Cómo utilizar el teorema de la fuerza de los bits para demostrar la existencia de la materia oscura
La primera evidencia de la existencia de materia oscura se descubrió hace unos 65 años. En ese momento, Fritz Zwicky descubrió que las galaxias en grandes cúmulos de galaxias tienen velocidades de movimiento extremadamente altas. A menos que la masa del cúmulo de galaxias sea más de 100 veces el valor calculado en función del número de estrellas que contiene, los cúmulos de galaxias simplemente no pueden sostenerse. galaxias juntas. Los análisis observacionales realizados durante las décadas siguientes lo confirmaron. Aunque la naturaleza de la materia oscura sigue siendo desconocida, en la década de 1980 se pensaba que representaba alrededor del 20% de la densidad de energía del universo.
Después de que se propuso la teoría de la expansión cósmica, muchos cosmólogos creyeron que nuestro universo es plano y que la densidad de energía total del universo debe ser igual a un valor crítico. Este valor crítico puede distinguir si el universo es. cerrado o abierto. Al mismo tiempo, los cosmólogos también favorecen un universo simple en el que toda 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 coincidieron con esto. Aunque existe un error relativamente grande en la estimación de la densidad total de materia, este error no es suficiente para llevar la cantidad total de materia a un valor crítico y, a medida que pasa el tiempo, la inconsistencia entre los resultados observacionales y el modelo teórico se vuelve más y más serio. Se está poniendo más serio.
La energía oscura surgió cuando la gente se dio cuenta de que no había suficiente materia para explicar la estructura y propiedades 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. Además, al igual que la materia ordinaria, la materia oscura también tiene autoatracción gravitacional y se junta con la materia ordinaria para formar galaxias. La energía oscura, por otro lado, tiene autorrepulsión gravitacional y se distribuye casi uniformemente por todo el universo. Por lo tanto, la energía oscura se ignora al calcular 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 del abultamiento. Posteriormente, dos equipos independientes de astrónomos descubrieron al observar supernovas que la expansión del universo se estaba acelerando. Por tanto, el modelo de universo dominado por la energía oscura se convierte en un modelo de universo unificado. Recientemente, las observaciones de la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP) también 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. Agregue energía oscura a la mezcla y la historia 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 propiedades 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. Durante miles de millones de años después del Big Bang, la materia oscura dominó 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 continuará acelerándola a menos que decaiga o cambie de estado con el tiempo.
Sin embargo, hemos pasado por alto un punto crucial, y es que la estructura del universo está hecha de materia oscura, sin ella no se formarían galaxias, estrellas y planetas, y mucho menos los humanos actuales.
Si bien el universo es uniforme e isotrópico en escalas muy grandes, en escalas más pequeñas contiene estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, agujeros gigantes y paredes galácticas. La única fuerza capaz de mover la materia a gran escala es la gravedad. Sin embargo, la materia distribuida uniformemente no ejerce gravedad, por lo que toda la estructura del universo actual debe haberse originado a partir de pequeñas turbulencias en la distribución de la materia en los inicios del universo, que dejaron rastros en la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB). Sin embargo, es imposible que la materia ordinaria forme estructuras sustanciales mediante su propia turbulencia sin dejar rastros en el CMB, porque la materia ordinaria aún no se ha desacoplado de la radiación.
La materia oscura, por otro lado, no está acoplada a la radiación, y sus pequeñas fluctuaciones se amplifican muchas veces antes de que puedan 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, formando así la estructura que observamos ahora. Entonces esto requiere una fluctuación inicial, pero su amplitud es muy, muy pequeña. El material necesario aquí es materia oscura fría. Se llama materia oscura fría porque es una partícula no relativista sin movimiento térmico.
Antes de comenzar a ilustrar la validez de este modelo, hay una última cosa importante que debemos decir. Para las pequeñas perturbaciones (ondulaciones) mencionadas anteriormente, para predecir sus efectos gravitacionales en diferentes longitudes de onda, el espectro de las pequeñas perturbaciones debe tener una forma específica. Por lo tanto, el aumento y la disminución de la densidad inicial deben ser independientes 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 todas las ondas sinusoidales deberían tener la misma amplitud. El éxito de la teoría del afloramiento es que proporciona un buen mecanismo de inicio dinámico, formando así un espectro de perturbación pequeño independiente de la escala (índice espectral n = 1).
Pero si no entendemos las propiedades de la materia oscura, no podemos decir que entendemos el universo. Actualmente se conocen 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 actualmente se desconoce la gran mayoría de la materia oscura. Aquí, analizamos posibles candidatos para la materia oscura, la formación de estructuras causadas por la materia oscura y cómo podemos combinar detectores de partículas y observaciones astronómicas para revelar la naturaleza de la materia oscura.
