¿Qué es un reactor de materia oscura?

Los WIMP se refieren a iones pesados ​​que interactúan débilmente. En cuanto a las investigaciones de los científicos sobre la materia oscura, algunas personas creen que la materia que forma esta materia oscura es una gran cantidad de materia como WIMP. Antes de que se predijera que la composición de la materia oscura probablemente estaría compuesta por WIMP, se pensaba que la materia oscura podría estar compuesta por una gran cantidad de neutrinos, pero es necesario verificar que los neutrinos deben tener masa. Porque sólo los neutrinos con masa pueden afectar la gravedad del universo. Incluso si la masa de un neutrino es tan pequeña, siempre que se considere que el número de neutrinos que componen la materia oscura es bastante grande, aún puede tener un impacto suficiente en el universo.

La tarea de detectar la masa de los neutrinos es minuciosa. Una prueba consiste en detectar los neutrinos liberados por reacciones nucleares en el reactor y detectar cualquier cambio en la trayectoria de los neutrinos debido al aumento de la distancia desde el reactor. Si el cambio existe, sólo puede atribuirse a la desintegración de los neutrinos, que los convierte en otro tipo de partículas y libera energía. Una de las condiciones que debe tener un elemento que exhiba esta propiedad de desintegración es la masa. Entonces, si el neutrino realmente se está desintegrando, significa que debe tener masa. Aunque determinar estrictamente su masa requiere experimentos diseñados más cuidadosamente, al menos sabemos que los neutrinos se pueden producir en estado natural, y que los neutrinos tienen masa, entonces al menos. parte de la materia oscura del universo puede estar compuesta de neutrinos.

Al mismo tiempo, los físicos teóricos han encontrado una manera de comprobar si los neutrinos tienen masa desde otro ángulo. Utiliza un método de simulación por computadora para construir un modelo general del universo. En primer lugar, se crea una base de datos que incluye casi todos los datos básicos conocidos sobre el universo, como el ritmo actual de expansión del universo, el tamaño de las galaxias extragalácticas, sus distancias entre sí, etc. Estos proporcionan la información básica necesaria para construir un modelo de universo informático. En una computadora, podemos mover el modelo hacia adelante o hacia atrás en el tiempo a voluntad. También se pueden incluir en el modelo ecuaciones que explican el movimiento del universo, incluida la teoría general de la relatividad de Einstein y las propiedades esperadas de las partículas y la energía (muchas de las cuales han sido confirmadas en aceleradores de partículas). Luego simplemente deje que la computadora construya automáticamente un modelo del universo basado en todos los parámetros que se han ingresado en el programa. Obviamente, si se tienen en cuenta todos los factores necesarios, se puede esperar que la computadora produzca un universo que sea exactamente igual al universo que observamos hoy, 15 mil millones de años después del Big Bang.

Podemos obtener el primer modelo del universo, que sólo incluye la materia visible del universo. Como era de esperar, este modelo no se parece en nada a nuestro universo real. El universo en el modelo no tiene suficiente materia para generar suficiente gravedad para provocar que las galaxias cambien, sino que está compuesto de materia fina dispersa en el espacio; la materia es desigual pero está rodeada de nubes y niebla. Este resultado muestra la inevitabilidad de la existencia de materia oscura, que tiene un impacto sustancial en el mecanismo de evolución del universo y aún no se ha descubierto. Por eso, los científicos planean construir un modelo alternativo en el que se suponga que los neutrinos tienen masa y constituyen la elusiva materia oscura. Los diversos factores se combinan cuidadosamente y todo en el universo está en su lugar, esperando los resultados de la simulación por computadora. Sin embargo, la forma de la galaxia recién simulada no se parece a la situación real que observamos. Aunque se supone que tiene masa, los neutrinos que se mueven rápidamente no pueden condensar la materia en la galaxia con la suficiente fuerza como para formar la forma de la galaxia real. Por otro lado, los neutrinos no pueden producir una fuerza gravitacional comparable a la fuerza gravitacional imaginada de la materia oscura. ¿Parece que puede haber otra partícula mágica por descubrir?

Así que los científicos programaron ordenadores para simular las propiedades de esta nueva partícula. Si existiera, el modelo ajustado estaría más cerca del universo real. Sin embargo, los resultados de los cálculos muestran que esta partícula parece moverse mucho más lento que los neutrinos, tiene una masa relativamente grande y rara vez interactúa con otras partículas; puede generar suficiente fuerza gravitacional para condensar la materia de la galaxia.

