Materia oscura - Dark matter

La materia oscura es una forma hipotética de materia que se cree que representa aproximadamente el 85% de la materia del universo . Su presencia está implícita en una variedad de observaciones astrofísicas , incluidos los efectos gravitacionales que no pueden explicarse mediante las teorías aceptadas de la gravedad a menos que haya más materia presente de la que se puede ver. Por este motivo, la mayoría de los expertos piensa que la materia oscura es abundante en el universo y que ha tenido una fuerte influencia en su estructura y evolución. La materia oscura se llama oscura porque no parece interactuar con el campo electromagnético , lo que significa que no absorbe, refleja ni emite radiación electromagnética y, por lo tanto, es difícil de detectar.

La evidencia principal de la materia oscura proviene de cálculos que muestran que muchas galaxias se separarían, o que no se habrían formado o no se moverían como lo hacen, si no contuvieran una gran cantidad de materia invisible. Otras líneas de evidencia incluyen observaciones en lentes gravitacionales y en el fondo cósmico de microondas , junto con observaciones astronómicas de la estructura actual del universo observable , la formación y evolución de las galaxias , la ubicación de masas durante las colisiones galácticas y el movimiento de las galaxias dentro de los cúmulos de galaxias. . En el modelo estándar de cosmología Lambda-CDM , la masa-energía total del universo contiene un 5% de materia y energía ordinarias , un 27% de materia oscura y un 68% de una forma de energía conocida como energía oscura . Así, la materia oscura constituye el 85% de la masa total , mientras que la energía oscura más la materia oscura constituyen el 95% del contenido total de masa-energía.

Debido a que la materia oscura aún no se ha observado directamente, si existe, apenas debe interactuar con la materia bariónica y la radiación ordinarias , excepto a través de la gravedad. Se cree que la mayor parte de la materia oscura es de naturaleza no bariónica; puede estar compuesto por algunas partículas subatómicas aún no descubiertas . El candidato principal para la materia oscura es algún nuevo tipo de partícula elemental que aún no se ha descubierto , en particular, partículas masivas de interacción débil (WIMP). Se están llevando a cabo activamente muchos experimentos para detectar y estudiar directamente las partículas de materia oscura, pero ninguno ha tenido éxito todavía. La materia oscura se clasifica como "fría", "cálida" o "caliente" según su velocidad (más precisamente, su longitud de flujo libre ). Los modelos actuales favorecen un escenario de materia oscura fría , en el que las estructuras emergen por acumulación gradual de partículas.

Aunque la existencia de materia oscura es generalmente aceptada por la comunidad científica, algunos astrofísicos, intrigados por ciertas observaciones que no están bien explicadas por la materia oscura estándar, defienden diversas modificaciones de las leyes estándar de la relatividad general , como la dinámica newtoniana modificada , gravedad tensor-vector-escalar , o gravedad entrópica . Estos modelos intentan dar cuenta de todas las observaciones sin invocar materia complementaria no bariónica.

Historia

Historia temprana

La hipótesis de la materia oscura tiene una historia elaborada. En una charla dada en 1884, Lord Kelvin estimó el número de cuerpos oscuros en la Vía Láctea a partir de la dispersión de velocidad observada de las estrellas que orbitan alrededor del centro de la galaxia. Usando estas medidas, estimó la masa de la galaxia, que determinó es diferente de la masa de las estrellas visibles. Lord Kelvin concluyó así que "muchas de nuestras estrellas, quizás la gran mayoría de ellas, pueden ser cuerpos oscuros". En 1906 Henri Poincaré en "La Vía Láctea y la Teoría de los Gases" usó "materia oscura", o "matière obscure" en francés, al discutir el trabajo de Kelvin.

El primero en sugerir la existencia de materia oscura usando velocidades estelares fue el astrónomo holandés Jacobus Kapteyn en 1922. El compañero holandés y pionero de la radioastronomía Jan Oort también planteó la hipótesis de la existencia de materia oscura en 1932. Oort estaba estudiando los movimientos estelares en el vecindario galáctico local y encontró la masa en el plano galáctico debe ser mayor que la observada, pero posteriormente se determinó que esta medida era errónea.

