Para cumplir con los requisitos establecidos requeriría (1) una publicación del tamaño de un libro y (2) una comprensión más profunda de lo que yo personalmente tengo. Sin embargo, dado que Quora no es el lugar adecuado para escribir un libro de todos modos , puedo saber lo suficiente como para tomar una decisión razonable sobre esto. Dicho esto, sin embargo, si eres un experto real en una de estas áreas y entiendes algo que he explicado incorrectamente, ¡házmelo saber en los comentarios para que pueda solucionarlo!
Sí, todavía es bastante largo, pero tenga en cuenta que esta es la versión corta .
¿Qué es la materia oscura (DM)?
- ¿Qué podría usar para aislar un objeto de los rayos cósmicos secundarios en la Tierra?
- Si existen mundos potencialmente habitados cerca del centro de una galaxia espiral como la Vía Láctea, ¿sus cielos son sustancialmente más brillantes durante la noche, ya que los cuerpos celestes están mucho más juntos?
- ¿Qué tienen que ver los campos de Higgs con la expansión del universo?
- Si el universo se expande a un ritmo cada vez mayor, ¿entonces toda la materia finalmente se reducirá a energía?
- ¿Por qué la edad y la masa del universo tienen aproximadamente la misma cantidad de unidades de planck?
La materia oscura es solo materia que no interactúa a través de las fuerzas electromagnéticas (EM) o fuertes nucleares. Sin interacciones EM significa que no puede emitir luz, ni absorber luz, ni reflejar, refractar o dispersar luz de ninguna manera. Esto, naturalmente, hace que sea bastante difícil de ver (por lo tanto, materia “oscura”, aunque supongo que es más “transparente” que “oscura”). Nuestras mejores mediciones actuales indican que algo así como el 85% de la materia en nuestro Universo observable (aproximadamente una cuarta parte del contenido total de masa-energía) es materia oscura.
¿No es la materia oscura extraña / espeluznante?
De ningún modo. Los neutrinos, por ejemplo, satisfacen la definición de Dark Matter, solo representan una fracción tan pequeña del DM total en el Universo que las personas tienden a descuidarlos cuando preguntan: “¿De qué está hecha la Dark Matter?”
No hay nada extraño o inusual en ciertas partículas que no interactúan de ciertas maneras. Los neutrones no tienen carga eléctrica (aunque tienen propiedades EM, pero eso no es ni aquí ni allá), y los electrones no interactúan a través de la Fuerza Fuerte, entonces, ¿por qué no debería haber partículas que interactúen con ninguno, como los neutrinos? Decir que interactuar con la luz es “normal” es un sesgo puramente humano, porque confiamos mucho en la vista. Tener muchos DM en el Universo no es de ninguna manera “extraño”; ¡solo significa que el Universo no gira en torno a lo que la humanidad considera conveniente!
¿Por qué estamos seguros de que existe DM?
De ninguna manera es una lista completa, pero debería dar una idea de los tipos de evidencia que tenemos. Cada uno de estos tomaría al menos un capítulo de un libro para explicarlo adecuadamente, pero con suerte esto dará una idea general.
- Curvas de rotación galáctica .
Cuando un objeto orbita a otro, el objeto en órbita tiene que estar constantemente acelerando hacia el objeto central (o, más precisamente, ambos aceleran hacia su centro de masa combinado). Sin esa aceleración, el cuerpo en órbita simplemente volaría.
Cuanto más rápido se mueve el cuerpo en órbita, más aceleración se necesita para mantenerlo en su órbita. Como en este caso la aceleración se debe a la gravedad, esto significa que la masa central tiene que ser más grande. Para una órbita circular de un objeto pequeño [matemática] m [/ matemática] a una distancia [matemática] r [/ matemática] y velocidad [matemática] v [/ matemática] alrededor de un objeto grande (y supuesto estacionario) [matemática] M [ / matemáticas], el requisito de aceleración da
[matemáticas] \ frac {v ^ 2} {r} = \ frac {GM} {r ^ 2} [/ matemáticas]
que a su vez nos da la relación
[matemáticas] v = \ sqrt {\ frac {GM} {r}} [/ matemáticas].
(Estoy haciendo esto con la gravedad newtoniana por simplicidad; hacerlo con rigor completo requeriría relatividad general. En esta situación, la aproximación newtoniana es en general bastante buena).