Debido a que se mueve lentamente y rara vez interactúa con otras partículas, se le llama "materia oscura fría". Por el contrario, los neutrinos se mueven rápidamente y se clasifican como "materia oscura caliente". Además, hay evidencia de que los detalles de las propiedades de esta partícula son muy similares a una partícula predicha por la mecánica cuántica, lo que aumenta el deseo de la gente de confirmar lo antes posible si esta partícula realmente existe.

Así como la gente usa MACHO para describir cierto tipo de materia oscura, también usa WIMP para representar esta nueva partícula desconocida, es decir, iones pesados ​​que interactúan débilmente. Sin embargo, la detección de WIMP ha sido extremadamente decepcionante: hasta el momento no se han detectado partículas de este tipo en el mundo. Sin embargo, estudios más detallados han señalado que las galaxias en el universo se están alejando unas de otras, pero también se produce un movimiento inverso en grandes áreas del universo, que a menudo incluyen cúmulos de galaxias enteros. Esto muestra que debe haber más efectos gravitacionales en el universo, no afectados en absoluto por los halos alrededor de las galaxias, sino por la materia oscura con propiedades de WIMP. El impacto de la materia oscura en los WIMP es mucho mayor que el de MACHO y los neutrinos.

Sin embargo, aún quedan muchos misterios en el universo que no han sido resueltos, y la cuestión de la materia oscura no ha sido bien respondida. El futuro del universo también depende de esta materia oscura. Parece que es necesario explorar más cosas para descubrir la verdad sobre el universo.

Antes, la materia oscura era sólo un producto teórico cuando se propuso por primera vez, pero ahora sabemos que la materia oscura se ha convertido en una parte importante del universo. La masa total de materia oscura es 6 veces mayor que la de la materia ordinaria, lo que representa 1/4 de la densidad de energía del universo. Al mismo tiempo, lo que es más importante, la materia oscura domina la formación de la estructura del universo. La naturaleza de la materia oscura sigue siendo un misterio, pero si se supone que es una partícula subatómica que interactúa débilmente, la estructura a gran escala resultante del universo es consistente con las observaciones. Sin embargo, análisis recientes de la estructura de las galaxias y subgalaxias han mostrado discrepancias entre esta hipótesis y las observaciones, lo que también da lugar a una variedad de posibles teorías sobre la materia oscura. Al estudiar la densidad, distribución, evolución y entorno de estructuras a pequeña escala, se pueden distinguir estos posibles modelos de materia oscura, aportando nueva luz al estudio de la naturaleza de la materia oscura.

Hace unos 65 años se descubrió la primera evidencia de la existencia de materia oscura. 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 unirse. estas galaxias. El análisis observacional durante las décadas siguientes lo confirmó. Aunque no se sabía 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.

Después de 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 la universo esté cerrado) todavía está 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 el 4% de la materia ordinaria y el 96% de la materia oscura. Pero, de hecho, las observaciones nunca han sido consistentes con esto. Aunque existe un error relativamente grande en la estimación de la densidad total de materia, este error no es lo suficientemente grande como para hacer que la cantidad total de materia alcance un valor crítico, y la inconsistencia entre esta observación y el modelo teórico se ha vuelto cada vez más grande con el tiempo. Cada vez más agudo.

La energía oscura surgió cuando se comprendió que no había suficiente energía materia para explicar la estructura del universo y sus propiedades. Lo único que tienen en común 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 es autoatraída por la gravedad y se agrupa con la materia ordinaria y forma galaxias. La energía oscura es gravitacional y autorepelente, y está distribuida casi uniformemente en el universo. Por lo tanto, la energía oscura se pasa 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 inflacionaria. Posteriormente, dos equipos independientes de astrónomos descubrieron mediante observaciones de supernovas que la expansión del universo se estaba acelerando.

Como resultado, el modelo de universo en el que domina la energía oscura se convierte en un modelo de universo armonioso. Observaciones recientes realizadas por la Sonda Anisotrópica de Fondo de Microondas Cósmicas de Wilkinson (WMAP) han confirmado de forma independiente la existencia de energía oscura y la han convertido en parte del Modelo Estándar.

