No, no es la verdad. Hay pruebas reales disponibles que confirman la existencia de materia oscura.
Así es como se descubre una materia oscura usando un método muy popular llamado Gravitacional Lensing.
Este es el gran cúmulo de galaxias Abell Cluster 2218. ¿Pero esos arcos gigantes y estirados que ves? Estas son en realidad galaxias de fondo que se distorsionan y magnifican por el cúmulo gigante.
A medida que la luz sale de su fuente, la poderosa gravedad del cúmulo masivo dobla esa luz, creando las imágenes múltiples y vertiginosas.
Crédito de la imagen: ESA, NASA, J.-P. Kneib y Richard Ellis .
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Esto se llama lente gravitacional fuerte , y es una de las vistas más espectaculares del Universo. Pero, desafortunadamente, es extremadamente raro que obtengamos una alineación tan fortuita entre una masa en primer plano y una galaxia de fondo. ¿Cómo, entonces, se supone que debemos medir dónde está la materia (y cuánta materia hay) si obtenemos un cúmulo de galaxias sin esas características fuertes?
Como, digamos, este. 
Crédito de imagen: NASA / STScI; Magellan / U.Arizona / D.Clowe et al.
Resulta que casi cada grupo no tiene arcos, imágenes múltiples o anillos de Einstein para ayudarnos. Entonces, ¿cómo mapeamos la materia oscura?
Pasamos a la lente gravitacional débil mucho menos visualmente espectacular (pero mucho más cósmicamente poderosa) .
¿Qué demonios es eso? Vamos a sumergirnos.
Crédito de la imagen: Euclid de la ESA.
Arriba está cómo se vería parte del Universo. Puede haber algunas regiones con mucha masa, donde el asunto ha comenzado a agruparse a gran escala. Hay otros con escasez de materia, donde tenemos grandes vacíos en el Universo. Como resultado, cuando la luz de los objetos
detrás de estas masas se dirige hacia nosotros, no se dobla de una manera espectacular, pero se corta.
Qué significa eso? Vamos a mostrarte Eche un vistazo a cómo se verían algunas fuentes de luz circulares si no hubiera masa entre nosotros, mirando hacia afuera, y esas fuentes de luz.
Pero ahora, ¿qué pasa si tomamos esas mismas fuentes de luz, y entre nosotros y ellos, ponemos algunas fuentes de masa típicas del Universo? Ahora recuerde, no permitimos ningún efecto fuerte: sin aumento, sin imágenes múltiples, sin anillos, sin grandes arcos distorsionados. ¿Cómo se vería?
¿ahora?
¡Por qué, estas fuentes de luz se distorsionan: se estiran en formas elípticas, debido a las masas entre nosotros y ellos!
“Genial”, debes estar pensando, “todo lo que tenemos que hacer es medir qué tan elípticas son las galaxias, ¡y podemos determinar las masas entre nosotros y ellas!”
No tan rapido. El problema es que las galaxias reales tienen diferentes formas. Como los astrofísicos son creadores de nombres creativos, llaman a este efecto “ruido de forma”. débiles efectos de lentes gravitacionales de la masa interviniente.
Sin lentes con lente
Entonces, ¿qué podemos hacer? Bueno, tenemos que medir muchas galaxias de fondo, para promediar el efecto del ruido de la forma. Cómo hacemos esto? Echemos un vistazo a una versión recortada (pero no editada) de una de las imágenes más famosas del Universo: ¡el Campo Profundo del Hubble!
Como puedes imaginar, las galaxias más grandes en esa imagen son, en general, las galaxias más cercanas a nosotros. Entonces, si entendemos la materia oscura (y creemos que lo hacemos), las líneas azules nos muestran que esperamos que las galaxias de fondo estén distorsionadas.
Crédito de la imagen: Mike Hudson. mhvm.uwaterloo.ca es su página de investigación.
Ese es el efecto de lentes débiles: una cizalladura en cómo aparecen las galaxias de fondo. ¡Bueno, también podemos trabajar de otra manera! Observe la distorsión de las galaxias de fondo, tenga en cuenta el ruido de la forma y vuelva a crear un mapa de la materia total, tanto luminosa como oscura, según lo que sabemos sobre lentes débiles. Entonces, ¿qué obtenemos, mirando ese clúster sin arco arriba? (La tercera imagen en este artículo).
Crédito de la imagen: Douglas Clowe et al.
Bueno, podemos recrear la distribución de la materia, ¡la mayor parte de la cual no está representada por los átomos! De hecho, si mostramos esos resultados de lentes débiles en azul y superponemos los datos del observatorio de rayos X Chandra en rosa, es posible que reconozca esta como una de las imágenes más famosas de la historia.
Crédito de la imagen: rayos X: NASA / CXC / CfA / M.Markevitch et al .; Mapa de lentes: NASA / STScI; ESO WFI;
Magellan / U.Arizona / D.Clowe et al .; Óptico: NASA / STScI; Magellan / U.Arizona / D.Clowe et al .
El cúmulo de balas! No solo puede medir la cantidad de materia total, con lentes débiles, sino que puede compararlo con el lugar donde está el gas caliente en los rayos X. Esta combinación es una gran parte de cómo sabemos que la materia oscura no choca ni con ella misma ni con la materia atómica normal.
Entonces, si desea saber cuánta masa hay en un grupo y dónde está esa masa, todo lo que necesita hacer es medir todas las fuentes de luz de fondo que provienen de detrás de ese grupo, y siempre que tenga suficiente de ellas ¡Las lentes gravitacionales débiles se encargan del resto!
¡Y así es como la lente gravitacional débil nos muestra dónde está la materia oscura!