Para un objeto más complicado que solo dos partículas puntuales, siempre que haya suficiente simetría, la versión gravitacional de la ley de Gauss dice que la [matemática] M [/ matemática] relevante es la masa total de todo en la galaxia que está a una distancia menor que [matemáticas] r [/ matemáticas] desde el centro .
[ Editado para tener en cuenta: Para que esto sea exactamente correcto, la distribución de la materia tendría que ser esféricamente simétrica, que no son las galaxias. Como resultado, los cálculos reales son un poco más complicados de lo que se muestra aquí.]
Esto nos permite “pesar” diferentes partes de la galaxia, midiendo la relación entre [matemáticas] r [/ matemáticas] y [matemáticas] v [/ matemáticas]. (Podemos medir las velocidades de rotación comparando los desplazamientos al rojo en los lados de la galaxia que se aproximan y retroceden).
Esta imagen de Wiki muestra el resultado de esta medición:
La línea “esperado del disco visible” se determina sumando las masas de todas las partes de la galaxia que podemos ver. (Cómo medimos esa masa es una discusión completamente diferente).
- Lente gravitacional.
En la relatividad general, cada vez que la luz pasa a través de un campo gravitacional, ese campo dobla ligeramente su camino. Esto actúa como una lente gravitacional y puede producir, por ejemplo, “Anillos de Einstein”, como esta imagen de Wiki:
El “anillo” es una imagen distorsionada de una sola galaxia azul ubicada detrás de la galaxia roja en el centro. La luz de la galaxia azul se apaga en todas las direcciones, pero la gravedad de la galaxia roja la dobla. Esto significa que la luz que comienza en un “camino directo” hacia nosotros nunca nos alcanza, pero la luz que originalmente nos faltaba en una cantidad específica (en cualquier dirección) se dobla hacia nosotros, lo que hace que parezca que proviene un montón de direcciones diferentes, lo que resulta en la imagen del anillo que se ve aquí.
Este es un ejemplo muy dramático de lentes gravitacionales, pero hay efectos mucho más sutiles que aún pueden ser útiles. En la lente gravitacional débil, el análisis estadístico de las distorsiones en la luz que recibimos nos permite “trazar” el campo gravitacional entre nosotros y las galaxias distantes. A menudo, esto solo muestra más masa de la que sabemos explicar, pero eso podría explicarse simplemente asumiendo que nuestra comprensión de la gravedad está desactivada.
Sin embargo, hay algo más que es mucho más difícil de explicar de esa manera: el Bullet Cluster.
(Imagen de A Matter of Fact en nasa.gov)
¿Que está pasando aqui? Bueno, dos cúmulos de galaxias chocaron entre sí, y esto es lo que siguió. La coloración roja representa dónde está la materia visible , mientras que la coloración azul representa dónde está la materia oscura , como se infiere por la lente gravitacional. ¿Por qué están tan separados? Bueno, la mayor parte de la materia luminosa en un cúmulo de galaxias está en el medio Intracluster, un plasma caliente y denso. Cuando estos plasmas chocan entre sí, una cantidad significativa de la materia se ralentiza. Sin embargo, dado que Dark Matter interactúa solo muy débilmente, los componentes de DM de los dos grupos fueron libres de pasar sin impedimentos, lo que resultó en una separación (como se ve aquí). No solo hay materia luminosa “no suficiente” … ¡está en el lugar equivocado! Un pequeño número de científicos sigue comprometido a encontrar formas de explicar esto sin DM, y han tenido un éxito parcial , pero solo al incluir cosas aún no medidas que son mucho más extrañas que DM (por ejemplo, un tensor de rango 3 campo, que, si bien es posible, sería el primer campo tensorial de un rango tan alto jamás encontrado).
- Efecto sobre el fondo cósmico de microondas.
Durante los primeros cientos de miles de años después del Big Bang, El Universo estuvo lo suficientemente caliente como para estar altamente ionizado, lo que lo hizo más o menos opaco a la luz; los fotones se movían como cualquier otra partícula. Sin embargo, una vez que las cosas se enfriaron lo suficiente, cantidades significativas de protones y electrones se combinaron en Hidrógeno neutro, que es (más o menos) transparente para la mayor parte de la luz que existía en ese momento. Esto sucedió bastante rápido (en términos de tiempo cosmológico), por lo que fue como si toda la luz pinball alrededor de todo el Universo se liberara repentinamente de una vez, capturando efectivamente una instantánea del Universo en ese momento de su evolución.
