Esta pregunta ha sido respondida muchas veces aquí en Quora y una búsqueda rápida encontrará respuestas mejores o peores que las mías. Recientemente, he dado una conferencia para una clase de astronomía extragaláctica sobre la evidencia de la materia oscura en el universo. Si hablas portugués, estos fueron mis folletos: dm.pdf.
Comencemos, entonces.
Rotación de galaxias
La galaxia M31. Imagen de la galaxia de Andrómeda
Desde 1914, la presencia de un halo oscuro en el que el disco estelar visible está incrustado en la galaxia M31 (Andrómeda). Esto se obtiene de su curva de rotación, que va en contra de la predicción kepleriana: después de cierto radio galáctico, la velocidad orbital de las estrellas dentro de la galaxia se vuelve constante.
La siguiente trama, de Ryden (2003) (verifique las referencias en la parte inferior) muestra los datos de dos grupos, en la década de 1970, que estudiaron el M31: Rubin y Ford (1970) – círculos abiertos y Roberts y Whitehurst (1975) – círculos sólidos
También se observa un patrón similar en los cúmulos galácticos: las velocidades radiales son lo suficientemente altas como para que la materia visible no sea suficiente para unir el sistema gravitacionalmente. Esto fue descubierto en la década de 1930 por Fritz Zwicky, que acuñó el término dunkle Materie , materia oscura.
La cantidad de materia en el universo
Las observaciones de las supernovas Ia permiten restricciones en los parámetros cosmológicos. En particular, aquí, deseamos conocer el valor de [math] \ Omega_m [/ math]: la densidad de la materia en el universo.
Una combinación de datos de SNe Ia con Cosmic Microwave Background (hablaré más sobre esto más adelante) y con oscilaciones acústicas bariónicas de Suziki et. Alabama. (2012) nos muestra [matemáticas] \ Omega_m \ aproximadamente 0.3 [/ matemáticas], es decir, aproximadamente el 30% del universo es materia.
Imagen de Suzuki et. Alabama. (2012) – Proyecto de Cosmología Supernova . Hay tramas más recientes, pero no hay mucha diferencia con esta.
Ok, ahora tenemos una restricción en la cantidad de materia en el universo. Veamos también cómo la distribución de la materia en el universo es sensible a la cantidad de materia en el universo. Para esto, necesitamos el espectro de potencia del universo. Esta cantidad mide la distribución de materia cuadrática promedio en una escala dada (aproximadamente, una escala corresponde al inverso de la distancia).
La siguiente imagen muestra cómo sería el espectro de potencia para diferentes cantidades de materia:
Esta trama es mía, muchas gracias. El espectro de potencia se calculó con CAMB.info .
Nuestras observaciones del espectro de potencia coinciden principalmente con la línea azul, que representa [math] \ Omega_m = 0.3 [/ math].
Finalmente, la edad del universo también es sensible a la cantidad de materia en el universo, como se muestra en la siguiente gráfica. La línea azul representa el factor de escala actual del universo, que está relacionado con la edad actual.
Esta trama también es mía.
Bien, hemos llegado a un punto embarazoso: tenemos la cantidad de materia en el universo, pero ¿cómo sabemos si está oscuro o no, excepto por las rotaciones galácticas?
Hay algunas maneras de hacer esto y voy a seguir brevemente las que menciona Dodelson (2003), detallando una de ellas: podemos estudiar la cantidad de estrellas y gas en las galaxias; mira los espectros (la luz emitida en cada longitud de onda) de los quásares distantes, que depende de la cantidad de hidrógeno en el universo; la abundancia de elementos ligeros en el universo (que también es uno de los pilares principales del escenario del Big Bang) y, finalmente, las anisotropías en el fondo cósmico de microondas (otro pilar de la cosmología del Big Bang).
Anisotropías en el CMB
Imagen de los datos de lanzamiento más recientes de Planck – Planck> Inicio
La hermosa imagen de arriba es el mapa de cielo completo de las anisotropías en la radiación de fondo cósmico de microondas, es decir, la variación de temperatura de la media.
Cuando el universo era muy joven, los fotones (luz) y los bariones (principalmente protones y neutrones) estaban fuertemente acoplados, es decir, formaban un fluido conocido como fluido fotón-barión. La luz no podría viajar a lo largo del universo sin golpear un átomo de hidrógeno. Mientras tanto, los átomos de hidrógeno se ionizaron tan pronto como se formaron.
Esto continuó hasta que el universo tenía unos 300,000 años (¡son tan lindos a esta edad!), Cuando la luz y los bariones se desacoplaron. Esta es la luz que observamos en el CMB. Lo mismo no es cierto para la materia oscura: se desacopló del CMB anteriormente en la historia del universo.
Así que puedes imaginar cuán fuertes son las variaciones en la temperatura dependiendo de la cantidad de materia que se aglomera y se extiende en el universo. Esto es, de hecho, cierto. Las siguientes gráficas muestran la dependencia de los valores medios cuadráticos de las variaciones de temperatura en una escala angular dada (aproximadamente la inversa de la separación angular en el cielo):
Sí, yo también hice esto. Sí, sé que las leyendas de la trama apestan. Lo siento por eso….
El primero muestra variaciones solo en la densidad de materia bariónica (visible), el segundo muestra variaciones solo en la materia oscura. El perfil en la distribución es muy diferente en ambos casos. Especialmente el pico, donde las variaciones son más fuertes.
Con estas observaciones, es posible discernir sobre la materia oscura y visible. Todas las evidencias nos llevan a [matemáticas] \ Omega_b \ aproximadamente 0.05 [/ matemáticas], es decir, tenemos aproximadamente un 5% de materia visible, dejándonos con un 25% de materia oscura en el universo.
Conclusiones
Hay montones y montones de evidencia de materia oscura en el universo e incluso en la Vía Láctea (véase Iocco et. Al. (2015)), sin embargo, no sabemos qué es: nunca hemos observado directamente la materia oscura. También se trabaja en teorías alternativas de la gravedad que no necesitan materia oscura, pero sin éxito. Entonces sí, la materia oscura probablemente esté aquí.
Referencias
Todos los documentos se pueden encontrar en el archivo de impresión electrónica de arXiv.org o en SAO / NASA ADS: Página de inicio de ADS .
Dodelson, S. (2003) . Cosmología Moderna.
Iocco, F., Pato, M. y Bertone, G. (2015). Evidencia de materia oscura en la Vía Láctea interior. Nature Physics, 11: 245–248, 1502.03821.
Roberts, MS y Whitehurst, RN (1975). La curva de rotación y la geometría de M31 a grandes distancias galactocéntricas. ApJ, 201: 327–346.
Rubin, VC y Ford, Jr., WK (1970). Rotación de la nebulosa de Andrómeda a partir de un estudio espectroscópico de regiones de emisión. ApJ, 159: 379.
Ryden, B. (2003). Introducción a la cosmología.
Suzuki, N. y col. (2012) La Encuesta de Supernovas del Clúster del Telescopio Espacial Hubble. V. Mejorando la oscuridad
Restricciones de energía por encima de z≥1 y Construcción de una muestra de supernova alojada en un tipo temprano. ApJ, 746: 85, 1105.3470.
Descargo de responsabilidad:
Algunas de las parcelas aquí son mías. No los uses sin preguntarme primero.
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