Materia oscura fria

La materia oscura fría ( eng.  Materia oscura fría , CDM ) es un supuesto tipo de materia oscura , cuyas partículas se mueven lentamente en comparación con la velocidad de la luz (el concepto de frío en el modelo CDM) e interactúan débilmente con la materia ordinaria y electromagnética. radiación (el concepto de oscuridad en el modelo CDM). Se cree que alrededor del 84,54% de la materia del universo es materia oscura, y solo una pequeña fracción es la materia bariónica habitual que forma estrellas, planetas y organismos vivos.

Historia del desarrollo de la teoría

En 1982, tres grupos independientes de cosmólogos publicaron artículos sobre la teoría de la materia oscura fría: James Peebles , [1] John Bond , Alex Salai ; Miguel Turner ; [2] y George Blumenthal , H. Pagels y Joel Primack [3] . Un importante artículo de revisión sobre los detalles de la teoría fue escrito en 1984 por Blumenthal, Sandra Faber , Primak y Martin Rees [4] .

El contenido de la teoría

Formación de estructuras

En la teoría de la materia oscura fría, el crecimiento de las estructuras ocurre jerárquicamente, mientras que los objetos a pequeña escala son los primeros en colapsar bajo la influencia de la gravedad propia y fusionarse dentro de una estructura jerárquica continua para formar estructuras más grandes y masivas. Bajo el paradigma de la materia oscura caliente popular a principios de la década de 1980, las estructuras no crecían jerárquicamente, sino que se formaban por fragmentación, y los supercúmulos más grandes se formaban primero en estructuras planas y luego se dividían en partes más pequeñas, como nuestra galaxia, la Vía Láctea . Las conclusiones obtenidas en el marco del paradigma de la materia oscura fría concuerdan con las observaciones de estructuras a gran escala en el Universo.

Modelo Lambda-CDM

Artículo principal: modelo Lambda-CDM

Desde finales de la década de 1980 - 1990, la mayoría de los cosmólogos han preferido la teoría de la materia oscura fría (principalmente el modelo lambda-CDM ) para describir cómo el Universo, desde un estado inicial relativamente homogéneo en una etapa temprana de desarrollo (como lo muestra la distribución de la energía cósmica ). radiación de microondas ) ha pasado al estado de la moderna distribución irregular de galaxias y cúmulos de galaxias . En la teoría de la materia oscura fría, el papel de las galaxias enanas es fundamental, ya que se las considera como bloques a partir de los cuales se forman estructuras más grandes, creadas por fluctuaciones de densidad a pequeña escala en el Universo primitivo [5] .

La naturaleza de las partículas de materia oscura

La materia oscura se define por su interacción gravitatoria con la materia ordinaria y la radiación. Por lo tanto, es difícil determinar en qué componentes consiste la materia oscura fría. Los objetos candidatos se pueden dividir en tres grupos.

• Los axiones son partículas muy ligeras con un tipo especial de interacción entre sí [6] [7] . Los axiones tienen la ventaja teórica de que su existencia podría resolver uno de los problemas de la cromodinámica cuántica , pero hasta el momento no se han descubierto estas partículas.

• MACHO o Massive Compact Halo Objects son objetos grandes y densos como agujeros negros , estrellas de neutrones , enanas blancas , estrellas muy débiles u objetos no luminosos como planetas. La búsqueda de tales objetos consiste en utilizar el método de lentes gravitacionales para detectar la influencia de tales objetos en imágenes de galaxias de fondo. La mayoría de los expertos cree que las limitaciones derivadas de los resultados de la búsqueda de objetos excluyen a MACHO de entre los candidatos a objetos de materia oscura [8] [9] [10] [11] [12] [13] .

