La Energía y Materia oscura
Energía oscura
En cosmología física, la energía oscura es una forma de energía que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión que tiende a acelerar la expansión del universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva. Considerar la existencia de la energía oscura es la manera más frecuente de explicar las observaciones recientes de que el Universo parece estar en expansión acelerada desde hace unos 6 mil millones de años, esto es causado por que la densidad de la materia ha seguido disminuyendo, mientras que la energía oscura ha permanecido constante. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura aporta prácticamente el 68% de la masa-energía total del universo.
Temas relacionados con la energía oscura son la constante cosmológica, una energía de densidad constante que llena el espacio en forma homogénea, la teoría cuántica de campos y la quintaesencia, como campos dinámicos cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. De hecho, las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio normalmente también se incluyen en la constante cosmológica. Se piensa que la constante cosmológica se origina en la energía del vacío. Los campos escalares que cambian con el espacio son difíciles de distinguir de una constante cosmológica porque los cambios pueden ser extremadamente lentos.
Para distinguir entre ambas se necesitan mediciones muy precisas de la expansión del universo, para ver si la velocidad de expansión cambia con el tiempo. La tasa de expansión está parametrizada por la ecuación de estado. La medición de la ecuación estado de la energía oscura es uno de los mayores retos de investigación actual de la cosmología física.
Añadir la constante cosmológica a la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduce al modelo Lambda-CDM, que se conoce como "modelo estándar" de cosmología debido a su coincidencia precisa con las observaciones.
No se debe confundir la energía oscura con la materia oscura, ya que, aunque ambas forman la mayor parte de la masa del universo, la materia oscura es una forma de materia, mientras que la energía oscura se asocia a un campo que ocupa todo el espacio.
Información divulgada recientemente basada en el trabajo realizado por la nave espacial Planck sobre la distribución del universo, obtuvo una estimación más precisa de esta en 68,3 % de energía oscura, un 26,8 % de materia oscura y un 4,9 % de materia ordinaria.
Según estimaciones, resumidas en este gráfico de la NASA, alrededor del 70 % del contenido energético del universo consiste en energía oscura, cuya presencia se infiere en su efecto sobre la expansión del universo pero sobre cuya naturaleza última se desconoce casi todo.
Historia
La constante cosmológica fue propuesta por primera vez por Albert Einstein como un medio para obtener una solución estable de la ecuación del campo de Einstein que llevaría a un universo estático, utilizándola para compensar la gravedad. El mecanismo no solo fue un ejemplo poco elegante de "ajuste fino", pues pronto se demostró que el universo estático de Einstein sería inestable porque las heterogeneidades locales finalmente conducirían a la expansión sin control o a la contracción del universo. El equilibrio es inestable: si el universo se expande ligeramente, entonces la expansión libera la energía del vacío, que causa todavía más expansión. De la misma manera, un universo que se contrae ligeramente se continuará contrayendo.
Estos tipos de perturbaciones son inevitables, debido a la distribución irregular de materia en el universo. Las observaciones realizadas por Edwin Hubble demostraron que el universo está expandiéndose y que no es estático en absoluto. Einstein se refirió a su fallo para predecir un universo dinámico, en contraste a un universo estático, como "su gran error". Después de esta declaración, la constante cosmológica fue ignorada durante mucho tiempo como una curiosidad histórica.
Alan Guth propuso en los años 1970 que un campo de presión negativa, similar en concepto a la energía oscura, podría conducir a la inflación cósmica en el universo preprimigenio. La inflación postula que algunas fuerzas repulsivas, cualitativamente similares a la energía oscura, dan como resultado una enorme y exponencial expansión del universo poco después del Big Bang. Tal expansión es una característica esencial de muchos modelos actuales del Big Bang. Sin embargo, la inflación tiene que haber ocurrido a una energía mucho más alta que la energía oscura que observamos hoy y se piensa que terminó completamente cuando el universo solo tenía una fracción de segundo. No está claro qué relación (si hay alguna), existe entre la energía oscura y la inflación. Incluso después de que los modelos inflacionarios hayan sido aceptados, la constante cosmológica se piensa que es irrelevante en el universo actual.
El término "energía oscura" fue acuñado por Michael Turner en 1998. En ese tiempo, el problema de la masa perdida de la nucleosíntesis primordial y la estructura del universo a gran escala fue establecida y algunos cosmólogos habían empezado a teorizar que había un componente adicional en nuestro universo. La primera prueba directa de la energía oscura provino de las observaciones de la aceleración de la velocidad de expansión del universo mediante el estudio de supernovas tipo Ia por Adam Riess et al. y confirmada después en Saul Perlmutter et al. Esto dio como resultado el modelo Lambda-CDM, que hasta 2006 era consistente con una serie de observaciones cosmológicas rigurosamente crecientes, las últimas de 2005 de la Supernova Legacy Survey. Los primeros resultados de la SNLS revelaron que el comportamiento medio de la energía oscura se comporta como la constante cosmológica de Einstein con una precisión del 10 %. Los resultados del Hubble Space Telescope Higher-Z Team indican que la energía oscura ha estado presente durante al menos 9000 millones de años y durante el periodo precedente a la aceleración cósmica.
Descubrimiento de la energía oscura
En 1998 las observaciones de supernovas de tipo 1a muy lejanas, realizadas por parte del Supernova Cosmology Project en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y el High-z Supernova Search Team, sugirieron que la expansión del Universo se estaba acelerando. Desde entonces, esta aceleración se ha confirmado por varias fuentes independientes: medidas de la radiación de fondo de microondas, las lentes gravitacionales, nucleosíntesis primigenia de elementos ligeros y la estructura a gran escala del universo, así como una mejora en las medidas de las supernovas han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM.
Las supernovas de tipo 1a proporcionan la principal prueba directa de la existencia de la energía oscura. Según a la ley de Hubble, todas las galaxias lejanas se alejan aparentemente de la Vía Láctea, mostrando un desplazamiento al rojo en el espectro luminoso debido al efecto Doppler. La medición del factor de escala en el momento que la luz fue emitida desde un objeto es obtenida fácilmente midiendo el corrimiento al rojo del objeto en recesión. Este desplazamiento indica la edad de un objeto lejano de forma proporcional, pero no absoluta. Por ejemplo, estudiando el espectro de un quasar se puede saber si se formó cuando el universo tenía un 20 % o un 30 % de la edad actual, pero no se puede saber la edad absoluta del universo. Para ello es necesario medir con precisión la expansión cosmológica. El valor que representa esta expansión en la actualidad se denomina constante de Hubble. Para calcular esta constante se utilizan en cosmología las candelas estándar, que son determinados objetos astronómicos con la misma magnitud absoluta, que es conocida, de tal manera que es posible relacionar el brillo observado, o magnitud aparente, con la distancia. Sin las candelas estándar, es imposible medir la relación corrimiento al rojo-distancia de la ley de Hubble. Las supernovas tipo 1a son una de esas candelas estándar, debido a su gran magnitud absoluta, lo que posibilita que se puedan observar incluso en las galaxias más lejanas. En 1998 varias observaciones de estas supernovas en galaxias muy lejanas (y, por lo tanto, jóvenes) demostraron que la constante de Hubble no es tal, sino que su valor varía con el tiempo. Hasta ese momento se pensaba que la expansión del universo se estaba frenando debido a la fuerza gravitatoria; sin embargo, se descubrió que se había estado acelerando durante al menos los últimos 6 mil millones de años, por lo que debía existir algún tipo de fuerza que acelerase el universo.