Los candidatos a materia oscura más prometedores
Durante mucho tiempo, los candidatos a materia oscura más prometedores eran simplemente partículas elementales hipotéticas con una larga vida útil, bajas temperaturas y sin colisiones. Ser longevo significa que debe ser tan antiguo como, o incluso más, la edad del universo actual. La baja temperatura significa que son partículas no relativistas cuando se desacoplan, lo que les permite formar rápidamente grupos bajo la influencia de la gravedad. Dado que el proceso de agrupación ocurre en un rango más pequeño que el campo de visión del Hubble (el producto de la edad del universo y la velocidad de la luz), y este campo de visión es muy pequeño en relación con el universo actual, el tamaño y La masa de los primeros grupos de materia oscura o halos de materia oscura que se formaron fue muy pequeña, mucho más pequeña que la de la Vía Láctea. A medida que el universo se expande y el campo de visión del Hubble aumenta, estos pequeños halos iniciales de materia oscura se fusionarán en estructuras de mayor escala, y estas estructuras de mayor escala se fusionarán posteriormente en estructuras de mayor escala. El resultado es un sistema de estructuras con diferentes volúmenes y masas, que es cualitativamente consistente con las observaciones. Por el contrario, las partículas relativistas como los neutrinos se mueven demasiado rápido durante la agrupación gravitacional de la materia para formar las estructuras que observamos. Por tanto, la contribución de los neutrinos a la densidad de masa de la materia oscura es insignificante. Esto también lo demuestran las mediciones de masas de neutrinos realizadas por el Experimento de Neutrinos Solares. Sin colisiones significa que la sección transversal de interacción de las partículas de materia oscura (con materia oscura y materia ordinaria) en el halo de materia oscura es tan pequeña que puede ignorarse. Estas partículas se mantienen unidas entre sí únicamente por la gravedad y se mueven sin obstáculos en sus órbitas a través de un amplio espectro de excentricidades orbitales en el halo de materia oscura.
La materia oscura fría y libre de colisiones (CCDM) se ve favorecida por varias razones. Primero, las simulaciones numéricas de la formación de estructuras en CCDM son consistentes con las observaciones. En segundo lugar, como subclase especial, las partículas masivas que interactúan débilmente (WIMP) pueden explicar bien su abundancia en el universo. Si las interacciones entre partículas fueran débiles, habrían estado en equilibrio térmico durante las primeras billonésimas de segundo del universo. Luego, debido a la aniquilación, comienzan a perder el equilibrio.
Según su sección transversal de interacción, se estima que la densidad de energía de esta sustancia es aproximadamente del 20 al 30 de la densidad de energía total del universo.
La tercera razón por la que CCDM es prometedor es que algunos modelos teóricos predicen algunas partículas candidatas muy atractivas.
Una de las partículas candidatas es el neutrino, partícula propuesta en modelos supersimétricos. La supersimetría, la teoría que subyace a la supergravedad y a la teoría de las supercuerdas, requiere que cada fermión conocido esté acompañado de un bosón (que aún no ha sido observado), y que cada bosón esté acompañado de un fermión. Si se mantuviera la supersimetría hasta ahora, todas las partículas compañeras tendrían la misma masa. Sin embargo, debido a que la supersimetría se rompió espontáneamente en el universo primitivo, la masa de las partículas que la acompañan ha cambiado hoy. Además, la mayoría de las partículas compañeras de la supersimetría son inestables y se desintegran poco después de que se rompe la supersimetría. Sin embargo, una de las partículas compañeras más ligeras, con una masa de unos 100 GeV, evitó la desintegración debido a su propia simetría. En sus modelos más simples, estas partículas son eléctricamente neutras e interactúan débilmente: candidatas ideales para WIMP. Si la materia oscura está compuesta de materia neutra, entonces los detectores subterráneos podrían detectar estas partículas cuando la Tierra pasa a través de la materia oscura cerca del sol. Otra cuestión que hay que tener en cuenta es que esta detección no indica que la materia oscura esté compuesta principalmente por WIMP. Los experimentos no han podido determinar si los WIMP son la mayoría o una pequeña parte de la materia oscura.
Otra partícula candidata es el axión, una partícula neutra muy ligera (masa de aproximadamente 1 picovoltio) que juega un papel importante en las grandes teorías unificadas. Los axiones interactúan entre sí a través de fuerzas muy pequeñas, por lo que no puede 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 condensado de bosones de baja temperatura. Actualmente se ha construido un detector de axiones y se están realizando trabajos de detección.