La energía oscura también cambia nuestra comprensión del papel de la materia oscura en el universo. Según la teoría general de la relatividad de Einstein, en un universo que contiene sólo materia, la densidad de la materia determina la geometría del universo, así como el pasado y el futuro del universo. 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 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. La materia oscura dominó la densidad total de energía durante unos miles de millones de años después del Big Bang, 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 de 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 contribuyó a la formación de la estructura del universo. Sin la materia oscura no se habrían formado galaxias, estrellas y planetas. , y mucho menos lo que tenemos hoy los seres humanos. Aunque el universo parece uniforme e isotrópico en escalas extremadamente grandes, hay estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, agujeros gigantes y paredes galácticas en escalas más pequeñas. A gran escala, la única fuerza que puede promover el movimiento de la materia es la gravedad. Pero la materia distribuida uniformemente no produce gravedad, por lo que toda la estructura del universo actual debe originarse a partir de pequeñas fluctuaciones en la distribución de la materia en el universo primitivo, y estas fluctuaciones dejarán rastros en la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB). Sin embargo, es imposible que la materia ordinaria forme estructuras sustanciales mediante sus propias fluctuaciones sin dejar rastros en la radiación cósmica de fondo de microondas, porque la materia ordinaria aún no se ha desacoplado de la radiación.

Por otro lado, las diminutas fluctuaciones de la materia oscura que no se acopla con la radiación se amplifican muchas veces antes de desacoplarse de la materia ordinaria. Después del desacoplamiento de la materia ordinaria, la materia oscura ya agrupada 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, cuyo nombre se debe a que es una partícula no relativista que se mueve sin calor.

Antes de comenzar a explicar la validez de este modelo, hay que decir 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 esta razón, 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 para formar un espectro de perturbación pequeño independiente de la escala (su índice espectral n=1). Los resultados de observación de WMAP confirmaron esta predicción y el resultado observado fue n = 0,99 ± 0,04.

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 la mayor parte de la materia oscura aún se desconoce. Aquí analizamos posibles candidatos para la materia oscura, las estructuras que resultan de ella y cómo podemos combinar detectores de partículas y observaciones astronómicas para revelar la naturaleza de la materia oscura.

La materia oscura candidata más prometedora

Durante mucho tiempo, la materia oscura más prometedora era solo una partícula elemental hipotética, que tenía las características de larga vida, baja temperatura y sin colisión. . Larga vida significa que su esperanza de vida debe ser comparable a la edad actual del universo, o incluso más. La baja temperatura significa que son partículas no relativistas cuando están desacopladas, por lo que pueden agruparse rápidamente bajo la influencia de la gravedad.

Dado que el proceso de aglomeración ocurre en un rango menor 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, se originan los primeros cúmulos de materia oscura o halos de materia oscura. Los formados son más pequeños que la Vía Láctea. La escala es mucho más pequeña y la masa es mucho más pequeña. A medida que el universo se expande y el horizonte de Hubble aumenta, estos primeros pequeños halos de materia oscura se fusionarán 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 un sistema estructural de diferentes volúmenes y masas, que es cualitativamente consistente con las observaciones. Por el contrario, las partículas relativistas, como los neutrinos, no pueden formar las estructuras que observamos porque se mueven demasiado rápido durante el período en que la materia está agrupada por la gravedad. Por tanto, la contribución de los neutrinos a la densidad de masa de la materia oscura es insignificante. Esto también lo respaldan las mediciones de las masas de los neutrinos en experimentos con neutrinos solares. Libre de colisiones significa que la sección transversal de interacción de las partículas de materia oscura (con materia oscura y materia ordinaria) es pequeña e insignificante en el halo de materia oscura. Estas partículas sólo dependen de la gravedad para unirse entre sí y orbitan sin obstáculos con un amplio espectro de excentricidad orbital en el halo de materia oscura.

La materia oscura criogénica libre de colisiones (CCDM) es prometedora por varias razones. Primero, los resultados de la simulación numérica de la formación de la estructura de CCDM son consistentes con las observaciones. En segundo lugar, como subcategoría especial, las partículas masivas que interactúan débilmente (WIMP) pueden explicar bien su abundancia en el universo. Si las interacciones entre partículas fueran débiles, entonces habrían estado en equilibrio térmico durante la primera billonésima de segundo del universo. Posteriormente, comienzan a desequilibrarse por aniquilación. Según las estimaciones de sus secciones transversales de interacción, la densidad de energía de estas sustancias representa aproximadamente el 20-30% de la densidad de energía total del universo. Esto es consistente con las observaciones. La tercera razón por la que el CCDM es prometedor es que en algunos modelos teóricos se predicen algunas partículas candidatas muy atractivas.

Uno de los candidatos es el neutralino, 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 acompañante (aún no observado), y cada bosón también debe tener un fermión acompañante. Si la supersimetría persistiera hoy en día, todas las partículas que la acompañan tendrían la misma masa. Sin embargo, 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 las partículas supersimétricas 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 del orden de 100 GeV) evita 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 formada por neutrones, entonces los detectores subterráneos podrían detectar estas partículas cuando la Tierra atraviesa la materia oscura cerca del sol. Otro punto que hay que tener en cuenta es que esta detección no significa que la materia oscura esté compuesta principalmente por WIMP. Los experimentos actuales no pueden determinar si los WIMP representan la mayor parte de la materia oscura o sólo una pequeña parte.

