuaciones en la distribución muy temprana de la materia en el universo, y estas fluctuaciones dejan sus huellas en la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB). Es imposible que la materia ordinaria forme estructuras sustanciales en la radiación cósmica de fondo de microondas sin dejar rastros a través de sus propias fluctuaciones, porque la materia ordinaria aún no se ha desacoplado de la radiación en ese momento.

Por otro lado, pequeñas fluctuaciones en la materia oscura que no se acoplan con la radiación se amplifican muchas veces antes de desacoplarse de la materia ordinaria. Después de que la materia ordinaria se desacopló, la materia oscura que se había unido comenzó a atraer la materia ordinaria y luego formó la estructura que observamos ahora. Entonces esto requiere una onda inicial, pero su magnitud es muy, muy pequeña. La sustancia que se necesita aquí es materia oscura fría, de ahí el nombre porque es una partícula no relativista sin movimiento térmico.

Antes de comenzar a explicar la validez de este modelo, debemos explicar una última cosa importante. Para las pequeñas perturbaciones (fluctuaciones) mencionadas anteriormente, para poder predecir sus efectos gravitacionales en diferentes longitudes de onda, el espectro de pequeñas perturbaciones debe tener una forma especial. Por lo tanto, la fluctuación de densidad inicial debería ser independiente de la escala. Es decir, si descomponemos la distribución de energía en la suma de una serie de ondas sinusoidales de diferentes longitudes de onda, entonces la amplitud de todas las ondas sinusoidales debería ser la misma. El éxito de la teoría de la inflación es que proporciona un buen mecanismo de partida dinámico, formando un espectro de perturbación pequeño independiente de la escala (su índice espectral n=1). Esta predicción fue confirmada por observaciones de WMAP, que encontraron n = 0,99 ± 0,04.

Pero si no conocemos las propiedades de la materia oscura, no podemos decir que conocemos el universo. Actualmente conocemos dos tipos de materia oscura: los neutrinos y los agujeros negros. Pero su contribución a la cantidad total de materia oscura es muy pequeña y la mayor parte aún se desconoce. Aquí analizamos posibles candidatos para la materia oscura, las estructuras que provoca y cómo podemos combinar detectores de partículas y observaciones astronómicas para revelar las propiedades de la materia oscura.

El candidato a materia oscura más prometedor

Durante mucho tiempo, la materia oscura más prometedora era solo una hipotética partícula elemental con las características de larga vida, baja temperatura y no colisión. . Longevidad significa que debe ser tan antiguo como el universo actual, o incluso más antiguo. La baja temperatura significa que son partículas no relativistas cuando se desacoplan, lo que les permite agruparse rápidamente bajo la influencia de la gravedad. Dado que el proceso de agrupación ocurre en un rango más pequeño que el horizonte de Hubble (el producto de la edad del universo por la velocidad de la luz), y este horizonte es muy pequeño en comparación con el universo actual, el cúmulo de materia oscura o materia oscura formado inicialmente El halo es más pequeño que el tamaño de la Vía Láctea. Mucho más y mucha menos masa. A medida que el universo se expande y el horizonte de Hubble crece, estos pequeños halos iniciales de materia oscura se fusionan para formar estructuras de mayor escala, y estas estructuras de mayor escala se fusionarán más tarde para formar estructuras de mayor escala. El resultado es la formación de sistemas estructurales de diferentes volúmenes y masas, lo cual es cualitativamente consistente con las observaciones. Por el contrario, las partículas relativistas, como los neutrinos, se mueven demasiado rápido durante el período de acumulaciones gravitacionales para formar las estructuras que observamos. Por tanto, se puede ignorar la contribución de los neutrinos a la densidad de masa de la materia oscura. Esto también está respaldado por mediciones de masas de neutrinos de experimentos con neutrinos solares. La ausencia de colisión significa que la sección transversal de interacción de las partículas de materia oscura (con la materia oscura y la materia ordinaria) es insignificante en el halo de materia oscura. Estas partículas están unidas entre sí únicamente por la gravedad y, en el halo de materia oscura, se mueven sin obstáculos en un amplio espectro de ritmos de excentricidad orbital.

La materia oscura criogénica libre de colisiones (CCDM) es prometedora por varias razones. Primero, los resultados de la simulación numérica de la formación de estructuras CCDM son consistentes con los resultados de la observación. En segundo lugar, las partículas masivas de interacción débil (WIMP), como subclase especial, pueden explicar bien su abundancia en el universo. Si las interacciones entre partículas eran débiles, entonces durante la primera billonésima de segundo del universo, estaban en equilibrio térmico. Luego comenzó a perder el equilibrio debido a la aniquilación. Según las estimaciones de sus secciones transversales de interacción, la densidad de energía de estas sustancias representa alrededor del 20-30% de la densidad de energía total del universo. Esto es consistente con las observaciones. La tercera razón para el optimismo del CCDM es que en algunos modelos teóricos se predicen algunas partículas candidatas muy atractivas.

Una de las partículas candidatas es la pareja neutra, una partícula propuesta en modelos supersimétricos. La teoría de la supersimetría es la base de la supergravedad y la teoría de las supercuerdas. Requiere que cada fermión conocido tenga un bosón que lo acompañe (aún no observado), y que cada bosón también tenga un fermión que lo acompañe.

