En cosmología y física , la materia oscura fría ( CDM ) es un tipo hipotético de materia oscura . Las observaciones indican que aproximadamente el 85% de la materia en el universo es materia oscura, y solo una pequeña fracción es la materia bariónica ordinaria que compone las estrellas , los planetas y los organismos vivos. El frío se refiere al hecho de que la materia oscura se mueve lentamente en comparación con la velocidad de la luz , mientras que la oscuridad indica que interactúa muy débilmente con la materia ordinaria y la radiación electromagnética .
Actualmente se desconoce la naturaleza física del MDL y existe una amplia variedad de posibilidades. Entre ellos se encuentran un nuevo tipo de partícula masiva de interacción débil , agujeros negros primordiales y axiones .
Historia
La teoría de la materia oscura fría fue publicada originalmente en 1982 por tres grupos independientes de cosmólogos: James Peebles ; [1] J. Richard Bond , Alex Szalay y Michael Turner ; [2] y George Blumenthal , H. Pagels y Joel Primack . [3] Un artículo de revisión en 1984 por Blumenthal, Sandra Moore Faber , Primack y Martin Rees desarrolló los detalles de la teoría. [4]
Formación de estructuras
En la teoría de la materia oscura fría, la estructura crece jerárquicamente, con objetos pequeños colapsando primero bajo su propia gravedad y fusionándose en una jerarquía continua para formar objetos más grandes y masivos. Las predicciones del paradigma de la materia oscura fría están en general de acuerdo con las observaciones de la estructura cosmológica a gran escala .
En el paradigma de la materia oscura caliente , popular a principios de la década de 1980 y menos ahora, la estructura no se forma jerárquicamente (de abajo hacia arriba ), sino que se forma por fragmentación (de arriba hacia abajo ), y los supercúmulos más grandes se forman primero en láminas planas parecidas a panqueques. y posteriormente fragmentándose en pedazos más pequeños como nuestra galaxia la Vía Láctea .
Desde finales de la década de 1980 o 1990, la mayoría de los cosmólogos favorecen la teoría de la materia oscura fría (específicamente el modelo moderno Lambda-CDM ) como una descripción de cómo el universo pasó de un estado inicial suave en los primeros tiempos (como lo muestra la radiación cósmica de fondo de microondas). a la distribución irregular de las galaxias y sus cúmulos que vemos hoy: la estructura a gran escala del universo. Las galaxias enanas son cruciales para esta teoría, ya que fueron creadas por fluctuaciones de densidad a pequeña escala en el universo temprano; [5] ahora se han convertido en bloques de construcción naturales que forman estructuras más grandes.
Composición
La materia oscura se detecta a través de sus interacciones gravitacionales con la materia ordinaria y la radiación. Como tal, es muy difícil determinar cuáles son los componentes de la materia oscura fría. Los candidatos se dividen aproximadamente en tres categorías:
- Axiones , partículas muy ligeras con un tipo específico de auto-interacción que las convierte en candidatas adecuadas a MDL. [6] [7] Los axiones tienen la ventaja teórica de que su existencia resuelve el fuerte problema de la CP en la cromodinámica cuántica , pero las partículas de axiones solo han sido teorizadas y nunca detectadas.
- Objetos de halo compacto masivo (MACHO), objetos grandes y condensados como agujeros negros , estrellas de neutrones , enanas blancas , estrellas muy débiles u objetos no luminosos como planetas . La búsqueda de estos objetos consiste en utilizar lentes gravitacionales para detectar los efectos de estos objetos en las galaxias de fondo. La mayoría de los expertos creen que las limitaciones de esas búsquedas descartan a los MACHO como candidatos viables a la materia oscura. [8] [9] [10] [11] [12] [13]
- Partículas masivas de interacción débil (WIMP). Actualmente no se conoce ninguna partícula con las propiedades requeridas, pero muchas extensiones del modelo estándar de física de partículas predicen tales partículas. La búsqueda de WIMP implica intentos de detección directa por detectores altamente sensibles, así como intentos de producción de WIMP por aceleradores de partículas . Los WIMP generalmente se consideran uno de los candidatos más prometedores para la composición de materia oscura. [9] [11] [13] El experimento DAMA / NaI y su sucesor DAMA / LIBRA han afirmado haber detectado directamente partículas de materia oscura que pasan a través de la Tierra, pero muchos científicos siguen siendo escépticos porque ningún resultado de experimentos similares parece compatible con el DAMA. resultados.
