Falta el problema del barión

No confundir con el problema de la materia oscura o el problema de la asimetría bariónica .

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El problema del barión faltante surge de un desajuste entre la cantidad de materia bariónica detectada poco después del Big Bang y en épocas tardías. Durante las últimas décadas, las observaciones del fondo cósmico de microondas y los estudios de nucleosíntesis del Big Bang han establecido restricciones estrictas sobre la abundancia de bariones en el universo temprano, encontrando que la materia bariónica representa el 4.85% del contenido energético del Universo. ^{[1] [2]} Al mismo tiempo, el censo de bariones en el Universo tardío ha encontrado que toda la masa en planetas, estrellas, gas interestelar y gas que rodea las galaxias solo representa menos de la mitad de los bariones detectados en el Universo temprano. . ^[3][4] Esta fuerte discrepancia se conoce comúnmente como el problema del barión faltante. El problema del barión faltante es distinto del problema de la materia oscura , que es de naturaleza no bariónica. ^[5]

Medidas del universo temprano

La abundancia de materia bariónica se puede obtener indirectamente de dos métodos independientes:

• La teoría de la nucleosíntesis del Big Bang predice la abundancia observada de los elementos químicos . Si hay más bariones, también debería haber más helio, litio y elementos más pesados ​​sintetizados durante el Big Bang. ^{[6] [7] El} acuerdo con las abundancias observadas requiere que la materia bariónica constituya entre el 4 y el 5% de la densidad crítica del universo .
• Análisis detallado de las pequeñas fluctuaciones (anisotropías) en el fondo cósmico de microondas (CMB), especialmente el segundo pico del espectro de potencia del CMB . Los detalles son técnicos, pero se basan en el hecho de que la materia bariónica interactúa con los fotones y, por tanto, deja una huella visible en el CMB. ^[8]

La restricción CMB ( ) ^[1] es mucho más precisa que la restricción BBN ( ), ^{[9] [10]} pero las dos están de acuerdo.${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}=0.02230\pm 0.00014}$${\displaystyle \Omega _{b}h^{2}=0.023\pm 0.002}$

Observaciones del Universo tardío

La densidad de la materia bariónica se puede obtener directamente sumando toda la materia bariónica conocida. Esto es muy no trivial, ya que aunque la materia luminosa como las estrellas y las galaxias se suman fácilmente, la materia bariónica también puede existir en forma muy no luminosa, como agujeros negros , planetas y gas interestelar altamente difuso . No obstante, todavía se puede hacer, utilizando técnicas como:

• Sería visible suficiente gas o polvo bariónico difuso cuando las estrellas lo iluminaran a contraluz. Los espectros resultantes se pueden utilizar para inferir la masa entre la estrella y el observador (nosotros). ^[11]
• Microlente gravitacional . Si un planeta u otro objeto oscuro se mueve entre el observador y una fuente lejana, la imagen de la fuente se distorsiona. La masa del objeto oscuro se puede inferir en función de la cantidad de distorsión.
• Efecto Sunyaev-Zel'dovich . La interacción entre los fotones CMB y los electrones libres deja una huella en el CMB. Este efecto es sensible a todos los electrones libres independientemente de su temperatura y la densidad del medio en el que residen y, por lo tanto, se puede utilizar para estudiar la materia bariónica que de otro modo no estaría lo suficientemente caliente como para ser detectada.

Imagen generada de la red cósmica que contiene regiones cálidas y calientes donde se han detectado los bariones faltantes. ^[12]

Antes de 2017, se descubrió que los bariones estaban distribuidos en un 10% dentro de las galaxias, entre un 50% y un 60% en el medio circungaláctico y entre un 30% y un 40% no contabilizados, lo que representa aproximadamente el 70% de las predicciones teóricas. ^[4]

Los estudios de galaxias a gran escala en la década de 2000 revelaron un déficit de bariones. Esto llevó a los teóricos a reexaminar sus modelos y predecir que el gas debe fluir entre las galaxias y los cúmulos de galaxias.