La consistencia en magnitud absoluta para supernovas tipo 1a se ve favorecida por el modelo de una estrella enana blanca vieja que gana masa de una estrella compañera y crece hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar definido de manera precisa. Con esta masa, la enana blanca es inestable ante fugas termonucleares y explota como una supernova tipo 1a con un brillo característico. El brillo observado de la supernova se pinta frente a su corrimiento al rojo y esto se utiliza para medir la historia de la expansión del universo. Estas observaciones indican que la expansión del universo no se está desacelerando, como sería de esperar para un universo dominado por materia, sino más bien acelerándose. Estas observaciones se explican suponiendo que existe un nuevo tipo de energía con presión negativa.
La existencia de la energía oscura, de cualquier forma, es necesaria para reconciliar la geometría medida del espacio con la suma total de materia en el universo. Las medidas de la radiación de fondo de microondas más recientes, realizadas por el satélite WMAP, indican que el universo está muy cerca de ser plano. Para que la forma del universo sea plana, la densidad de masa/energía del universo tiene que ser igual a una cierta densidad crítica. Posteriores observaciones de la radiación de fondo de microondas y de la proporción de elementos formados en el Big Bang (Gran explosión) han puesto un límite a la cantidad de materia bariónica y materia oscura que puede existir en el universo, que cuenta solo el 30 % de la densidad crítica. Esto implica la existencia de una forma de energía adicional que cuenta el 70 % de la masa energía restante.10 Estos estudios indican que el 73 % de la masa del Universo está formado por la energía oscura, un 23 % es materia oscura (materia oscura fría y materia oscura caliente) y un 4 % materia bariónica. La teoría de la estructura a gran escala del universo, que determina la formación de estructuras en el universo (estrellas, quasars, galaxias y agrupaciones galácticas), también sugiere que la densidad de materia en el universo es solo el 30 % de la densidad crítica.
Experimentos diseñados para probar la existencia de la energía oscura
El más conocido es el Sistema de Detección Integrado Sachs-Wolfe, ideado en 1996 por dos investigadores canadienses y utilizado por primera vez en 2003; propusieron buscar estos pequeños cambios en la energía de la luz comparando la temperatura de la radiación con mapas de galaxias en el universo local. De no existir la energía oscura, no habría correspondencia entre los dos mapas (el de fondo de microondas cósmico distante y el de la distribución de galaxias relativamente cercano). Si esta existiera, sin embargo, se podría observar un curioso fenómeno: los fotones del fondo cósmico de microondas ganarían energía —en vez de perderla— al pasar cerca de grandes masas. El experimento mejoró sus resultados gracias al equipo de Tommaso Giannantonio, quien ha probado su existencia con una certeza algo mayor a cuatro sigmas.
Naturaleza de la energía oscura
La naturaleza exacta de la energía oscura es materia de debate. Se sabe que es muy homogénea, no muy densa, pero no se conoce su interacción con ninguna de las fuerzas fundamentales más que con la gravedad. Como no es muy densa, unos 10−29 g/cm³, es difícil realizar experimentos para detectarla. La energía oscura tiene una gran influencia en el universo, pues es el 70 % de toda la energía y debido a que ocupa uniformemente el espacio interestelar. Los dos modelos principales son la quintaesencia y la constante cosmológica.
Evolución espacio-temporal del universo.
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Universo primitivo
Forma del universo · Espacio-tiempo · Materia bariónica · Universo · Materia oscura · Energía oscura
Presión negativa
La energía oscura causa la expansión del universo pues ejerce una presión negativa. Una sustancia tiene una presión positiva cuando empuja la pared del recipiente que lo contiene; este es el caso de los fluidos ordinarios (líquidos y gases de materia ordinaria). Una presión negativa tiene el efecto contrario, y un recipiente lleno de una substancia de presión negativa provocaría una presión hacia dentro del contenedor. De acuerdo con la relatividad general, la presión de una sustancia contribuye a su atracción gravitacional sobre otras cosas igual que hace su masa, de acuerdo con la ecuación de campo de Einstein:
La existencia de la energía oscura fue inferida a partir de medidas muy precisas del ritmo de expansión del universo, con técnicas similares a las usadas para generar esta imagen del WMAP para examinar la anisotropía de la temperatura del CMB.
Si la sustancia es de presión negativa entonces su efecto es una repulsión gravitacional. Si el efecto gravitacional repulsivo de la presión negativa de la energía oscura es mayor que la atracción gravitacional causada por la propia energía, resulta una expansión del tipo que se ha observado. Por esa razón, se ha postulado que la expansión acelerada observada podría ser el efecto de presión negativa de una substancia exótica conocida como energía oscura. Otra posibilidad para explicar la expansión es postular una ecuación de campo con constante cosmológica positiva:
Donde ahora el tensor
sería la parte asociada a materia con presión positiva. Para resolver la contradicción de que el empuje cause atracción o la contracción cause repulsión se considera que:
El empuje de la presión positiva y el empuje de la presión negativa son fuerzas no gravitacionales que solamente mueven substancias en torno a su espacio interior sin cambiar el espacio en sí.
Sin embargo, la atracción gravitacional (o repulsión) que causan opera sobre el propio espacio, disminuyendo (o incrementando) la cantidad de espacio entre las cosas. Esto es lo que determina el tamaño del universo.
No hay necesidad de que estos dos efectos actúen en la misma dirección. De hecho, actúan en direcciones opuestas.
Constante cosmológica
La explicación más simple para la energía oscura es que simplemente es el "coste de tener espacio"; es decir, un volumen de espacio tiene alguna energía fundamental intrínseca. Esto es la constante cosmológica, algunas veces llamada Lambda (de ahí el modelo Lambda-CDM) por la letra griega
, el símbolo utilizado matemáticamente para representar esta cantidad. Como la energía y la masa están relacionadas por la ecuación
, la teoría de la relatividad general predice que tendrá un efecto gravitacional. Algunas veces es llamada energía del vacío porque su densidad de energía es la misma que la del vacío. De hecho, muchas teorías de la física de partículas predicen fluctuaciones del vacío que darían al vacío exactamente este tipo de energía. Los cosmólogos estiman que la densidad de energía correspondiente a la constante cosmológica es del orden de 10−29 g/cm³ o unos 10−120 en unidades de Planck.
La constante cosmológica tiene una presión negativa igual a su densidad de energía, y así causa que la expansión del Universo se acelere. La razón por la que la constante cosmológica tiene una presión negativa se puede obtener a partir de la termodinámica clásica. La energía tiene que perderse desde dentro de un contenedor que se ocupe del contenedor. Un cambio en el volumen
necesita el mismo trabajo que para un cambio de energía , donde es la presión. Pero la suma de energía en una caja de energía de vacío realmente se incremente cuando el volumen crece (
es positivo), porque la energía es igual a , donde (rho) es la densidad de energía de la constante cosmológica. Por tanto,
es negativa y, de hecho, , significando que la ecuación de estado tiene la forma: , sin variación temporal.
Un gran problema pendiente es que muchas teorías cuánticas de campos predicen una gran constante cosmológica a partir de la energía del vacío cuántico, superior a 120 órdenes de magnitud. Esto casi se necesitaría cancelar, pero no exactamente, por un término igualmente grande de signo opuesto. Algunas teorías supersimétricas necesitan una constante cosmológica que sea exactamente cero, lo que no ayuda. El consenso científico actual cuenta con la extrapolación de pruebas empíricas donde son relevantes las predicciones y el ajuste fino de las teorías hasta que se encuentre una solución más elegante. Técnicamente, esto se suma a las teorías de comprobación contra observaciones macroscópicas. Lamentablemente, como el margen de error conocido en la constante predice el destino final del universo más que su estado actual, todavía continúan sin conocerse muchas preguntas "más profundas".