Dado que esta luz se lanzó en todas partes del Universo , podemos apuntar nuestros radiotelescopios en cualquier dirección que queramos, y ahí está: el fondo cósmico de microondas (CMB). Es casi la misma temperatura en todas las direcciones, pero hay pequeñas diferencias (generalmente alrededor de una parte en [matemáticas] 10 ^ 5 [/ matemáticas]), y hemos medido estas pequeñas variaciones con una precisión extraordinaria: primero a través del satélite COBE, que luego fue reemplazado por el WMAP más avanzado, que luego fue reemplazado por el Planck (nave espacial) más avanzado, que está actualmente en funcionamiento.
Estas pequeñas variaciones pueden decirnos mucho sobre el universo primitivo. Por ejemplo, los análisis estadísticos de estas variaciones muestran la firma distintiva de las ondas de presión que se propagan a través de ese plasma temprano, y la naturaleza de estas oscilaciones acústicas de Baryon puede decirnos mucho sobre qué tipo de cosas existían. Específicamente, los protones y electrones serían arrastrados por los fotones (dominantes), convirtiéndose en parte de la onda, pero Dark Matter no lo haría , y solo se verían afectados indirectamente por los pequeños cambios resultantes en la gravedad. La presencia y abundancia de Dark Matter, por lo tanto, afecta cómo estas ondas impactan las variaciones de temperatura en el CMB.
- La formación de estructura a gran escala.
La historia estándar dada en las explicaciones científicas populares es así: el Universo comenzó caliente y denso y más o menos uniforme, luego se expandió, enfrió y se agrupó en estrellas y galaxias. Sin embargo, esta historia es incompleta, lo que significa que las galaxias no existirían sin materia oscura .
A nivel superficial, la historia tiene sentido; diablos, llegué casi a la mitad de un doctorado. en Física sin notar ningún problema con ella! Suena tan plausible debido a cómo funciona la gravedad: si la materia se distribuye de manera más o menos uniforme, pero algunos lugares son un poco más densos que otros, la gravedad tenderá a agrandar y aumentar esas sobredensidades. ¿Por qué? Bueno, incluso si una región es un poco más densa que sus vecinas, seguirá ganando el tira y afloja gravitacional y gradualmente acumulará más y más masa. Por supuesto, una vez que tiene más masa, gana el tira y afloja aún más , por lo que es un proceso de fuga que termina en grandes grupos unidos gravitacionalmente.
¿Entonces, cuál es el problema? Bueno, considera el aire en la habitación contigo ahora mismo. ¿Hay pequeñas variaciones de densidad? Por supuesto, ya que la uniformidad perfecta es imposible. Pero, ¿se está formando en grupos exponencialmente más densos? ¡Ciertamente no! La razón de esto es que, bajo este tipo de condiciones, cuando la densidad de un gas aumenta, también lo hace su presión . ¡Esa presión hace que la región demasiado densa se expanda hacia afuera nuevamente, devolviendo la densidad al promedio!
Ahora, por supuesto, las escalas y temperaturas involucradas son totalmente diferentes. Una gran región de gas tendrá más atracción gravitacional que una pequeña bolsa de aire más denso en su habitación, y el gas en el espacio tampoco necesita estar a temperatura ambiente. Entonces, si el gas puede enfriarse lo suficiente, eso puede reducir la presión lo suficiente como para que gane la gravedad . Pero, cuanto más se comprime, más se calienta, porque está convirtiendo la energía gravitacional en energía térmica, por lo que la presión aumenta nuevamente. Esto significa que formar una galaxia es un proceso muy gradual, durante el cual tiene que deshacerse constantemente de enormes cantidades de energía. Si fuera solo una nube de gas, sin ninguna interferencia externa, este proceso no sería lo suficientemente rápido, y hoy no tendríamos galaxias.