Medio intergaláctico cálido-caliente

A partir del modelo Lambda-CDM , el universo tiene una formación similar a una red que es de baja densidad (1 - 10 partículas por metro cúbico) ^[13] y se calienta por choque. ^{[14] [15] Las} simulaciones cosmológicas hidrodinámicas de la teoría predicen que una fracción de los bariones faltantes se encuentran en el halo galáctico a temperaturas de 10 ⁶ K ^[16] y el medio intergaláctico cálido-caliente (WHIM) (gas intergaláctico caliente) en temperaturas de 10 ⁵ –10 ⁷  K, con observaciones recientes que brindan un fuerte apoyo. ^{[17] [14]} El WHIM se compone de tres estados: ^[18]

• Un estado cálido con temperaturas de 10 ⁵ –10 ^5,7 K. En este estado hay hidrógeno neutro. La detección más fácil son las líneas de absorción OVI.
• Un estado caliente con temperaturas de 10 ^{5,7 a} 10 ^6,3 K. La absorción más prominente es OVII con una transición en rayos X suaves.
• Un estado muy caliente con temperaturas de 10 ^6.3 –10 ⁷ K. Muy pocos hidrógeno o metales similares al hidrógeno y está presente principalmente cerca de las afueras de los cúmulos de galaxias.

La fase cálida del WHIM se había detectado previamente y compone alrededor del 15% del contenido de bariones. ^{[19] [20]} El WHIM se compone principalmente de hidrógeno ionizado. Esto evita que crea dificultades para los astrónomos que intentan detectar bariones en el WHIM. Es más fácil detectar el WHIM a través del oxígeno altamente ionizado, como la absorción de OVI y OVII. ^{[21] [22] [23] [24]}

Resolución

Se proclamó que el problema del barión faltante estaba resuelto en 2017 cuando dos grupos de científicos que trabajaban de forma independiente encontraron evidencia de la ubicación de bariones faltantes en la materia intergaláctica. Se había postulado que los bariones faltantes existían como hebras calientes entre pares de galaxias (WHIM). Dado que las hebras son difusas y no están lo suficientemente calientes como para emitir rayos X, son difíciles de detectar. Los grupos utilizaron el efecto térmico Sunyaev-Zeldovichpara medir la densidad de las hebras en el Universo local. Si los bariones están presentes allí, entonces se debe perder cierta cantidad de energía cuando la luz del fondo cósmico de microondas se dispersa. Estos se muestran como parches muy tenues en el CMB. Los parches son demasiado tenues para verlos directamente, pero cuando se superponen con la distribución de galaxias visibles, se vuelven detectables. La densidad de las hebras llega hasta aproximadamente el 30% de la densidad bariónica, la cantidad exacta necesaria para resolver el problema. ^{[17] [25] [15] [19]} A pesar de su éxito, estos trabajos solo establecieron restricciones en la distribución de bariones entre galaxias cercanas, sin proporcionar una imagen completa del gas cósmico en el universo tardío.

Usando observaciones del efecto cinemático Sunyaev-Zel'dovich que abarca más del 90% de la vida útil del Universo, en 2021 los astrofísicos encontraron que aproximadamente el 50% de toda la materia bariónica está fuera de los halos de materia oscura , llenando el espacio entre las galaxias. ^[26] Junto con la cantidad de bariones dentro de las galaxias y que las rodean, la cantidad total de bariones en el Universo tardío ahora es compatible con las mediciones del Universo temprano.

Composición del universo

La distribución de bariones conocidos en el universo. ^[14]

El censo de bariones conocidos en el universo representó alrededor del 60% del total de bariones hasta la resolución del problema de bariones faltantes. Esto se distingue de la composición de todo el universo que incluye energía oscura y materia oscura de la cual la materia bariónica compone solo el 5%. ^[22] Alrededor del 7% de los bariones existen en estrellas y galaxias, mientras que la mayoría existe alrededor de galaxias o cúmulos de galaxias. El bosque de Lyman-alfa contiene alrededor del 28% de los bariones. ^[20] La fase cálida del WHIM se detectó mediante absorción de rayos X suaves en 2012 para establecer el 15% del contenido total de bariones. ^{[4] [27]} El medio intragrupo(ICM) representa alrededor del 4% del contenido total de bariones. Está compuesto principalmente de hidrógeno ionizado y es aproximadamente el 10% de la masa total de un cúmulo de galaxias; el resto es materia oscura. El ICM es de baja densidad con alrededor de ^10-3 partículas por cm ³ . ^[28] El medio circungaláctico (CGM) fue confirmado en 2003 por Chandra y Xmm-Newton . El CGM es una gran esfera que rodea galaxias con un radio> 70-200 kpc. ^[20] El CGM representa el 5% del total de bariones en el universo. ^[14]