Otro problema aparece con la inclusión de la constante cosmológica en el modelo estándar que es la aparición de soluciones con regiones de discontinuidades (véase clasificación de discontinuidades para ver tres ejemplos) con una baja densidad de materia. La discontinuidad también afecta al signo pasado de la energía del vacío, cambiando la actual presión negativa a presión atractiva, de la misma forma que se mira hacia atrás, hacia el universo primigenio. Este hallazgo debería ser considerado como una deficiencia del modelo estándar, pero solo cuando se incluye un término de vacío.
A pesar de sus problemas, la constante cosmológica es en muchos aspectos la solución más económica al problema de la aceleración de la expansión del universo. Un número explica satisfactoriamente una multitud de observaciones. Así, el modelo estándar actual de cosmología, el modelo Lambda-CDM, incluye la constante cosmológica como una característica esencial.
Quintaesencia
La energía oscura puede convertirse en materia oscura cuando es golpeada por partículas bariónicas, conduciendo así a excitaciones como de partículas en algún tipo de campodinámico, conocido como quintaesencia. La quintaesencia difiere de la constante cosmológica en que puede variar en el espacio y en el tiempo. Para que no se agrupen y se formen estructuras como materia, tiene que ser muy ligero de tal manera que tenga una gran longitud de onda Compton.
No se ha encontrado todavía ninguna prueba de la quintaesencia, pero tampoco ha sido descartada. Generalmente predice una aceleración ligeramente más lenta de la expansión del Universo que la constante cosmológica. Algunos científicos piensan que la mejor prueba de la quintaesencia vendría a partir de violaciones del principio de equivalencia y la variación de las constantes fundamentales de Einstein en el espacio o en el tiempo. Los campos escalares son predichos por el modelo estándar y la teoría de cuerdas, pero un problema análogo al problema de la constante cosmológica (o el problema de construir modelos de inflación cósmica) ocurre: la teoría de la renormalización predice que los campos escalares deberían adquirir grandes masas.
El problema de la coincidencia cósmica se pregunta por qué la aceleración cósmica empezó cuando lo hizo. Si la aceleración cósmica empezó antes en el Universo, las estructuras como galaxias nunca habrían tenido tiempo de formarse y permanecer, al menos como se las conoce; nunca habrían tenido una oportunidad de existir. Sin embargo, muchos modelos de quintaesencia tienen un llamado "comportamiento rastreador", que soluciona este problema. En estos modelos, el campo de la quintaesencia tiene una densidad que sigue la pista de cerca (pero es menor que) la densidad de radiación hasta la igualdad materia-radiación, que dispara la quintaesencia empiece a comportarse como energía oscura, finalmente dominando el universo. Esto naturalmente establece una baja escala de energía de la energía oscura.
Algunos casos especiales de quintaesencia son la energía fantasma con
. , en que la densidad de energía de la quintaesencia realmente se incrementa con el tiempo y la esencia-k (acrónimo de quintaesencia cinética) que tiene una forma no convencional de energía cinética. Pueden tener propiedades inusuales: la energía fantasma, por ejemplo, puede causar un Big Rip.
La nueva quintaesencia es una forma novedosa de energía inherente en el espacio vacío, que está basada en la constante de Planck. La suma fundamental de energía contenida en el espacio-tiempo, es representada por la ecuación
, donde h es la constante de Planck y n es el número de quintesencias contenido en un volumen de espacio dado, por unidad de tiempo (segundos).
Ideas alternativas
Algunos teóricos piensan que la energía oscura y la aceleración cósmica son un fallo de la relatividad general en escalas muy grandes, mayores que los supercúmulos. Es una tremenda extrapolación pensar que la ley de la gravedad, que funciona tan bien en el sistema solar, debería trabajar sin corrección a escala universal. Se han realizado muchos intentos de modificar la relatividad general; sin embargo, han resultado ser equivalentes a las teorías de la quintaesencia o inconsistentes con las observaciones.
Las ideas alternativas a la energía oscura han venido desde la teoría de cuerdas, la cosmología brana y el principio holográfico, pero no han sido probadas todavía tan convincentemente como la quintaesencia y la constante cosmológica.
Sin embargo, otras proposiciones "radicalmente conservadoras" intentan explicar los datos observacionales mediante un uso más refinado de las teorías establecidas más que a través de la introducción de la energía oscura, centrándose, por ejemplo, en los efectos gravitacionales de heterogeneidades de la densidad (asumidas como insignificantes en la aproximación estándar de la métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y confirmada como insignificante por los estudios de las anisotropías del fondo cósmico de microondas y las estadísticas de la estructura a gran escala del Universo) o en las consecuencias de la ruptura de la simetría electrodébil en el Universo primigenio
La energía oscura y el destino del universo
La consecuencia más directa de la existencia de la energía oscura y la aceleración del universo es que éste es más antiguo de lo que se creía. Si se calcula la edad del universo con base en los datos actuales de la constante de Hubble (71±4 (km/s)/Mp), se obtiene una edad de 10 000 millones de años, menor que la edad de las estrellas más viejas que es posible observar en los cúmulos globulares, lo que crea una paradoja insalvable. Los cosmólogos estiman que la aceleración empezó hace unos 9000 millones de años. Antes de eso, se pensaba que la expansión estaba ralentizándose, debido a la influencia atractiva de la materia oscura y los bariones. La densidad de materia oscura en un universo en expansión desaparece más rápidamente que la energía oscura y finalmente domina la energía oscura. Específicamente, cuando el volumen del universo se dobla, la densidad de materia oscura se divide a la mitad pero la densidad de energía oscura casi permanece sin cambios (exactamente es constante en el caso de una constante cosmológica). Teniendo en cuenta la energía oscura, la edad del universo es de unos 13 700 millones de años (de acuerdo con los datos del satélite WMAP en 2003), lo que resuelve la paradoja de la edad de las estrellas más antiguas.
Si la aceleración continúa indefinidamente, el resultado final será que las galaxias exteriores al Supercúmulo de Virgo se moverán más allá del horizonte de sucesos: no volverán a ser visibles, porque su velocidad radial será mayor que la velocidad de la luz. Esta no es una violación de la relatividad especial y el efecto no puede utilizarse para enviar una señal entre ellos. Realmente no hay ninguna manera de definir la "velocidad relativa" en un espacio-tiempo curvado. La velocidad relativa y la velocidad sólo pueden ser definidas con significado pleno en un espacio-tiempo plano o en regiones suficientemente pequeñas (infinitesimales) de espacio-tiempo curvado. A su vez, previene cualquier comunicación entre ellos y el objeto pase sin contactar. La Tierra, la Vía Láctea y el Supercúmulo de Virgo, sin embargo, permanecería virtualmente sin perturbaciones mientras el resto del universo retrocede. En este escenario, el supercúmulo local finalmente sufriría la muerte caliente, justo como se pensaba para un universo plano y dominado por la materia, antes de las medidas de la aceleración cósmica.