• WIMP: la materia oscura puede estar hecha de partículas masivas que interactúan débilmente . Hasta el momento, no se han descubierto partículas con las propiedades requeridas, pero muchas extensiones del Modelo Estándar predicen la existencia de tales partículas. La búsqueda de WIMP incluye intentos de detectarlos directamente con detectores altamente sensibles, así como intentos de crearlos en aceleradores de partículas. Los WIMP generalmente se consideran los candidatos más probables para los componentes de materia oscura [9] [11] [13] . El experimento DAMA/NaI y el subsiguiente experimento DAMA/LIBRA se realizaron para intentar detectar directamente las partículas de materia oscura que pasan a través de la Tierra, pero muchos científicos se muestran escépticos ante los experimentos porque los resultados de proyectos similares no son consistentes con los resultados de DAMA.

Dificultades

Hay varias discrepancias entre las predicciones del modelo de materia oscura fría y las observaciones de las galaxias y sus cúmulos.

• El problema del halo cuspy  : la distribución de la densidad de materia oscura en simulaciones que involucran materia oscura fría tiene un pico mucho más pronunciado en la parte central en comparación con la distribución observada obtenida del análisis de las curvas de rotación de galaxias [14] .
• El problema de los satélites perdidos : las simulaciones de materia oscura fría predicen un  número mucho mayor de galaxias enanas que el que se observa alrededor de galaxias como la Vía Láctea [15] .
• Problema del disco satelital: se observa que las galaxias enanas alrededor de la Vía Láctea y la Nebulosa de Andrómeda circulan dentro de estructuras delgadas y planas, pero las simulaciones muestran que las órbitas de los satélites deben estar orientadas al azar [16] .
• El problema de la morfología de las galaxias: si las galaxias crecen jerárquicamente, se requieren muchas fusiones para que surjan galaxias masivas. Las grandes fusiones crean protuberancias clásicas . Pero el 80% de las galaxias observadas no tienen protuberancia, mientras que hay muchas galaxias de disco gigante sin protuberancia [17] . La proporción de galaxias sin protuberancia ha sido aproximadamente constante durante los últimos 8 mil millones de años [18] .

Se han propuesto soluciones para algunos problemas, pero no está claro si los problemas se pueden resolver sin descartar el paradigma de la materia oscura fría [19] .