Otro candidato es el axión, una partícula neutra muy ligera (su masa es del orden de 1μeV), que juega un papel importante en la gran teoría unificada. Los axiones interactúan entre sí a través de fuerzas extremadamente pequeñas, por lo que no pueden estar en equilibrio térmico, por lo que su abundancia en el universo no puede explicarse bien. En el universo, los axiones se encuentran en un estado de condensación de bosones a baja temperatura. Se han construido detectores 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 no se han medido con precisión hasta ahora, aún podemos probar esta teoría. a diferentes escalas. Hoy en día, la escala más grande que se puede observar es el CMB (miles de Mpc). Las observaciones del CMB muestran la distribución original de energía y materia, y las observaciones 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 la observación concuerdan bien, lo que da a los astrónomos la confianza para extender el modelo a todas las escalas.

Sin embargo, a escalas más pequeñas, desde 1Mpc hasta la escala de una galaxia (Kpc), existen inconsistencias. Esta inconsistencia se hizo evidente hace varios años y plantea la pregunta crucial de si la teoría actual es correcta. En su mayor parte, los teóricos creen que es más probable que la inconsistencia sea causada por nuestras malas suposiciones sobre las propiedades de la materia oscura, más que por un problema inherente al Modelo Estándar en sí. En primer lugar, para las estructuras a gran escala, la gravedad es dominante, por lo que todos los cálculos se basan en las leyes de la 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. Los siguientes son 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 deberían observarse muchas galaxias enanas y el efecto de lente gravitacional causado por pequeños halos de materia oscura, pero los resultados de observación actuales no lo han confirmado. Y la materia oscura que rodea a la Vía Láctea u otras galaxias, cuando se fusionen con la galaxia, hará 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 considerablemente en la región del núcleo, lo que significa que a medida que disminuye la distancia al centro, su densidad debería aumentar considerablemente. Sin embargo, esto es inconsistente con muchos sistemas autogravitacionales. sistemas que hemos observado. El área central es obviamente inconsistente. Como se observa en los estudios de lentes gravitacionales, la densidad central de los cúmulos de galaxias es menor que la calculada a partir de modelos de halos masivos de materia oscura. Las galaxias espirales ordinarias tienen menos materia oscura en sus núcleos de lo esperado, al igual que algunas galaxias con bajo brillo superficial. Las galaxias enanas, como las galaxias compañeras de la Vía Láctea, el Éufrates y el Draco, tienen centros uniformemente densos que contrastan marcadamente con la teoría. El tamaño y el momento angular del disco galáctico simulado por hidrodinámica son menores que los observados. En muchas galaxias de alto brillo superficial hay estructuras giratorias en forma de barras. Para que esta estructura sea estable, la densidad de su núcleo debe ser menor de lo esperado.

Es concebible que la solución de estos crecientes problemas dependa de algunos procesos astrofísicos complejos pero ordinarios. Se han propuesto varias explicaciones convencionales para explicar la falta de estructura mencionada anteriormente. Sin embargo, en general, la evidencia observacional actual muestra que desde los cúmulos de galaxias gigantes (con masas superiores a 1015 masas solares) hasta las galaxias enanas más pequeñas (con masas inferiores a 109 masas solares), existen altas densidades teóricamente predichas y se observa una contradicción entre las bajas densidades.

En el vasto universo, las estrellas interactúan entre sí y realizan diversos movimientos orbitales regulares. Sin embargo, para algunos movimientos no podemos encontrar la materia correspondiente. Por tanto, la gente imagina que puede haber materia en el universo que no podemos ver.

En la década de 1930, el astrofísico holandés Oort señaló que para explicar el movimiento de las estrellas es necesario suponer que hay materia oscura cerca del Sol; ese mismo año, Zwicky estudió los datos; de galaxias en el cúmulo de Virgo A partir de la observación del movimiento, también se cree que hay una gran cantidad de materia oscura en los cúmulos de galaxias; el análisis teórico del astrónomo estadounidense Barco también muestra que hay casi la misma cantidad de materia invisible que la de Virgo. materia luminosa cerca del sol.