Pero, como saben, las cosas calientes emiten calor mucho más rápido que las frías. Entonces, si queremos que las galaxias se formen para el día de hoy (o, de hecho, antes de que la expansión del espacio haga que la materia sea demasiado diluida para formar galaxias), algo tiene que estar obligando al gas a comprimirse y volverse más denso y más caliente de lo que sería poder bajo su propia gravedad. Entrar: materia oscura. Debido a que solo interactúa débilmente, Dark Matter no tiene presión como el gas . Entonces, el argumento sobre el proceso gravitacional de fuga realmente funciona para Dark Matter. DM no puede deshacerse de la energía con mucha facilidad, por lo que la conservación de la energía y el momento angular significa que solo puede colapsar a unas 200 veces la densidad de fondo, pero el halo de materia oscura resultante proporciona un pozo de gravedad suficiente para “sembrar” el formación de galaxias visibles. Entonces, no es una coincidencia que las curvas rotacionales galácticas mostraran grandes cantidades de materia oscura … ¡las galaxias no se habrían formado allí sin ella!
Como resultado de este proceso de “siembra” de DM, los modelos teóricos y las simulaciones por computadora de la formación de estructuras de DM han tenido bastante éxito al describir las propiedades estadísticas de cómo se distribuyen las galaxias ahora, así como cómo se distribuyeron anteriormente en la historia de El Universo (que podemos medir mirando galaxias muy distantes).
Bien, por eso creemos que existe Dark Matter. Pero, la siguiente pregunta obvia es … bueno … ¿qué es ? ¿De qué está hecho ? ¿Cuáles son sus propiedades? Aquí, tenemos un conocimiento muy parcial y múltiples teorías diferentes, cualquier combinación de las cuales podría ser correcta (o, tal vez, ninguna de ellas). Esto nos lleva a:
¿Qué sabemos sobre las propiedades de Dark Matter?
Una vez más, esto no es exhaustivo, pero debería darle una idea decente.
- Hace frío”.
Esta es la razón por la cual el modelo dominante actual de cosmología se llama el modelo Lambda-CDM: “Lambda” ([matemática] \ Lambda [/ matemática]) representa la constante cosmológica, y “CDM” significa “Materia oscura fría”.
Cuando un astrofísico describe algo como “frío”, generalmente significa que la velocidad térmica asociada es mucho menor que la velocidad de la luz. Según este estándar, el aire en Death Valley es “frío”. Pero, nuevamente, para los cosmólogos, las galaxias son básicamente partículas puntuales, ¡así que todo es cuestión de escala y perspectiva!
Entonces, ¿por qué DM necesita estar “frío”? Bueno, recuerde que la agrupación de DM fue parte integral de la formación de estructuras como las galaxias. Sin embargo, si la DM estuviera muy caliente (y, por lo tanto, las partículas se movían muy rápido), esto evitaría que se aglomere correctamente. Lo he explicado en términos muy vagos, pero los efectos se comprenden matemáticamente bien. De hecho, es similar a algo que sucede con los fotones: amortiguación de difusión (o “amortiguación de seda”). Sin embargo, en el caso de Dark Matter, el resultado sería una demora significativa (o incluso la prevención total) de la formación de galaxias, en la medida en que Dark Matter puede descartarse por observación.
Por cierto, así es como sabemos que no se trata solo de neutrinos: dado lo que sabemos sobre el Universo temprano, ¡estarían demasiado calientes!
- Solo interactúa muy débilmente.
Esto es parte de la definición de Dark Matter, pero es bueno ver la confirmación de observación. Conozco menos detalles sobre esto, pero sí sé que existen límites de observación en la “sección transversal de interacción” de Dark Matter, tanto en términos de sus interacciones con la materia luminosa como por sus procesos teorizados de autoaniquilación (en los que dos partículas de DM podrían interactuar y aniquilarse entre sí). Además, como se discutió anteriormente, el Bullet Cluster muestra halos de materia oscura gigantes más o menos simplemente pasándose uno al otro, lo que sugiere interacciones muy débiles.
Entonces … dadas esas propiedades,
¿De qué podría estar hecho Dark Matter?
Hay dos teorías principales (que yo sepa) que sugieren la existencia de tipos específicos de partículas nuevas. Ambos están bien motivados teóricamente (como en, tenemos buenas razones para sospechar que podrían existir partículas con esas propiedades particulares), pero ninguno ha sido confirmado experimentalmente todavía. Curiosamente, las dos partículas predichas son totalmente diferentes entre sí , no ligeras variaciones sobre el mismo tema.
Al final del día, cualquiera de estas teorías podría ser correcta, o ambas (dada la existencia de neutrinos, no hay necesidad de que todo el resto de la DM sea un solo tipo de partícula), o, por supuesto, tampoco.