El fondo de microondas indica que la geometría del universo es plana, es decir, el universo tiene la masa justa para que la expansión continúe indeterminadamente. Si el universo, en vez de plano fuese cerrado, significaría que la atracción gravitatoria de la masa que forma el universo es mayor que la expansión del universo, por lo que éste se volvería a contraer (Big Crunch). Sin embargo, al estudiar la masa del universo se detectó muy pronto que faltaba materia para que el universo fuese plano. Esta "materia perdida" se denominó materia oscura. Con el descubrimiento de la energía oscura hoy se sabe que el destino del universo ya no depende de la geometría del mismo, es decir, de la cantidad de masa que hay en él. En un principio la expansión del universo se frenó debido a la gravedad, pero hace unos 4000 millones de años la energía oscura sobrepasó al efecto de la fuerza gravitatoria de la materia y comenzó la aceleración de la expansión.
El futuro último del universo depende de la naturaleza exacta de la energía oscura. Si esta es una constante cosmológica, el futuro del universo será muy parecido al de un universo plano. Sin embargo, en algunos modelos de quintaesencia, denominados energía fantasma, la densidad de la energía oscura aumenta con el tiempo, provocando una aceleración exponencial. En algunos modelos extremos la aceleración sería tan rápida que superaría las fuerzas de atracción nucleares y destruiría el universo en unos 20 000 millones de años, en el llamado Gran Desgarro (Big Rip).
Hay algunas ideas muy especulativas sobre el futuro del universo. Una sugiere que la energía fantasma causa una expansión divergente, que implicaría que la fuerza efectiva de la energía oscura continúa creciendo hasta que domine al resto de las fuerzas del universo. Bajo este escenario, la energía oscura finalmente destrozaría todas las estructuras gravitacionalmente acotadas, incluyendo galaxias y sistemas solares y finalmente superaría a las fuerzas eléctrica y nuclear para destrozar a los propios átomos, terminando el universo en un Big Rip. Por otro lado, la energía oscura puede disiparse con el tiempo o incluso llegar a ser atractiva. Tales incertidumbres abren la posibilidad de que la gravedad todavía pueda conducir al universo que se contrae a sí mismo en un "Big Crunch". Algunos escenarios, como el modelo cíclico, sugieren que este podía ser el caso. Mientras que estas ideas no están soportadas por las observaciones, no pueden ser excluidas. Las medidas de aceleración son cruciales para determinar el destino final del universo en la teoría del Big Bang.
Materia oscura
En astrofísica y cosmología física, se denomina materia oscura a un tipo de materia que corresponde al 80% de la materia-energía del universo, y que no es energía oscura, materia bariónica (materia ordinaria) ni neutrinos. Su nombre hace referencia a que no emite ningún tipo de radiación electromagnética (como la luz). De hecho, no interactúa en ninguna forma con la radiación electromagnética, siendo completamente transparente en todo el espectro electromagnético. Su existencia se puede inferir a partir de sus efectos gravitacionales en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas presente en el universo.
La materia oscura fue propuesta por Fritz Zwicky en 1933 ante la evidencia de una "masa no visible" que influía en las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos. Posteriormente, otras observaciones han indicado la presencia de materia oscura en el universo: estas observaciones incluyen la citada velocidad de rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales de los objetos de fondo por los cúmulos de galaxias, tales como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de la temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias.
La materia oscura también desempeña un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y todo el Universo contiene mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".
La composición de la materia oscura se desconoce. Puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas, los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.
El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo. Actualmente, se estima que la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo equivalen aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Aproximadamente, sólo el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se estima que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante consistiría en energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio. Alguna materia bariónica difícil de detectar contribuye a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo una pequeña porción. Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada (la mitad de ella todavía no detectada) se puede considerar materia oscura bariónica: todas las estrellas, galaxias y gas observables reúnen menos de la mitad de los bariones que se supone debería haber. Se cree que toda esta materia puede distribuirse en filamentos gaseosos de baja densidad, formando una red por todo el universo, en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. En mayo de 2008, el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea encontró pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.
La determinación de la naturaleza de esta masa no visible es una de las cuestiones más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Las denominaciones "materia oscura" y "energía oscura" expresan principalmente nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como "Terra incógnita".
Artículos
Estructura
Expansión
Universo primitivo
Imagen compuesta del cúmulo de galaxias CL0024+17 tomada por el telescopio espacial Hubble muestra la creación de un efecto de lente gravitacional. Se supone que este efecto se debe, en gran parte, a la interacción gravitatoria con la materia oscura.
Pruebas de observaciones
La primera persona en proporcionar pruebas y deducir la existencia del fenómeno que se ha llamado "materia oscura" fue el astrofísico suizo Fritz Zwicky, del Instituto Tecnológico de California (Caltech), en 1933.
Aplicó el teorema de virial al cúmulo de galaxias Coma y obtuvo pruebas de masa no visible. Zwicky estimó la masa total del cúmulo basándose en los movimientos de las galaxias cercanas a su borde. Cuando comparó esta masa estimada con la estimación del número de galaxias y con el brillo total del cúmulo, encontró que había unas 400 veces más masa de la esperada. La gravedad de las galaxias visibles en el cúmulo era muy poca para tal velocidad orbital, por lo que se necesita mucha más. Esto se conoce como el "problema de la masa desaparecida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky dedujo que tendría que haber alguna forma de "materia no visible" que proporcionaría suficiente masa y gravedad constituyendo todo el cúmulo.
Muchas de las evidencias de la existencia de materia oscura provienen del estudio de los movimientos de las galaxias. Muchas de estas parecen ser bastante uniformes, con lo que el teorema de virial de la energía cinética total debería ser la mitad del total de la energía gravitacional de las galaxias. Sin embargo, experimentalmente se ha hallado que la energía cinética total es mucho mayor: en particular, asumiendo que la masa gravitacional se debe solo a la materia visible de la galaxia, las estrellas alejadas del centro de las galaxias tienen velocidades mucho mayores que las predichas por el teorema de virial. La curva de rotación galáctica que muestra la velocidad de rotación frente a la distancia del centro de la galaxia, no se puede explicar solo mediante la materia visible. La explicación más sencilla es suponer que la materia visible conforma solo una pequeña parte del cúmulo. Las galaxias muestran indicios de estar compuestas principalmente de un halo de materia oscura concentrado en su centro, con simetría casi esférica, con la materia visible concentrada en un disco central. Las galaxias de brillo débil superficial son importantes fuentes de información para el estudio de la materia oscura, ya que tienen una baja proporción de materia visible respecto de la materia oscura, y tienen varias estrellas brillantes en el centro que facilita la observación de la curva de rotación de estrellas periféricas.
De acuerdo con los resultados publicados en agosto de 2006, la materia oscura se ha detectado por separado de la materia ordinaria a través de medidas del Cúmulo Bala, realmente dos cúmulos de galaxias cercanos que colisionaron hace unos 150 millones de años. Los investigadores analizaron los efectos de las lentes gravitacionales para determinar la masa total de la distribución ambas y la compararon con los mapas de rayos X de gases calientes, que se pensaba que constituían la mayor parte de la materia ordinaria en los cúmulos. Los gases calientes interactuaron durante la colisión y permanecieron cerca del centro. Las galaxias individuales y la materia oscura no interactuaron y están más alejadas del centro.