En 1933, el astrofísico suizo Fritz Zwicky , que estudió los cúmulos de galaxias mientras trabajaba en el Instituto de Tecnología de California, hizo una inferencia similar. Zwicky aplicó el teorema virial al cúmulo de coma y obtuvo evidencia de una masa invisible que llamó dunkle Materie ('materia oscura'). Zwicky estimó su masa basándose en los movimientos de las galaxias cerca de su borde y la comparó con una estimación basada en su brillo y número de galaxias. Estimó que el cúmulo tenía unas 400 veces más masa de la que se podía observar visualmente. El efecto de gravedad de las galaxias visibles era demasiado pequeño para órbitas tan rápidas, por lo que la masa debe ocultarse a la vista. Basándose en estas conclusiones, Zwicky infirió que alguna materia invisible proporcionaba la masa y la atracción gravitacional asociada para mantener unido el cúmulo. Las estimaciones de Zwicky estaban desviadas en más de un orden de magnitud, principalmente debido a un valor obsoleto de la constante de Hubble ; el mismo cálculo de hoy muestra una fracción más pequeña, utilizando valores mayores para la masa luminosa. No obstante, Zwicky concluyó correctamente de su cálculo que la mayor parte del asunto era oscuro.

Otros indicios de que la relación masa-luz no era la unidad provinieron de las mediciones de las curvas de rotación de las galaxias. En 1939, Horace W. Babcock informó de la curva de rotación de la nebulosa de Andrómeda (conocida ahora como la Galaxia de Andrómeda), lo que sugirió que la relación masa / luminosidad aumenta radialmente. Lo atribuyó a la absorción de luz dentro de la galaxia o la dinámica modificada en las porciones externas de la espiral y no a la materia faltante que había descubierto. Siguiendo el informe de Babcock de 1939 sobre una rotación inesperadamente rápida en las afueras de la galaxia de Andrómeda y una relación masa / luz de 50; en 1940, Jan Oort descubrió y escribió sobre el gran halo no visible de NGC 3115 .

1970

El trabajo de Vera Rubin , Kent Ford y Ken Freeman en los años sesenta y setenta proporcionó más pruebas sólidas, utilizando también curvas de rotación de galaxias. Rubin y Ford trabajaron con un nuevo espectrógrafo para medir la curva de velocidad de las galaxias espirales de borde con mayor precisión. Este resultado se confirmó en 1978. Un artículo influyente presentó los resultados de Rubin y Ford en 1980. Mostraron que la mayoría de las galaxias deben contener aproximadamente seis veces más masa oscura que visible; por lo tanto, alrededor de 1980, la aparente necesidad de materia oscura fue ampliamente reconocida como un gran problema sin resolver en astronomía.

Al mismo tiempo que Rubin y Ford exploraban las curvas de rotación óptica, los radioastrónomos utilizaban nuevos radiotelescopios para mapear la línea de 21 cm de hidrógeno atómico en galaxias cercanas. La distribución radial del hidrógeno atómico interestelar ( HI ) a menudo se extiende a radios galácticos mucho más grandes que los accesibles por estudios ópticos, extendiendo el muestreo de las curvas de rotación - y por lo tanto de la distribución de masa total - a un nuevo régimen dinámico. El mapeo temprano de Andrómeda con el telescopio de 300 pies en Green Bank y el plato de 250 pies en Jodrell Bank ya mostraba que la curva de rotación HI no trazaba el declive kepleriano esperado. A medida que se dispuso de receptores más sensibles, Morton Roberts y Robert Whitehurst pudieron rastrear la velocidad de rotación de Andrómeda a 30 kpc, mucho más allá de las mediciones ópticas. Ilustrando la ventaja de rastrear el disco de gas en radios grandes, la Figura 16 de ese documento combina los datos ópticos (el grupo de puntos en radios de menos de 15 kpc con un solo punto más lejos) con los datos HI entre 20-30 kpc, exhibiendo la planitud de la curva de rotación de la galaxia exterior; la curva sólida que alcanza su punto máximo en el centro es la densidad de la superficie óptica, mientras que la otra curva muestra la masa acumulada, que sigue aumentando linealmente en la medición más externa. Paralelamente, se estaba desarrollando el uso de matrices interferométricas para espectroscopia HI extragaláctica. En 1972, David Rogstad y Seth Shostak publicaron curvas de rotación HI de cinco espirales mapeadas con el interferómetro de Owens Valley; las curvas de rotación de los cinco eran muy planas, lo que sugiere valores muy grandes de relación masa / luz en las partes externas de sus discos HI extendidos.