Métodos de detección

Hay tres métodos principales para detectar el WHIM donde se encuentran los bariones faltantes: el efecto Sunyaev-Zel'dovich, las líneas de emisión Lyman-alfa y las líneas de absorción de metales.

Efecto Sunyaev-Zel'dovich

El efecto térmico Sunyaev-Zel'dovich (tSZ) se produce cuando los fotones de la CMB inversa Compton se dispersan de gas ionizado. Para detectar bariones, el gas ionizado del WHIM es dispersado por los fotones CMB. El parámetro y cuantifica la fuerza del efecto tSZ y se define como:

${\displaystyle y=\int {\frac {k_{B}T_{e}}{m_{e}c^{2}}}n_{e}\sigma _{T}d\ell }$. ^[15]

Donde es la constante de Boltzmann , es la sección transversal de Thompson, es la densidad del número de electrones , es la energía de la masa en reposo del electrón y es la temperatura. Encontrar el parámetro y y superponerlo con un mapa de filamento cósmico de millones de galaxias permite a los astrónomos encontrar la señal débil del WHIM. La señal del parámetro y de un par de galaxias se superpone a un modelo de halos de galaxias. Las señales se restan para revelar una señal entre las dos galaxias. ^[15]${\displaystyle k_{b}}$${\displaystyle \sigma _{T}}$${\displaystyle n_{e}}$${\displaystyle m_{e}c^{2}}$${\displaystyle T_{e}}$Esta señal resultante es el filamento. Para asegurarse de que la señal no provenga de ninguna otra fuente, los astrónomos generan una simulación de control que utilizan para comparar y pueden determinar que la fuente debe ser del WHIM. ^[29]

Emisión Lyman-Alpha

Las líneas de emisión Lyman-alfa (Lyα) se detectan a partir de hidrógeno ionizado en un filamento cósmico. Una fuente, como un cuásar , ioniza hidrógeno en el filamento cósmico dejando huecos detectables en las líneas de absorción. ^[30]

Líneas de absorción de metales

La absorción de oxígeno altamente ionizado como O ⁺⁶ , O ⁺⁷ y O ⁺⁸ le gusta en los rayos X suaves a energías de 0.6 - 0.8 keV. La densidad de columna de estas líneas se puede derivar:${\displaystyle F(N_{O})}$

${\displaystyle \Omega _{O}={\frac {H_{0}m_{O}}{c\rho _{c}}}\int _{0}^{\infty }F(N_{O})N_{O}dN_{O}}$.

Donde está la abundancia de un ión de oxígeno en particular, es la constante de Hubble , es la densidad crítica . ^[9]${\displaystyle \Omega _{O}}$${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle \rho _{c}}$${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}}$

Estado actual

Actualmente, muchos grupos han observado el medio intergaláctico y el medio circungaláctico para obtener más mediciones y observaciones de bariones que respalden las observaciones principales. Se han encontrado más o menos bariones, por lo que los grupos están trabajando para detectarlos con un mayor nivel de significación. Los métodos utilizados han incluido la absorción de rayos X suaves, OVI, OVII y OVIII. ^[14]

En 2020, los astrofísicos informaron sobre la primera medición directa de emisiones de rayos X de la materia bariónica de los filamentos de la red cósmica, lo que refuerza el apoyo empírico para la solución reciente del problema. ^{[30] [14]} El problema del barión faltante se ha resuelto, pero los grupos de investigación están trabajando para detectar el WHIM utilizando diversos métodos para confirmar los resultados. ^[dieciséis]

Referencias

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