Curvas de rotación galáctica
Casi 40 años después de las observaciones iniciales de Zwicky, ninguna otra observación las había corroborado, indicando que la relación masa-luminosidad fuera distinta de la unidad (una alta relación masa-luminosidad indica la presencia de la materia oscura). Pero a finales de los años 1960 y 1970, Vera Rubin, una astrónoma del Departamento de Magnetismo Terrestre del Carnegie Institution of Washington presentó los hallazgos basados en un nuevo espectrógrafo muy sensible que podía medir la curva de velocidad de galaxias espirales con un grado de precisión mayor que cualquier otro anterior. En un encuentro en 1975de la American Astronomical Society, junto con su compañero de staff Kent Ford, Rubin anunció el asombroso descubrimiento de que muchas estrellas en distintas órbitas de galaxias espirales giraban a casi la misma velocidad angular, lo que implicaba que sus densidades eran muy uniformes más allá de la localización de muchas de las estrellas (el bulbo galáctico). Este resultado sugiere que incluso la gravedad newtoniana no se aplica universalmente o que, conservativamente, más del 50% de la masa de las galaxias estaba contenida en el relativamente oscuro halo galáctico. Este descubrimiento inicialmente despertó escepticismo, pero Rubin insistió en que las observaciones eran correctas. Posteriormente, otros astrónomos empezaron a corroborar su trabajo y se logró determinar muy bien el hecho de que muchas galaxias estuvieran dominadas por "materia oscura". Las excepciones parecían ser las galaxias con relaciones masa-luz cercanas a las de las estrellas. Como consecuencia, numerosas observaciones han indicado la presencia de materia oscura en varias partes del cosmos. Junto con los hallazgos de Rubin para las galaxias espirales y el trabajo de Zwicky sobre los cúmulos de galaxias, durante décadas se han recopilado más evidencias relacionadas con la materia oscura, hasta el punto de que hoy muchos astrofísicos aceptan su existencia. Como un concepto unificador, la materia oscura es una de las características dominantes consideradas en el análisis de estructuras a escala galáctica y mayores.
Dispersiones de velocidad en galaxias
El trabajo pionero de Rubin ha resistido la prueba del tiempo. Las medidas de las curvas de velocidad en galaxias espirales se continuaron pronto con mediciones de dispersiones de velocidad en galaxias elípticas. Aunque algunas veces resultan menores relaciones masa-luminosidad, las medidas de elípticas siguen indicando un relativamente alto contenido en materia oscura. Asimismo, las medidas de los medios interestelares difusos encontrados en el borde de las galaxias indican no solo las distribuciones de materia oscura que se extienden más allá del límite visible de las galaxias, sino también de que las galaxias son virializadas por encima de diez veces su radio visible. Esto supuso elevar la proporción de la materia oscura respecto a la suma total de masa de gravitación, desde el 50% medido por Rubin hasta la actualmente estimada de casi el 95%.
Hay lugares donde la materia oscura parece ser un pequeño componente o estar totalmente ausente. Los cúmulos globulares no muestran evidencias de contener materia oscura, aunque sus interacciones orbitales con las galaxias muestran pruebas de materia oscura galáctica. Durante algún tiempo, las mediciones del rango de velocidad de las estrellas parecía indicar la concentración de la materia oscura en el disco galáctico de la Vía Láctea. Sin embargo, ahora parece que la alta concentración de la materia bariónica en el disco de la galaxia (especialmente en el medio interestelar) puede influir en este movimiento. Se cree que los perfiles de las masas de las galaxias parecen muy diferentes de los perfiles de la luz. El modelo típico para las galaxias de materia oscura es una distribución lisa y esférica en halos virializados. Ese tendría que ser el caso para evitar los efectos dinámicos a pequeña escala (estelar). Las investigaciones realizadas en enero de 2006 en la Universidad de Massachusetts, Amherst explicarían la previamente misteriosa curvatura en el disco de la Vía Láctea por la interacción de la Grande y la Pequeña Nube de Magallanes y la predicción de un incremento de 20 veces la masa de la Vía Láctea teniendo en cuenta la materia oscura.
En 2005, los astrónomos de la Universidad de Cardiff anunciaron el descubrimiento de una galaxia compuesta casi enteramente de materia oscura, a 50 millones de años luz del Cúmulo de Virgo, que fue denominada VIRGOHI21. Inusualmente, VIRGOHI21 no parece contener ninguna estrella visible: fue vista con observaciones de radio-frecuencia de hidrógeno. Basada en los perfiles de rotación, los científicos estimaron que este objeto contiene aproximadamente 1.000 veces más materia oscura que hidrógeno y tiene una masa total de un décimo de la Vía Láctea. Por comparación, se cree que la Vía Láctea tiene unas diez veces más materia oscura que ordinaria. Los modelos del Big Bang y de la Estructura a gran escala del Universo sugieren que tales galaxias oscuras deberían ser muy comunes en el Universo, pero no se ha detectado ninguna. Si se confirmase la existencia de estas galaxias oscuras, proporcionaría una gran prueba para la teoría de la formación de las galaxias y plantearía problemas para explicaciones alternativas a la materia oscura.
Materia oscura en cúmulos de galaxias
La materia oscura también afecta a las agrupaciones galácticas. Las medidas de Rayos X del caliente gas intracumular se corresponden estrechamente con las observaciones de Zwicky de las relaciones masa-luminosidad para grandes cúmulos de casi 10 a 1. Muchos de los experimentos del Observatorio de rayos X Chandra utilizan esta técnica para determinar independientemente la masa de los cúmulos.
El cúmulo de galaxias Abell 2029 se compone de miles de galaxias envueltas en una nube de gas caliente y una cantidad de materia oscura equivalente a más de 1014 soles. En el centro de este cúmulo hay una enorme galaxia con forma elíptica que se piensa que se formó a partir de la unión de muchas galaxias más pequeñas.Las velocidades orbitales de las galaxias medidas dentro de los cúmulos de galaxias son consistentes con las observaciones de materia oscura.
Una importante herramienta para detectar la materia oscura son las lentes gravitacionales. Estas lentes son un efecto de la relatividad general que predice la dinámica que depende de las masas, siendo un medio completamente independiente de medir la energía oscura. En las lentes fuertes, se ha observado la curvada distorsión de las galaxias de fondo, cuando la luz pasa a través de una lente gravitacional, alrededor de un cúmulo poco distante como el Abell 1689. Midiendo la distorsión geométrica, se puede obtener la masa del cúmulo que causa el fenómeno. En docenas de casos donde se ha medido, las relaciones masa-luminosidad obtenidas se corresponden con las medidas de materia oscura dinámica de los cúmulos.
Durante los últimos diez años se ha desarrollado una técnica —tal vez más convincente— llamada lentes débiles, que mide mediante análisis estadístico las distorsiones de galaxias a una microescala en las grandes distancias debidas a objetos de fondo. Examinando la deformación de las galaxias de fondo adyacentes, los astrofísicos pueden obtener por métodos estadísticos la distribución media de energía oscura y encontrar las relaciones masa-luminosidad que se corresponden con las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de estructuras a gran escala. La correspondencia de las dos técnicas (la de lentes gravitacionales junto con otras medidas de materia oscura), han convencido a casi todos los astrofísicos de que la materia oscura es realmente el mayor componente del Universo.
Formación de estructuras
La materia oscura es crucial para el modelo cosmológico del Big Bang como un componente que se corresponde directamente con las medidas de los parámetros asociados con la métrica FLRW a la relatividad general. En particular, las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas se corresponden a una cosmología donde gran parte de la materia interactúa con los fotones de forma más débil que las fuerzas fundamentales conocidas que acoplan las interacciones de la luz con la materia bariónica. Asimismo, se necesita una cantidad significativa de materia fría no-barionica para explicar la estructura a gran escala del universo.