Una serie de observaciones en la década de 1980 respaldaron la presencia de materia oscura, incluida la lente gravitacional de objetos de fondo por cúmulos de galaxias , la distribución de temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos, y el patrón de anisotropías en el fondo cósmico de microondas . Según el consenso entre los cosmólogos, la materia oscura está compuesta principalmente por un tipo de partícula subatómica aún no caracterizada . La búsqueda de esta partícula, por diversos medios, es uno de los principales esfuerzos de la física de partículas .

Definición técnica

En cosmología estándar, la materia es cualquier cosa cuya densidad de energía se escala con el cubo inverso del factor de escala , es decir, ρa −3 . Esto contrasta con la radiación, que se escala como la cuarta potencia inversa del factor de escala ρa −4 , y una constante cosmológica , que es independiente de a . Estas escalas se pueden entender intuitivamente: para una partícula ordinaria en una caja cúbica, duplicar la longitud de los lados de la caja disminuye la densidad (y por lo tanto la densidad de energía) en un factor de 8 (= 2 3 ). Para la radiación, la densidad de energía disminuye en un factor de 16 (= 2 4 ), porque cualquier acto cuyo efecto aumente el factor de escala también debe causar un corrimiento al rojo proporcional . Una constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio, tiene una densidad de energía constante independientemente del volumen considerado.

En principio, "materia oscura" significa todos los componentes del universo que no son visibles pero que aún obedecen a ρa −3 . En la práctica, el término "materia oscura" se utiliza a menudo para referirse únicamente al componente no bariónico de la materia oscura, es decir, excluyendo los " bariones faltantes ". El contexto generalmente indicará qué significado se pretende.

Evidencia observacional

La impresión de este artista muestra la distribución esperada de materia oscura en la Vía Láctea como un halo azul de material que rodea la galaxia.

Curvas de rotación de galaxias

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicha ( A ) y observada ( B ). La materia oscura puede explicar la apariencia "plana" de la curva de velocidad en un radio grande.

Los brazos de las galaxias espirales giran alrededor del centro galáctico. La densidad de masa luminosa de una galaxia espiral disminuye a medida que se avanza desde el centro hacia las afueras. Si la masa luminosa fuera toda la materia, entonces podemos modelar la galaxia como una masa puntual en el centro y probar masas que orbitan alrededor de ella, similar al Sistema Solar . De la Segunda Ley de Kepler , se espera que las velocidades de rotación disminuyan con la distancia desde el centro, similar al Sistema Solar. Esto no se observa. En cambio, la curva de rotación de la galaxia permanece plana a medida que aumenta la distancia desde el centro.

Si las leyes de Kepler son correctas, entonces la forma obvia de resolver esta discrepancia es concluir que la distribución de masa en las galaxias espirales no es similar a la del Sistema Solar. En particular, hay mucha materia no luminosa (materia oscura) en las afueras de la galaxia.

Dispersiones de velocidad

Las estrellas en sistemas ligados deben obedecer el teorema del virial . El teorema, junto con la distribución de velocidad medida, se puede utilizar para medir la distribución de masa en un sistema ligado, como galaxias elípticas o cúmulos globulares. Con algunas excepciones, las estimaciones de la dispersión de velocidad de las galaxias elípticas no coinciden con la dispersión de velocidad predicha de la distribución de masa observada, incluso asumiendo distribuciones complicadas de órbitas estelares.

Al igual que con las curvas de rotación de galaxias, la forma obvia de resolver la discrepancia es postular la existencia de materia no luminosa.

Cúmulos de galaxias

Los cúmulos de galaxias son particularmente importantes para los estudios de materia oscura, ya que sus masas se pueden estimar de tres formas independientes:

  • De la dispersión en velocidades radiales de las galaxias dentro de los cúmulos.
  • De los rayos X emitidos por el gas caliente en los cúmulos. A partir del flujo y el espectro de energía de rayos X, se puede estimar la temperatura y la densidad del gas, dando así la presión; suponiendo que el equilibrio de presión y gravedad determina el perfil de masa del cúmulo.
  • Las lentes gravitacionales (generalmente de galaxias más distantes) pueden medir las masas de los cúmulos sin depender de las observaciones de la dinámica (por ejemplo, la velocidad).

Generalmente, estos tres métodos coinciden razonablemente en que la materia oscura supera a la materia visible en aproximadamente 5 a 1.

Lente gravitacional

Las lentes gravitacionales fuertes observadas por el telescopio espacial Hubble en Abell 1689 indican la presencia de materia oscura: amplíe la imagen para ver los arcos de las lentes.
Modelos de galaxias con disco giratorio en la actualidad (izquierda) y hace diez mil millones de años (derecha). En la galaxia actual, la materia oscura, que se muestra en rojo, está más concentrada cerca del centro y gira más rápidamente (efecto exagerado).
Mapa de materia oscura para un parche de cielo basado en el análisis de lentes gravitacionales de un levantamiento de kilogrados.