Desafíos
Han surgido varias discrepancias entre las predicciones del paradigma de materia oscura fría de partículas y las observaciones de las galaxias y su agrupación:
- El problema del halo cuspy
- Las distribuciones de densidad de los halos de materia oscura en simulaciones de materia oscura fría (al menos aquellas que no incluyen el impacto de la retroalimentación bariónica) son mucho más puntuales que lo que se observa en las galaxias al investigar sus curvas de rotación. [14]
- El problema de los satélites perdidos
- Las simulaciones de materia oscura fría predicen un gran número de pequeños halos de materia oscura, más numerosos que el número de pequeñas galaxias enanas que se observan alrededor de galaxias como la Vía Láctea . [15]
- El problema del disco de satélites
- Se observa que las galaxias enanas alrededor de la Vía Láctea y las galaxias de Andrómeda orbitan en estructuras delgadas y planas, mientras que las simulaciones predicen que deberían distribuirse aleatoriamente alrededor de sus galaxias madre. [dieciséis]
- Problema de morfología de galaxias
- Si las galaxias crecían jerárquicamente, las galaxias masivas requerían muchas fusiones. Las fusiones importantes crean inevitablemente un abultamiento clásico . Por el contrario, alrededor del 80% de las galaxias observadas no dan evidencia de tales protuberancias, y las galaxias gigantes de disco puro son comunes. [17] Esa fracción sin protuberancias fue casi constante durante 8 mil millones de años. [18]
Algunos de estos problemas han propuesto soluciones, pero no está claro si pueden resolverse sin abandonar el paradigma del MDL. [19]
Ver también
- Materia oscura fría difusa
- Materia oscura caliente
- Materia oscura metafría
- Dinámica newtoniana modificada
- Materia oscura que interactúa con uno mismo
- Materia oscura cálida
Referencias
- ^ Peebles, PJE (diciembre de 1982). "Temperatura de fondo a gran escala y fluctuaciones de masa debido a perturbaciones primarias invariantes en escala". El diario astrofísico . 263 : L1. Código Bibliográfico : 1982ApJ ... 263L ... 1P . doi : 10.1086 / 183911 .
- ^ Bond, JR; Szalay, AS; Turner, MS (1982). "Formación de galaxias en un universo dominado por gravitino". Cartas de revisión física . 48 (23): 1636-1639. Código Bibliográfico : 1982PhRvL..48.1636B . doi : 10.1103 / PhysRevLett.48.1636 .
- ^ Blumenthal, George R .; Pagels, Heinz; Primack, Joel R. (2 de septiembre de 1982). "Formación de galaxias por partículas sin disipación más pesadas que los neutrinos". Naturaleza . 299 (5878): 37–38. Código Bibliográfico : 1982Natur.299 ... 37B . doi : 10.1038 / 299037a0 . S2CID 4351645 .
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Las galaxias enanas juegan un papel crucial en el escenario CDM para la formación de galaxias, ya que se ha sugerido que son los bloques de construcción naturales a partir de los cuales se construyen estructuras más grandes mediante procesos de fusión. En este escenario, las galaxias enanas se forman a partir de fluctuaciones de densidad a pequeña escala en el universo primigenio.
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Otras lecturas
- Bertone, Gianfranco (2010). Partículas de materia oscura: observaciones, modelos y búsquedas . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 762. ISBN 978-0-521-76368-4.