Las observaciones sugieren que la formación de estructuras en el Universo actúa jerárquicamente: las estructuras más pequeñas se unen hasta formar galaxias y después cúmulos de galaxias. Según se unen las estructuras en la evolución del Universo, empiezan a "brillar", ya que la materia bariónica se calienta a través de la contracción gravitacional y los objetos se aproximan al equilibrio hidrostático. La materia barionica ordinaria tendría una temperatura demasiado alta y demasiada presión liberada desde el Big Bang para colapsar y formar estructuras más pequeñas, como estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La materia oscura actúa como un compactador de estructuras. Este modelo no solo se corresponde con investigaciones estadísticas de la estructura visible en el Universo, sino también y de forma precisa con las predicciones de materia oscura de la radiación de fondo de microondas.
Este modelo inverso de formación de estructuras necesita algún tipo de la materia oscura para funcionar. Se han utilizado simulaciones por ordenador de miles de millones de partículas de materia oscura para confirmar que el modelo de materia oscura fría de la formación de estructuras es consistente con las estructuras observadas en el Universo mediante las observaciones de galaxias, como la Sloan Digital Sky Survey, la 2dF Galaxy Redshift Survey y el bosque Lyman-alfa. Estos estudios han sido cruciales para crear el modelo Lambda-CDM que mide los parámetros cosmológicos, incluyendo la parte del Universo formada por bariones y la materia oscura.
Composición de la materia oscura
Aunque la materia oscura se detectó por lentes gravitacionales en agosto de 2006, muchos aspectos siguen cuestionados. En el experimento DAMA/NaI se afirma haber detectado materia oscura pasando a través de la Tierra, aunque muchos científicos son escépticos al respecto, ya que los resultados negativos de otros experimentos serían (casi) incompatibles con los del DAMA si la materia oscura consistiera en neutralinos.
Los datos de varios tipos de pruebas, como el problema de la rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales, la formación de estructuras y la fracción de bariones en cúmulos y la abundancia de cúmulos, combinada con pruebas independientes para la densidad bariónica, indican que el 85-90% de la masa en el Universo no interactúa con la fuerza electromagnética. Esta "materia oscura" se evidencia por su efecto gravitacional. Se han propuesto varias categorías de materia oscura:
Materia oscura no-bariónica, dividida en tres tipos diferentes:
Materia oscura caliente: partículas no bariónicas que se mueven ultrarrelativistamente.
Materia oscura templada: partículas no bariónicas que se mueven relativistamente.
Materia oscura fría: partículas no bariónicas que no se mueven relativistamente.
Davis y otros escribieron en 1985:
Las partículas candidatas se pueden agrupar en tres categorías basándose en su efecto en las fluctuaciones del espectro (Bond et al. 1983). Si la materia oscura está compuesta de abundantes partículas ligeras que son relativistas hasta poco antes de la recombinación, entonces deberían ser denominadas "calientes". El mejor candidato para la materia oscura caliente es el neutrino [...]
Una segunda posibilidad es que las partículas de materia oscura interactúen más débilmente que los neutrinos, sean menos abundantes y tengan una masa del orden de 1eV. Tales partículas se denominan "materia oscura templada", porque tienen menos velocidad térmica que los neutrinos masivos [...] actualmente hay algunas partículas candidatas que cumplen esta descripción. Se han sugerido los gravitinos y los fotinos (Pagels y Primack 1982; Bond, Szalay y Turner 1982) [...]
Cualquier partícula que se convierta en no-relativista rápidamente y así pueda reflejarse a una distancia insignificante, es llamada materia oscura fría. Hay muchos candidatos para la materia oscura fría, como las partículas supersimétricas
La materia oscura caliente consiste en partículas que viajan con velocidades relativistas. Se conoce un tipo de materia oscura caliente: el neutrino. Los neutrinos tienen una masa muy pequeña, no interactúan a través de fuerzas electromagnéticas o de la fuerza nuclear fuerte y son, por tanto, muy difíciles de detectar. Esto es lo que les hace atractivos como materia oscura. Sin embargo, los límites de los neutrinos indican que los neutrinos ordinarios solo harían una pequeña contribución a la densidad de la materia oscura.
La materia oscura caliente no puede explicar cómo se formaron las galaxias desde el Big Bang. La radiación de fondo de microondas medida por el COBE y el WMAP, es increíblemente homogénea: indica que la materia se ha agrupado en escalas muy pequeñas. Sin embargo, las partículas de movimiento rápido no pueden agruparse en tales pequeñas escalas y, de hecho, suprimen la agrupación de otra materia. La materia oscura caliente, aunque existe en nuestro Universo en forma de neutrinos es, por tanto, la única parte de la historia.
Para explicar la estructura en el Universo, el Modelo de concordancia necesita invocar la materia oscura fría (no-relativista). Las grandes masas, como los agujeros negros del tamaño de galaxias, pueden descartarse con las bases de los datos de las lentes gravitacionales. Las posibilidades involucrando materia bariónica normal incluyen enanas marrones o tal vez pequeños y densos pedazos de elementos pesados conocidos como Objetos de tipo halo masivos compactos (massive compact halo object) o "MACHOs". Sin embargo, los estudios de la Nucleosíntesis del Big Bang han convencido a muchos científicos de que la materia bariónica como los MACHOs no pueden ser más que una pequeña fracción de la materia oscura total.
El punto de vista más aceptado es que la materia oscura es principalmente no-bariónica, compuesta de una o más partículas elementales distintas de las normales (electrones, protones, neutrones y los neutrinos conocidos). Las partículas propuestas más comunes son los axiones, neutrinos estériles y WIMPs (partículas masivas de interacción débil, incluyendo neutralinos). Ninguna de estas es parte del modelo estándar de física de partículas, pero pueden aparecer en ampliaciones del modelo estándar. Muchos modelos supersimétricos ocasionan naturalmente los WIMPs en forma de neutralinos. Los pesados, neutrinos estériles, existen en ampliaciones del modelo estándar que explica la pequeña masa de los neutrinos a través del mecanismo del balancín.
Se han llevado a cabo y continúan búsquedas experimentales de estos candidatos a materia oscura. Estos esfuerzos se pueden dividir en dos grandes categorías: detección directa, en los que las partículas de materia oscuras se observan en un detector; y la detección indirecta, que busca los productos de aniquilaciones de materia oscura. Los experimentos de detección de materia oscura han descartado algunos modelos de WIMP y axiones. También hay varios experimentos reclamando pruebas positivas de detección de materia oscura, como el DAMA/NaI y el Egret, pero están lejos de confirmarse y difícilmente reconcilian los resultados negativos de otros experimentos. Actualmente, están en proceso varias búsquedas de materia oscura, como la Cryogenic Dark Matter Search en la Mina de Soudan y el experimento XENON en Gran Sasso. Otros están en desarrollo, como el experimento ArDM.
En la primavera de 2006, los investigadores del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge publicaron haber calculado que la energía oscura solo está en cúmulos mayores de 1.000 años luz de radio, implicando una velocidad media para las partículas de materia oscura de 9 km/s, una densidad de 20 amu/cm³ y una temperatura de 10.000 kelvins.
La materia oscura y la antimateria
La materia oscura, la energía oscura y la antimateria son tres cosas absolutamente distintas. La antimateria es como la materia común de la que estamos hechos, pero conformada por partículas cuya carga eléctrica es de signo contrario. Por ejemplo, un anti-electrón (también conocido como positrón por razones históricas), es una partícula igual al electrón, con su misma masa y carga pero de signo eléctrico positivo (el electrón tiene carga negativa). Y un anti-protón es una partícula con la misma cantidad de masa y carga de un protón, pero con carga de signo eléctrico negativo. La antimateria se forma con antipartículas: del mismo modo que un átomo de hidrógeno consiste en un electrón orbitando alrededor de un protón, si juntáramos un anti-protón con un anti-electrón podríamos tener un átomo de anti-hidrógeno, lo que se ha logrado en el CERN, por fracciones de segundo.