Notas

1. ↑ Peebles, PJE Temperatura de fondo a gran escala y fluctuaciones de masa debidas a perturbaciones primigenias invariantes de escala  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1982. - Diciembre ( vol. 263 ). - P.L1 . -doi : 10.1086 / 183911 . - .
2. ↑ Formación de galaxias en un universo dominado por gravitino  // Cartas de revisión física  : diario  . — vol. 48 . - P. 1636-1639 . -doi : 10.1103 / PhysRevLett.48.1636 . - .
3. ↑ Blumenthal, George R.; Pagels, Heinz; Primack, Joel R. Formación de galaxias por partículas sin disipación más pesadas que los neutrinos  //  Nature: journal. - 1982. - 2 de septiembre ( vol. 299 , núm. 5878 ). - P. 37-38 . -doi : 10.1038/ 299037a0 . - .
4. ↑ Blumenthal, G. R.; Faber, SM; Primack, JR; Rees, MJ Formación de galaxias y estructura a gran escala con materia oscura fría  (inglés)  // Nature: journal. - 1984. - vol. 311 , núm. 517 . - Pág. 517-525 . -doi : 10.1038/ 311517a0 . — .
5. ↑ Battinelli, P.; S. Demers. La población de estrellas C de DDO 190: 1. Introducción  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - Astronomy & Astrophysics, 2005. - 6 de octubre ( vol. 447 ). — Pág. 1 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20052829 . - . Archivado desde el original el 6 de octubre de 2005.
6. ↑ por ejemplo, M. Turner . Taller Axions 2010, U. Florida, Gainesville, EE.UU.
7. ↑ por ejemplo, Pierre Sikivie . Cosmología Axion, Lect. Notas Phys. 741, 19-50.
8. ↑ Carr, BJ et al. Nuevas restricciones cosmológicas sobre los agujeros negros primordiales  (inglés)  // Physical Review D  : revista. - 2010. - mayo ( vol. 81 , n. 10 ). — Pág. 104019 . -doi : 10.1103 / PhysRevD.81.104019 . — . -arXiv : 0912.5297 . _
9. ↑ 1 2 Peter, AHG (2012), Dark Matter: A Brief Review, arΧiv : 1201.3942v1 [astro-ph.CO]. 
10. ↑ Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan; Seda, José Materia oscura de partículas :evidencia, candidatos y restricciones  // Informes de física : diario. - 2005. - enero ( vol. 405 , n. 5-6 ). - pág. 279-390 . -doi : 10.1016 / j.physrep.2004.08.031 . - . -arXiv : hep - ph/0404175 .
11. ↑ 1 2 Garret, Katherine; Duda, Gintaras. Materia oscura: una cartilla // Avances en astronomía. - T. 2011 . - S. 968283 . -doi : 10.1155 / 2011/968283 . - . -arXiv : 1006.2483 . _ . pags. 3: "Los MACHO solo pueden representar un porcentaje muy pequeño de la masa no luminosa de nuestra galaxia, lo que revela que la mayor parte de la materia oscura no puede estar muy concentrada ni existir en forma de objetos astrofísicos bariónicos. Aunque los estudios con microlentes descartan objetos bariónicos como las enanas marrones, agujeros negros y estrellas de neutrones en nuestro halo galáctico, ¿pueden otras formas de materia bariónica constituir la mayor parte de la materia oscura? La respuesta, sorprendentemente, es no..."
12. ↑ Gianfranco Bertone, "El momento de la verdad para la materia oscura WIMP", Nature 468, 389–393 (18 de noviembre de 2010)
13. ↑ 1 2 Keith A Olive. Conferencias TASI sobre materia oscura // Física. — vol. 54. - S. 21.
14. ↑ Gentil, G.; P., Salucci. La distribución central de la materia oscura en las galaxias espirales  (inglés)  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista. - Prensa de la Universidad de Oxford , 2004. - Vol. 351 . - Pág. 903-922 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07836.x . - . -arXiv : astro - ph/0403154 .
15. ↑ Klypin, Anatoly; Kravtsov, Andrei V.; Valenzuela, Octavio; Prada, Francisco. ¿Dónde están los satélites galácticos perdidos? (Inglés)  // El diario astrofísico  : diario. - Ediciones IOP , 1999. - Vol. 522 . - P. 82-92 . -doi : 10.1086/ 307643 . - . -arXiv : astro - ph/9901240 .
16. ↑ Marcel Pawlowski et al., "Las estructuras de galaxias satélite coorbitantes todavía están en conflicto con la distribución de las galaxias enanas primordiales" MNRAS (2014) https://arxiv.org/abs/1406.1799
17. ↑ Kormendy , J.; Dry, N.; Bender, R.; Cornell, ME Las galaxias gigantes sin abultamiento desafían nuestra imagen de la formación de galaxias por agrupamiento jerárquico  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2010. - Vol. 723 . - Pág. 54-80 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/723/1/54 . — . -arXiv : 1009.3015 . _
18. ↑ Sachdeva, S.; Saha, K. Supervivencia de galaxias de disco puro durante los últimos 8 mil millones de años  //  The Astrophysical Journal  : diario. - Ediciones IOP , 2016. - Vol. 820 . — P.L4 . -doi : 10.3847 / 2041-8205/820/1/L4 . — . -arXiv : 1602.08942 . _
19. ↑ Kroupa, P.; Famaey, B.; de Boer, Klaas S.; Dabringhausen, Joerg; Pawlowski, Marcel; Boily, cristiano; Jergen, Helmut; Forbes, Duncan; Hensler, Gerhard. Pruebas de grupos locales de cosmología de concordancia de materia oscura: hacia un nuevo paradigma para la formación de estructuras  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 2010. - Vol. 523 . - P. 32-54 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201014892 . - . -arXiv : 1006.1647 . _

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