Problemas con CCDM
Debido a la integración de CCDM, el modelo estándar es matemáticamente especial. Aunque algunos de sus parámetros aún no se han determinado con precisión, aún podemos probar esta teoría. La escala más grande que se observa actualmente es la CMB (gigahercios). Las observaciones del CMB revelan una distribución primordial de energía y materia, y también muestran que esta distribución es casi uniforme y carece de estructura. La siguiente escala es la distribución de las galaxias, que oscila entre unos pocos Mpc y casi 1.000 Mpc. En estas escalas, la teoría y las observaciones concuerdan muy bien, lo que da a los astrónomos la confianza para extender el modelo a todas las escalas.
Sin embargo, a escalas más pequeñas, desde 1 Mpc hasta escalas de galaxias (Kpc), aparecen inconsistencias. Esta inconsistencia comenzó a surgir hace varios años, y su surgimiento conduce directamente a la pregunta crítica de si la teoría actual es correcta. Los teóricos creen que, en su mayor parte, es más probable que esta inconsistencia sea causada por nuestras malas suposiciones sobre las propiedades de la materia oscura, en lugar de ser inherente al Modelo Estándar en sí. En primer lugar, para las estructuras a gran escala, la gravedad domina, por lo que todos los cálculos se basan en las leyes de la gravedad de Newton y Einstein. En escalas más pequeñas, deben incluirse los efectos hidrodinámicos de la materia de alta temperatura y alta densidad. En segundo lugar, a gran escala, los aumentos y caídas son pequeños y tenemos formas precisas de cuantificarlos y calcularlos. Pero a la escala de las galaxias, la interacción entre la materia ordinaria y la radiación es extremadamente compleja. Éstos son algunos de los principales problemas a pequeña escala. Es posible que la subestructura no sea tan frecuente como lo predicen las simulaciones numéricas CCDM. La cantidad de halos de materia oscura es esencialmente inversamente proporcional a su masa, por lo que debería ser posible observar muchas galaxias enanas y el efecto de lente gravitacional causado por pequeños halos de materia oscura, pero las observaciones actuales no lo confirman. Y cuando la Vía Láctea u otras galaxias se fusionan en galaxias, la materia oscura que las rodea hace que el disco galáctico, que antes era delgado, sea más grueso de lo que se observa hoy.
La distribución de densidad del halo de materia oscura debería mostrar una fuerte tendencia ascendente en la región central, es decir, debería aumentar bruscamente a medida que disminuye la distancia desde el centro, pero esto es obviamente inconsistente con muchos de los cosas que hemos observado. La región central del sistema autogravitante no coincide.
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 incluso menos materia oscura de lo esperado, como es el caso de algunas galaxias con bajo brillo superficial. Las galaxias enanas, como las galaxias compañeras de la Vía Láctea, Sculptor y Draco, tienen densidades uniformes en sus centros, contrariamente a la teoría. El tamaño y el momento angular de los discos galácticos simulados por hidrodinámica son menores que los observados. Las franjas giratorias presentes en muchas galaxias de alto brillo superficial requieren que sus núcleos sean menos densos de lo esperado para que la estructura sea estable.
Es concebible que la solución a estos problemas cada vez más graves dependa de una serie de procesos astrofísicos complejos y ordinarios. Se han propuesto muchas explicaciones tradicionales para explicar la falta de estructura antes mencionada. Sin embargo, en general, la evidencia observacional muestra ahora una contradicción entre las altas densidades predichas por la teoría y las bajas densidades observadas, que van desde cúmulos de galaxias gigantes (con una masa superior a 1015 masas solares) hasta las galaxias enanas más pequeñas (con una masa inferior a 109 masas solares).
En el vasto universo, las estrellas interactúan entre sí en diversos movimientos orbitales regulares, algunos de los cuales no podemos encontrar en la materia correspondiente. Por tanto, la gente imagina que puede haber materia invisible en el universo.
En la década de 1930, el astrofísico holandés Oort señaló que para explicar el movimiento de las estrellas es necesario suponer la existencia de materia oscura cerca del sol, al mismo tiempo, Zwicky estudiaba el movimiento; de galaxias en el cúmulo de galaxias de Virgo Según las observaciones, también se cree que hay una gran cantidad de materia oscura en los cúmulos de galaxias; el análisis teórico del astrónomo estadounidense Buck también cree que hay materia oscura en el universo. El análisis teórico del astrónomo estadounidense Buck muestra también que cerca del Sol hay casi la misma cantidad de materia luminosa y materia invisible.