Problema de la materia oscura
Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren, consistentemente, que hay mucha más materia de la que se puede observar directamente. Además, la existencia de materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado "problema de la materia oscura" o "problema de la masa desaparecida" y es uno de los más importantes de la cosmología moderna.
La existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra vida en la Tierra, pero que exista o no, afecta al destino último del Universo. Se sabe que el Universo está expandiéndose, por el corrimiento al rojo que muestra la luz de los cuerpos celestes distantes. Si no hubiera materia oscura, esta expansión continuaría para siempre. Si la actual hipótesis de la materia oscura es correcta, y dependiendo de su cantidad, la expansión del Universo podría ralentizarse, detenerse o incluso invertirse (lo que produciría el fenómeno conocido como Big Crunch). Sin embargo, su importancia para el destino final del Universo se ha relativizado en los últimos años, frente a la existencia de una constante cosmológica y de una energía oscura. Según las mediciones realizadas en 2003 y 2006 por el satélite WMAP, la expansión del Universo se está acelerando, y continuará debido a la existencia de la energía oscura, aunque sin causar un Big Rip.
Explicaciones alternativas
Modificaciones de la gravedad
Una explicación alternativa a las cuestiones planteadas por la materia oscura es suponer que las inconsistencias observadas son debidas a una incompleta comprensión de la gravedad. Para explicar las observaciones, a grandes distancias, las fuerzas gravitacionales son más fuertes de lo que nos indicarían la mecánica newtoniana. Por ejemplo, esto podría ocurrir si se toma un valor negativo para la constante cosmológica (valor que se estima positivo en función de recientes observaciones) o si se adopta la teoría de la Dinámica newtoniana modificada (MOND), que corrige las Leyes de Newton para aceleraciones pequeñas. Sin embargo, la construcción de una teoría MOND relativista ha sido problemática y no está claro como se puede reconciliar con las medidas de las lentes gravitacionales en la curvatura de la luz alrededor de las galaxias. La principal teoría MOND relativista, propuesta por Jacob Bekenstein en 2004 es llamada TeVeS (Tensor-Vector-Scalar) y resuelve muchos de los problemas de los primeros intentos. Una teoría de gravedad modificada (MOG) propuesta por John Moffat, basada en la Teoría gravitacional no-simétrica (NGT), es también una alternativa a la materia oscura.
Otra teoría discutida es la Expansión cósmica en escala (SEC) de C. Johan Masreliez. Otra aproximación, propuesta por Arrigo Finzi en 1963 y por Robert Sanders en 1984, es reemplazar el potencial gravitacional por la siguiente expresión:
Distribución estimada de materia y energía oscura en el Universo.
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Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicho (A) y observado (B). La materia oscura explicaría la apariencia plana de la curva de rotación en radios grandes.
Efecto de las lentes gravitacionales fuertes observado por el Telescopio espacial Hubble en Abell 1689 que indica la presencia de materia oscura. Agrandar la imagen para ver las curvaturas producidas por las lentes gravitacionales. Créditos: NASA/ESA
Problemas no resueltos de la física : ¿Qué es la materia oscura? ¿Cómo se genera? ¿Está relacionada con la supersimetría?
donde B y
son parámetros ajustables. En cualquier caso, tales aproximaciones tienen dificultades en explicar el diferente comportamiento de las distintas galaxias y clústeres. En cambio, tales discordancias se pueden entender fácilmente tomando diferentes cantidades de materia oscura. Las observaciones sobre la rotación de las galaxias indican que alrededor del 90% de la masa de una galaxia no es visible y solo puede detectarse por sus efectos gravitacionales.
Alexander Mayer propone una hipótesis basada en las inconsistencias observadas en la sincronización del sistema GPS y otras anomalías. En dicha hipótesis, el aumento del corrimiento hacia el rojo observado en galaxias lejanas y el aparente exceso de masa del universo hace necesario que dicha materia oscura no sean más que errores de medida fruto de una incorrecta formulación de la Teoría de la Relatividad General. Según la nueva formulación de Alexander Mayer, el universo no precisa de la existencia ni de energía ni de materia oscura.
El problema principal de estas explicaciones alternativas es que no explican las anisotropías del fondo cósmico de microondas que, por otro lado, sí predicen la existencia de materia oscura no bariónica.
En agosto de 2006, un estudio de colisión de cúmulos de galaxias afirmaba demostrar que, incluso en una hipótesis de gravedad modificada, la mayoría de la masa tiene que ser alguna forma de materia oscura demostrando que cuando la materia regular es "barrida" de un cúmulo, los efectos gravitacionales de la materia oscura (que se pensaba que no interactuaba, aparte de su efecto gravitacional) permanecen. Un estudio afirma que TeVeS puede producir el efecto observado, pero esto continúa necesitando que la mayoría de la masa esté en forma de materia oscura, posiblemente en forma de neutrinos ordinarios. También en la Teoría gravitacional no-simétrica se afirma que cualitativamente encaja con las observaciones, sin necesitar la exótica materia oscura.
Explicaciones de mecánica cuántica
En otra clase de teorías se intenta reconciliar la Gravedad con la Mecánica cuántica y se obtienen correcciones a la interacción gravitacional convencional. En teorías escalar-tensoriales, los campos escalares como el campo de Higgs se acopla a la curvatura dada a través del tensor de Riemann o sus trazas. En muchas de tales teorías, el campo escalar es igual al campo de inflación, que es necesario para explicar la inflación cósmica del Universo después del Big Bang, como el factor dominante de la quintaesencia o energía oscura. Utilizando una visión basada en el Grupo de Renormalización, M. Reuter y H. Weyer han demostrado que la constante de Newton y la constante cosmológica pueden ser funciones escalares en el espacio-tiempo si se asocian las escalas de renormalización a los puntos del espacio-tiempo.
En la teoría de la relatividad de escala Laurent Nottale, el espacio-tiempo es continuo pero no diferenciable, conduciendo a la aparición de una Ecuación de Schrödingergravitacional. Como resultado, aparecen los efectos de cuantización a gran escala. Esto hace posible predecir correctamente las estructuras a gran escala del Universo sin la necesidad de las hipótesis de la materia oscura.
Materia oscura en la cultura popular
En algunos videojuegos y otros trabajos de ficción aparecen menciones a la materia oscura. Normalmente se le atribuyen propiedades físicas o mágicas extraordinarias. A menudo, tales descripciones son inconsistentes con las propiedades de la materia oscura propuestas en la física y la cosmología. Por ejemplo:
La serie de televisión Futurama, en la que la materia oscura es maloliente, sirve de combustible a las naves espaciales y es tan densa que 10 cm³ pesan más de 5000 kilogramos. Los niblonianos expelen materia oscura a manera de desechos fecales.
En los videojuegos de GBA y Nintendo DS Golden Sun II: La Edad Perdida y Golden Sun: Oscuro Amanecer, la materia oscura aparece como un material que puede utilizarse para fabricar equipamiento de batalla.
En el videojuego de Wii Super Mario Galaxy, la materia oscura tiene la propiedad de crear agujeros en suelos, agujeros que "proyectan" la materia oscura, y finalmente, con una propiedad particular de desintegrar a quien la toque (en este caso Mario o Luigi).
En el videojuego MMORPG Maple Story, la materia oscura aparece como un objeto que se consigue por Cash, que con la culminación de ciertas misiones, dan ciertos equipamientos y armas raras y ventajosas.