Una de las consecuencias de la relatividad general son los objetos masivos (como un cúmulo de galaxias ) que se encuentran entre una fuente más distante (como un cuásar ) y un observador debería actuar como una lente para desviar la luz de esta fuente. Cuanto más masivo es un objeto, más lente se observa.

La lente fuerte es la distorsión observada de las galaxias de fondo en arcos cuando su luz pasa a través de una lente gravitacional. Se ha observado alrededor de muchos grupos distantes, incluido Abell 1689 . Midiendo la geometría de distorsión, se puede obtener la masa del grupo intermedio. En las decenas de casos en los que se ha hecho esto, las relaciones de masa a luz obtenidas corresponden a las mediciones dinámicas de materia oscura de los cúmulos. La aplicación de lentes puede dar lugar a múltiples copias de una imagen. Al analizar la distribución de múltiples copias de imágenes, los científicos han podido deducir y mapear la distribución de la materia oscura alrededor del cúmulo de galaxias MACS J0416.1-2403 .

La lente gravitacional débil investiga distorsiones diminutas de las galaxias, utilizando análisis estadísticos de extensos estudios de galaxias . Al examinar la aparente deformación por cizallamiento de las galaxias de fondo adyacentes, se puede caracterizar la distribución media de la materia oscura. Las proporciones de masa a luz corresponden a las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de estructuras a gran escala. La materia oscura no dobla la luz en sí misma; la masa (en este caso la masa de la materia oscura) dobla el espacio-tiempo . La luz sigue la curvatura del espacio-tiempo, lo que da como resultado el efecto de lente.

En mayo de 2021, Dark Energy Survey Collaboration reveló un nuevo mapa detallado de materia oscura . Además, el mapa reveló estructuras filamentarias previamente desconocidas que conectan galaxias, mediante el uso de un método de aprendizaje automático .

Fondo de microondas cósmico

Aunque tanto la materia oscura como la materia ordinaria son materia, no se comportan de la misma manera. En particular, en el universo temprano, la materia ordinaria se ionizó e interactuó fuertemente con la radiación a través de la dispersión de Thomson . La materia oscura no interactúa directamente con la radiación, pero afecta al CMB por su potencial gravitacional (principalmente a gran escala) y por sus efectos sobre la densidad y velocidad de la materia ordinaria. Las perturbaciones ordinarias y de la materia oscura, por lo tanto, evolucionan de manera diferente con el tiempo y dejan diferentes huellas en el fondo cósmico de microondas (CMB).

El fondo cósmico de microondas está muy cerca de un cuerpo negro perfecto, pero contiene anisotropías de temperatura muy pequeñas de unas pocas partes en 100.000. Un mapa celeste de anisotropías se puede descomponer en un espectro de potencia angular, que se observa que contiene una serie de picos acústicos en espaciamientos casi iguales pero diferentes alturas. La serie de picos se puede predecir para cualquier conjunto asumido de parámetros cosmológicos mediante códigos informáticos modernos como CMBFAST y CAMB , y la coincidencia de la teoría con los datos, por lo tanto, restringe los parámetros cosmológicos. El primer pico muestra principalmente la densidad de la materia bariónica, mientras que el tercer pico se relaciona principalmente con la densidad de la materia oscura, midiendo la densidad de la materia y la densidad de los átomos.

La anisotropía CMB fue descubierta por primera vez por COBE en 1992, aunque tenía una resolución demasiado gruesa para detectar los picos acústicos. Después del descubrimiento del primer pico acústico por el experimento BOOMERanG transportado por globos en 2000, el espectro de potencia fue observado con precisión por WMAP en 2003-2012, y aún más precisamente por la nave espacial Planck en 2013-2015. Los resultados apoyan el modelo Lambda-CDM.

El espectro de potencia angular de CMB observado proporciona una evidencia poderosa en apoyo de la materia oscura, ya que su estructura precisa está bien ajustada por el modelo Lambda-CDM , pero es difícil de reproducir con cualquier modelo competidor, como la dinámica newtoniana modificada (MOND).

Formación de estructuras

Mapa de masas
Mapa tridimensional de la distribución a gran escala de materia oscura, reconstruido a partir de mediciones de lentes gravitacionales débiles con el Telescopio Espacial Hubble .