Si la supersimetría todavía existiera hoy, las partículas que la acompañan tendrían la misma masa. Pero debido a la ruptura espontánea de la supersimetría en el universo primitivo, la masa de las partículas que la acompañan también ha cambiado hoy. Además, la mayoría de los compañeros de supersimetría son inestables y decaen poco después de que se rompe la supersimetría. Sin embargo, uno de los socios más ligeros (con una masa del orden de 100 GeV) ha evitado la desintegración gracias a su simetría. En sus modelos más simples, estas partículas son eléctricamente neutras e interactúan débilmente: candidatas ideales para WIMP. Si la materia oscura está formada por neutrones, entonces los detectores subterráneos podrían detectar estas partículas cuando la Tierra atraviesa la materia oscura cerca del sol. Además, cabe señalar que esta detección no significa que la materia oscura esté compuesta principalmente por WIMP. Los experimentos actuales no pueden determinar si los WIMP constituyen la mayor parte de la materia oscura o sólo una pequeña porción.

Otro candidato es el axión, una partícula neutra muy ligera (su masa es del orden de 1μeV) que juega un papel importante en las grandes teorías unificadas. Los axones interactúan entre sí mediante fuerzas diminutas, por lo que no pueden estar en equilibrio térmico, por lo que su abundancia en el universo no está bien explicada. En el universo, los axiones se encuentran en un estado de condensación de bosones a baja temperatura. Ahora se ha construido el detector de axiones y se están realizando trabajos de detección.

Problemas con CCDM

Debido a que CCDM es integral, el modelo estándar es matemáticamente especial. Aunque algunos de sus parámetros no se han medido con precisión hasta ahora, todavía podemos probar la teoría a diferentes escalas. El mayor tamaño observado actualmente es el CMB (miles de Mpc). Las observaciones del CMB muestran la distribución original de energía y materia y también muestran que esta distribución es casi uniforme y no tiene estructura. La siguiente escala es la distribución de galaxias, desde unos pocos Mpc hasta casi 1000 Mpc. En estas escalas, la teoría y las observaciones concuerdan bien, lo que da a los astrónomos la confianza para generalizar el modelo a todas las escalas.

Pero a escalas más pequeñas, desde 1Mpc hasta la escala de galaxias (Kpc), hay inconsistencias. Esta inconsistencia surgió hace varios años, y su surgimiento plantea la pregunta crucial de si la teoría actual es correcta. En su mayor parte, los teóricos creen que la inconsistencia es más probablemente el resultado de nuestras suposiciones inapropiadas sobre las propiedades de la materia oscura y menos probable que sea un problema inherente al propio Modelo Estándar. Primero, para estructuras grandes, la gravedad es dominante, por lo que todos los cálculos se basan en las leyes de gravedad de Newton y Einstein. En escalas más pequeñas, se deben incluir los efectos hidrodinámicos de los materiales de alta temperatura y alta densidad. En segundo lugar, las fluctuaciones a gran escala son pequeñas y disponemos de métodos precisos para cuantificarlas y calcularlas. Pero a escala de una galaxia, la interacción entre la materia ordinaria y la radiación es extremadamente compleja. Aquí están los principales problemas a pequeña escala. Es posible que la subestructura no sea tan común como lo predicen las simulaciones numéricas CCDM. El número de halos de materia oscura es básicamente inversamente proporcional a su masa, por lo que debería observarse el efecto de lente gravitacional causado por muchas galaxias enanas y pequeños halos de materia oscura, pero las observaciones actuales no lo han confirmado. Además, la materia oscura que rodea la Vía Láctea u otras galaxias, cuando se fusiona en galaxias, puede hacer que el disco galáctico originalmente delgado sea más grueso de lo que se observa actualmente.

La distribución de densidad del halo de materia oscura debería aumentar bruscamente en la región del núcleo, es decir, a medida que disminuye la distancia desde el centro, su densidad debería aumentar bruscamente, pero esto es inconsistente con muchas de las cosas que hemos observado. La región central del sistema autogravitante es significativamente inconsistente. Como se observa en los estudios de lentes gravitacionales, las densidades centrales de los cúmulos de galaxias son más bajas que las calculadas por los modelos de halos masivos de materia oscura. En los núcleos de las galaxias espirales ordinarias hay menos materia oscura de lo esperado, y la misma situación ocurre en algunas galaxias con menor brillo superficial. Las galaxias enanas, como las galaxias compañeras de la Vía Láctea, las galaxias Ignacio y Draco, tienen centros de densidad uniforme, en marcado contraste con la teoría. Las simulaciones hidrodinámicas muestran dimensiones del disco galáctico y momento angular más pequeños que las observaciones. En muchas galaxias con un brillo superficial relativamente alto, existen estructuras en forma de varillas giratorias. Para que una estructura de este tipo sea estable, es necesario que su núcleo sea menos denso de lo esperado.

Es concebible que la solución de estos crecientes problemas dependa de algunos procesos astrofísicos complejos pero ordinarios. Se han propuesto algunas explicaciones convencionales para explicar los fenómenos de pérdida estructural mencionados anteriormente. Pero, en general, la evidencia observacional actual muestra una contradicción entre las altas densidades predichas y las bajas densidades observadas, desde cúmulos de galaxias gigantes (masas superiores a 1015 masas solares) hasta las galaxias enanas más pequeñas (masas inferiores a 109 masas solares).