Entonces, ¿qué es la materia oscura cerca del sol y en el plano galáctico? Los astrónomos creen que pueden ser enanas marrones extremadamente débiles que no pueden observarse con telescopios ópticos comunes, o grandes planetas con una masa de 30 a 80 veces la de Júpiter. En fotografías del cielo tomadas con telescopios de gran campo se han descubierto estrellas enanas de tipo M, más débiles que la magnitud 14 y menos de la mitad de la masa del Sol. Dado que el Sol se encuentra cerca del plano central de la Vía Láctea, del número de enanas de tipo M detectadas se puede deducir que probablemente puedan proporcionar la otra mitad de la masa que falta en la Vía Láctea. Y cada estrella de tipo M sólo puede brillar durante decenas de miles de años como máximo.

Por lo tanto, se cree que debe haber muchos cadáveres "quemados" de estas pequeñas estrellas en la Vía Láctea, suficientes para proporcionar toda la materia oscura necesaria para los cálculos teóricos.

Tanto los resultados observacionales como los análisis teóricos indican que hay un halo oscuro masivo fuera de la galaxia espiral. Entonces, ¿qué materiales invisibles están contenidos en el halo oscuro? El astrónomo británico Reese cree que puede haber tres candidatos: el primero es la estrella de baja masa o planeta grande mencionado anteriormente; el segundo es una gran masa de aproximadamente 2 millones de veces la masa del sol que se formó por el colapso de un súper; -estrella masiva hace mucho tiempo. Agujeros negros; el tercer tipo son partículas exóticas, como neutrinos con una masa de 20 a 49 electronvoltios y relacionados con electrones, axiones con una masa de 105 electronvoltios o varias grandes teorías unificadas en la actualidad. favorecido por 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. Esta teoría sostiene que cada partícula básica de una partícula conocida (como un fotón) debe tener una partícula emparejada (como un fotón con una masa determinada). Iris recomienda cuatro candidatos principales para la materia oscura: fototrinos, Higgs, neutrinos y partículas gravitacionales. Los científicos también creen que estas partículas también son candidatas a ser materia oscura fría en el vasto espacio entre los cúmulos de galaxias.

Hasta ahora, muchos astrónomos creen que más del 90% de la materia del universo está oculta en forma de "materia oscura". Pero qué es exactamente la materia oscura sigue siendo un misterio y queda por explorar más a fondo.

El 6 de enero de 2006 se informó que, por primera vez en la historia, científicos del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge habían determinado con éxito algunas de las propiedades físicas de la materia oscura que se encuentra ampliamente distribuida en el universo. Los científicos que trabajan 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 que normalmente no podemos ver probablemente represente el 95% de la materia total del universo.

En este estudio, los científicos utilizaron potentes telescopios astronómicos (incluido el Very Large Telescope VLT en Chile) para realizar observaciones de galaxias enanas no muy lejos de la Vía Láctea** Después de 23 noches de investigación, los científicos han realizado desde entonces realizó más de 7.000 cálculos y concluyó que el contenido de materia oscura en las galaxias enanas que observaron es más de 400 veces mayor que el de otra materia ordinaria. Además, la velocidad de movimiento de las partículas de materia en estas galaxias enanas puede alcanzar los 9 kilómetros por segundo y sus temperaturas pueden alcanzar los 10.000 grados centígrados.

Al mismo tiempo, los científicos también han observado que existen enormes diferencias entre la materia oscura y otra materia ordinaria. Por ejemplo, aunque la temperatura del objetivo de observación es tan alta, temperaturas tan altas no producen ninguna. radiación. Según el profesor Jerry Gilmore, que dirigió la investigación, lo más probable es que las partículas de materia oscura no estén compuestas de protones y neutrones. Sin embargo, antes de esto, los científicos siempre habían creído que la materia oscura debería estar compuesta de algunas partículas "frías" y que la velocidad de estas partículas no sería demasiado alta.

Los expertos en investigación de materia oscura también dijeron que el fragmento continuo de materia oscura más pequeño del universo tiene un tamaño de 1.000 años luz. La masa de dicho fragmento de materia oscura es aproximadamente 30 veces la del sol. En este estudio los científicos también determinaron la densidad de la distribución de las partículas de materia oscura. Por ejemplo, si cada centímetro cúbico de espacio de la Tierra puede albergar 1.023 partículas de materia, entonces un espacio tan grande sólo puede albergar aproximadamente tres tercios de la materia oscura. .

Ya en la década de 1930, el científico suizo Fritz Zwicky imaginó que había alguna materia oscura desconocida en el universo. También señaló que si la materia luminosa del grupo de galaxias dependiera únicamente de su propia gravedad para mantener las galaxias conectadas entre sí, entonces su cantidad tendría que aumentar otras 10 veces. Lo que se utiliza para llenar este vacío es materia gravitacional invisible, que es lo 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 pueden dar una descripción completa de las propiedades de la materia oscura.