Entonces, ¿qué es la materia oscura cerca del Sol y en la superficie de la Vía Láctea? Los astrónomos creen que pueden ser enanas marrones extremadamente débiles, o grandes planetas con una masa de 30 a 80 veces la de Júpiter que no pueden observarse con telescopios ópticos comunes. Se han detectado enanas de tipo M, más débiles que la magnitud 14 y menos de la mitad de la masa del Sol, en fotografías del cielo tomadas con telescopios de campo amplio. Dado que el Sol está situado cerca del plano central de la Vía Láctea, del número de enanas M detectadas se puede deducir que probablemente proporcionen la otra mitad de la masa que debería tener la Vía Láctea. La vida útil de cada estrella de tipo M es de sólo decenas de miles de años como máximo. Por lo tanto, se cree que debe haber muchas, muchas estrellas pequeñas "ardiendo" en la Vía Láctea, suficientes para proporcionar toda la materia oscura necesaria para los cálculos teóricos.
Observaciones y análisis teóricos muestran que hay un enorme halo oscuro fuera de la galaxia espiral. Entonces, ¿qué materia invisible contiene el halo oscuro? El astrónomo británico Reese cree que hay tres posibles materiales candidatos: el primero es la estrella de baja masa o planeta grande descrito anteriormente, el segundo es una estrella masiva con una masa de aproximadamente 2 millones de veces la del Sol que colapsó de una superestrella; estrella masiva hace mucho tiempo, agujeros negros de masa; y el tercero son partículas exóticas, como los neutrinos, que pueden tener una masa de 20 a 49 electronvoltios y están asociados con electrones, axiones con una masa de 105 electronvoltios o varios grandes unificados. teorías que ahora favorecen los científicos.
Iris, física de partículas del CERN, cree que la mejor candidata para la materia oscura en los halos y cúmulos de galaxias es la partícula S requerida por la teoría de la supersimetría. La teoría establece que por cada partícula conocida, debe haber una partícula elemental emparejada (como un fotón) (como un fotón con una determinada masa). Iris recomienda cuatro candidatos principales para la materia oscura: fotones, partículas de Higgs, neutrinos y partículas gravitacionales. Los científicos también creen que estas partículas también son candidatas a ser materia oscura fría en los vastos espacios entre los cúmulos de galaxias.
Muchos astrónomos creen ahora que más del 90% de la materia del universo está oculta en la "materia oscura". Pero qué es exactamente la materia oscura sigue siendo un misterio y es necesario explorarlo.
Según un informe del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge del 6 de enero de 2006, científicos del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge han identificado con éxito parte de la materia oscura ampliamente distribuida en el universo por primera vez en la historia.
Los científicos involucrados en el estudio se están preparando para publicar los resultados en las próximas semanas.
Los astrónomos dicen que, según algunas estadísticas actuales, la materia oscura invisible puede representar el 95% de toda la materia del universo.
En este estudio, los científicos utilizaron telescopios astronómicos de alta potencia, incluido el Very Large Telescope (VLT) de Chile, para estudiar galaxias enanas no muy lejos de la Vía Láctea durante 23 noches, y luego después de unos 7.000 cálculos. , llegaron a la conclusión de que el contenido de materia oscura en las galaxias enanas que observaron era muy alto. En las galaxias enanas que observaron, la cantidad de materia oscura era más de 400 veces mayor que la de otra materia ordinaria. Además, las partículas de estas galaxias enanas se mueven a velocidades de hasta 9 kilómetros por segundo y tienen temperaturas de hasta 10.000 grados centígrados.
Los científicos también observaron que la materia oscura es muy diferente de la materia ordinaria en que no produce ninguna radiación a temperaturas tan altas, incluso si la temperatura del objetivo es tan alta. Según el profesor Jerry Gilmore, que dirigió la investigación, lo más probable es que las partículas de materia oscura no estén formadas por protones y neutrones. Pero hasta entonces, los científicos habían creído que la materia oscura estaba compuesta de partículas "frías" que no se movían a altas velocidades.
Los investigadores de la materia oscura también dijeron que el fragmento de materia oscura más pequeño que persiste en el universo tiene un tamaño de 1.000 años luz, y la masa de dicho fragmento es más de 30 veces la del sol. En su investigación, los científicos también determinaron la densidad de distribución de las partículas de materia oscura. Por ejemplo, si cada centímetro cúbico de espacio en la Tierra puede albergar 1.023 partículas de materia, entonces sólo alrededor de un tercio de las partículas pueden albergar un espacio tan grande como el oscuro. asunto.
Ya en la década de 1930, el científico suizo Fritz Zwicky imaginó la existencia de una materia oscura desconocida en el universo. También señaló que si el cúmulo dependiera únicamente de su propia gravedad para mantener unidas a las galaxias individuales, la cantidad de material luminoso en el cúmulo tendría que multiplicarse por diez. Este vacío lo llena la materia gravitacional invisible, que hoy llamamos materia oscura. Aunque la cantidad de materia oscura en el universo es mucho mayor que la de otra materia ordinaria, los científicos aún no han podido describir completamente la naturaleza de la materia oscura.