En la saga Final Fantasy, la materia oscura es un ítem usado para crear pociones, armas, otros tipos de artefactos.
En el videojuego para N64 Kirby 64: The Crystal Shards, el enemigo es un ser llamado "Dark Matter" (en español, "materia oscura") que parece estar compuesto de ella misma.
En el videojuego para GC Metroid Prime 2: Echoes, la historia transcurre entre un planeta y su semejante creado a partir de energía oscura. Tanto la protagonista como algunos enemigos son capaces de usar materia oscura como armamento.
En el videojuego para SNES Chrono Trigger, Magus tiene la última técnica denominada dark matter (en español, "materia oscura").
En el juego online Ogame, es una materia escasa que se encuentra fuera de los sistemas solares. Se usa para pagar mejoras que no pueden poseer otros jugadores que no la posean.
En el videojuego para PS2 Final Fantasy XII, la materia oscura es un objeto muy poderoso que puede usarse para atacar a los enemigos.
En la trilogía de libros "La materia oscura" de Philip Pullman, es capaz de transmitir mensajes para comunicarse con los humanos. También es el motivo por el cual el magisterio (en el mundo de Lyra) experimenta con niños. En el mundo de Lyra Lenguadeplata, la materia oscura se conoce como "El polvo".
En el videojuego para PlayStation 3 Little Big Planet, al material "Materia Oscura" se le atribuyen propiedades anti-gravitatorias.
En el videojuego League of Legends, Veigar posee una habilidad llamada "materia oscura".29
En el videojuego Real Steel Boxing Champions, la materia oscura es uno de los cuatro elementos con los que se puede equipar al robot, siendo los otros tres el fuego, el hielo y la electricidad. En el juego, un robot cuyas piezas sean de materia oscura tendrá ventaja de poder sobre un robot con piezas de electricidad, pero será vulnerable contra uno de fuego.
"Dark Matter" (materia oscura en inglés) figura como el nombre de una de las canciones que conforman Biophilia, proyecto discográfico de la cantante islandesa Björk.
En la película Thor: The Dark World, los elfos oscuros poseen un arma llamada "Aether", capaz de convertir la materia en materia oscura.
En la película Capitán Harlock, los motores de la nave de combate sombra de la muerte Arcadia funcionan con materia oscura.
En el videojuego para PlayStation 4 Call of duty Black ops 3, se utiliza como un camuflaje al cual acceden los jugadores que consiguen el camuflaje diamante de todas las armas del juego.
En la SITCOM televisiva The Big Bang Theory, la materia oscura es la nueva línea de investigación a la que se adhiere el Dr. Sheldon Cooper tras abandonar la Teoría de Cuerdas por considerarla casi imposible de demostrar indiscutiblemente desde el punto de vista científico.
Método de Multimensajeros para la Detección de la Materia Oscura. Proyecto español del Programa Consolider-Ingenio 2010.
"¿De qué está hecho el Universo? (De las partículas elementales a la materia oscura)" - por Carlos Muñoz
Visibilidad/Detectabilidad de la Materia Oscura (3 de enero de 2007)
Encontrado: Gran parte del Universo - por Phil Plait
Materia Oscura Caliente - por Martin White
"Gran parte de nuestro Universo está Desaparecida" - Horizon vídeo
"Partículas de Materia Oscura: Pruebas, Candidatas y Restricciones" - por G. Bertone, D. Hooper y J. Silk
"Búsquedas Experimentales de la Materia Oscura" - por Timothy J. Sumner
"La materia oscura salió del frío" - BBC News 5 de febrero de 2005
"Los astrónomos encuentran la Galaxia sin Estrellas" - BBC News 23 de febrero de 2005
Las galaxias elípticas también tienen halo de materia oscura
Entrevista radiofónica a Carlos Muñoz acerca de qué está hecho el Universo Onda Regional de Murcia
NASA Encuentra Pruebas Directas de Materia Oscura (imágenes), (texto)
Noticias y Vídeos de Mapas 3D Map de andamios de MAteria Oscura de la ESA/Hubble
La materia oscura existe CNN.com
Parodia del Avance de Noticias sobre la Verdadera Naturaleza de la Materia Oscura
"El equipo encuentra 'pruebas' de la materia oscura" Paul Rincón (2006) BBC online. Primera prueba directa de la materia oscura
Problemas de la Masa Desaparecida de la Cosmología por Robert Fritzius
Un gran hallazgo en la caza de la escurridiza materia oscura
Viendo lo invisible (SeedMagazine.com)
Los secretos de la materia oscura. Parte 1 y parte 2, parte 3, Parte 4, Parte 5, Parte 6, Parte 7, Parte 8,
¿La Materia Oscura en (Serios) Problemas? Parte I Por Jorge A. Vázquez y Gema Hebrero
Comunicados de prensa de la web de Hubble: Nuevas Pistas Sobre la Naturaleza de la Energía Oscura: Einstein Puede Haber TEnido Razón Después de Todo.
Artículo de 1998 anunciando el descubrimiento de la energía oscura: Riess et al
Artículo de 1999 confirmando el descubrimiento de la energía oscura Perlmutter et al.
El grupo que detectó por primera vez la aceleración cósmica: Equipo de búsqueda de la supernova High-Z y el grupo que la confirmó Supernova Cosmology Project.
Revisiones técnicas de Sean M. Carroll: ¿Por qué se está acelerando el Universo?, La Constante Cosmológica y La Energía Oscura y el Universo Preposteroso.
Jim Peebles, Probando la Relatividad General en las Escalas de la Cosmología.
"El Motor de Búsqueda de Supernovas Cercanas Más Exitoso del Mundo", El Telescopio de Imágenes Automático Katzman.
Supernova Acceleration Probe (SNAP), un satélite de propósito experimental.
Un reanálisis ([4], [5]) de un experimento [R.H. Koch, D. van Harlingen, J. Clarke, Phys. Rev. B 26 (1982) 74] para encontrar el espectro de banda ancha del ruido de la unión Josephson, afirma conectarlo con el límite superior de la frecuencia espectral predicho por estimaciones en las que coinciden la densidad de energía oscura con la densidad de energía del vacío. Esta reivindicación no está todavía aceptada. Para disputas, ver [6], [7], [8].
Christopher J. Coneslice, "La Mano Invisible del Universo," Scientific American. February, 2007.
Energía oscura, un artículo de Robert R Caldwell en Physics World.
La 'Energía Oscura' tiene 9.000 millones de años, un artículo de Dennis Overbye en The New York Times.
"Misterosa fuerza de larga presencia" BBC News online (2006) Más pruebas que relacionan la energía oscura con la constante cosmológica.
"Imagen Astronómica del Día" una de las imágenes del CMB que confirmaron la presencia de la energía y la materia oscura.
Página principal de la SuperNova Legacy Survey El objetivo principal del Telescope Legacy Survey Supernova Program de Canadá-Francia-Hawaii es la medición de la ecuación de estado de la Energía Oscura. Está diseñado para medir de forma precisa varios cientos de supernovas de alto corrimiento al rojo.
"Energía Oscura" BBC Ciencia & Naturaleza (2006)
"Energía oscura en el Universo acelerante" Página Principal del Satélite Observatorio Supernova Acceleration Probe (SNAP).
"Cálculos de la Constante Cosmológica Unificando la Energía y la Materia Oscura" Un modelo geométrico de la energía oscura como una Esfera de Poincaré - calculada:
, observada: (Ver también el blog).