Entonces, ¿cuáles son las teorías?
- Axions
Me siento moralmente obligado a poner este primero, a pesar de que el otro es más popular en este momento, porque mi universidad está muy involucrada en el Experimento Axion Dark Matter (ADMX), ¡y por supuesto estoy apoyando a mis colegas!
La existencia de Axions se ha teorizado desde la década de 1970, pero solo recientemente tenemos la tecnología para comenzar a tratar de medirlos en el laboratorio. Los axiones son partículas extremadamente pequeñas (a diferencia de los WIMP, la otra opción líder), por lo que tendrían que existir en cantidades realmente enormes . Aún así, debido a que interactúan tan débilmente, es difícil detectarlos, incluso con miles de millones de ellos pasando a través de su detector en una pequeña fracción de segundo.
Los artículos wiki vinculados hacen un mejor trabajo de explicar la motivación teórica y la búsqueda experimental de lo que podría. Es realmente bastante elegante y resolvería muchos misterios sobresalientes en la física de partículas (como el Problema Strong CP), pero no puedo hacerle justicia.
- Partículas masivas de interacción débil (WIMP)
(Referencia de Wiki: Partículas masivas que interactúan débilmente)
Para explicar por qué los WIMP son teóricamente atractivos, tengo que desviarme un poco hacia la “abundancia de reliquias”, es decir, cuántas partículas de un tipo dado quedaron después de que el Universo se enfriara y generalmente se convirtiera en un lugar más estable.
En el universo primitivo, todo era muy denso y muchos tipos diferentes de partículas estaban “estrechamente acopladas” (es decir, interactuaban entre sí con frecuencia). Sin embargo, a medida que el universo se hizo más grande y más frío, estas tasas de interacción disminuyeron, más o menos hasta detenerse, un fenómeno conocido como “congelamiento”. El momento en que algo “se congela” depende de una serie de cosas, incluida su masa y la intensidad con la que interactúa con otras cosas.
Este “congelamiento” tiene un efecto enorme en la abundancia de varias partículas en el Universo. Por ejemplo, considere el proceso
[matemáticas] n \ Leftrightarrow p + e ^ – + \ overline {\ nu_e} [/ math],
en el que un neutrón puede convertirse en un protón, un electrón y un antineutrino de electrones (o viceversa). Si retrocede lo suficiente, esta reacción estará en equilibrio termodinámico, al igual que con cualquier reacción química que pueda ir en cualquier dirección. Sin embargo, una vez que los neutrinos se “congelan”, el equilibrio ya no se puede mantener (aunque todavía pueden ocurrir otros procesos, como la desintegración beta). La abundancia relativa de protones y neutrones en el momento del congelamiento está determinada por dos factores: la diferencia de masa [matemática] \ Delta m [/ matemática] entre las dos partículas y la temperatura del Universo cuando ocurrió el congelamiento. Estos factores se combinan para determinar por cuánto se favorece termodinámicamente la partícula más ligera, con una dependencia exponencial:
[matemáticas] \ frac {N_n} {N_p} \ propto e ^ {- \ Delta mc ^ 2 / k T} [/ matemáticas]
donde [math] k [/ math] es la constante de Boltzmann.
Esto claramente afecta la “abundancia de reliquias” de las partículas involucradas (aquí, protones y neutrones). Por lo tanto, en general, la abundancia de una partícula dada en el Universo actual está significativamente influenciada por la masa de esa partícula y la intensidad con la que interactúa (ya que eso afecta el tiempo de congelación y, por lo tanto, la temperatura de congelación).
Esto nos lleva al llamado “milagro WIMP”: una partícula que interactúa predominantemente a través de la Fuerza Nuclear Débil, y que tiene una masa cercana a la escala de masa asociada con interacciones Débiles ([matemáticas] \ sim 100 \ text {GeV} / c ^ 2 [/ math]), tendría una abundancia de reliquias que coincidiría con la abundancia medida de Dark Matter en el Universo. Dado que tal partícula ya se especulaba que existía (en el contexto de la supersimetría), esto era muy teóricamente atractivo para muchas personas, aunque nuestra incapacidad para encontrarla hasta ahora ha amortiguado algunos de sus espíritus.
Entonces, ahí lo tienes: mi resumen de Dark Matter. ¡Espero que valiera la pena el tiempo que tomó leer! (Y mucho menos escribir …)