La formación de estructuras se refiere al período posterior al Big Bang cuando las perturbaciones de densidad colapsaron para formar estrellas, galaxias y cúmulos. Antes de la formación de la estructura, las soluciones de Friedmann a la relatividad general describen un universo homogéneo. Más tarde, pequeñas anisotropías crecieron gradualmente y condensaron el universo homogéneo en estrellas, galaxias y estructuras más grandes. La materia ordinaria se ve afectada por la radiación, que es el elemento dominante del universo en épocas muy tempranas. Como resultado, sus perturbaciones de densidad se eliminan por lavado y no pueden condensarse en estructura. Si solo hubiera materia ordinaria en el universo, no habría habido tiempo suficiente para que las perturbaciones de densidad crecieran en las galaxias y cúmulos que se ven actualmente.

La materia oscura proporciona una solución a este problema porque no se ve afectada por la radiación. Por lo tanto, las perturbaciones de su densidad pueden crecer primero. El potencial gravitacional resultante actúa como un pozo de potencial atractivo para la materia ordinaria que colapsa más tarde, acelerando el proceso de formación de la estructura.

Grupo de balas

Si la materia oscura no existe, entonces la siguiente explicación más probable debe ser que la relatividad general, la teoría de la gravedad predominante, es incorrecta y debe modificarse. El cúmulo de balas, el resultado de una colisión reciente de dos cúmulos de galaxias, representa un desafío para las teorías de la gravedad modificada porque su centro de masa aparente está muy desplazado del centro de masa bariónico. Los modelos estándar de materia oscura pueden explicar fácilmente esta observación, pero la gravedad modificada tiene muchas más dificultades, especialmente porque la evidencia observacional es independiente del modelo.

Mediciones de distancia de supernova tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia pueden usarse como velas estándar para medir distancias extragalácticas, que a su vez pueden usarse para medir qué tan rápido se ha expandido el universo en el pasado. Los datos indican que el universo se está expandiendo a un ritmo acelerado, cuya causa generalmente se atribuye a la energía oscura . Dado que las observaciones indican que el universo es casi plano, se espera que la densidad de energía total de todo el universo sume 1 ( Ω tot ≈ 1 ). La densidad de energía oscura medida es Ω Λ ≈ 0,690 ; la densidad de energía de la materia ordinaria (bariónica) observada es Ω b ≈ 0.0482 y la densidad de energía de la radiación es despreciable. Esto deja un Ω dm ≈ 0.258 que, sin embargo, se comporta como materia (ver la sección de definición técnica arriba): materia oscura.

Estudios del cielo y oscilaciones acústicas bariónicas

Las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) son fluctuaciones en la densidad de la materia bariónica visible (materia normal) del universo a gran escala. Se prevé que surjan en el modelo Lambda-CDM debido a oscilaciones acústicas en el fluido fotón-barión del universo temprano, y se pueden observar en el espectro de potencia angular de fondo de microondas cósmico. Los BAO establecieron una escala de longitud preferida para bariones. Como la materia oscura y los bariones se agruparon después de la recombinación, el efecto es mucho más débil en la distribución de galaxias en el universo cercano, pero es detectable como una preferencia sutil (≈1 por ciento) de que los pares de galaxias estén separados por 147 Mpc, en comparación con aquellos separados por 130-160 Mpc. Esta característica se predijo teóricamente en la década de 1990 y luego se descubrió en 2005, en dos grandes estudios de desplazamiento al rojo de galaxias, el Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey . La combinación de las observaciones de CMB con las mediciones de BAO de los estudios de desplazamiento al rojo de galaxias proporciona una estimación precisa de la constante de Hubble y la densidad de materia promedio en el Universo. Los resultados apoyan el modelo Lambda-CDM.

Distorsiones del espacio de desplazamiento al rojo

Se pueden utilizar grandes estudios de desplazamiento al rojo de galaxias para hacer un mapa tridimensional de la distribución de galaxias. Estos mapas están ligeramente distorsionados porque las distancias se estiman a partir de los corrimientos al rojo observados ; el corrimiento al rojo contiene una contribución de la llamada velocidad peculiar de la galaxia además del término de expansión dominante del Hubble. En promedio, los supercúmulos se expanden más lentamente que la media cósmica debido a su gravedad, mientras que los vacíos se expanden más rápido que el promedio. En un mapa de desplazamiento al rojo, las galaxias situadas frente a un supercúmulo tienen velocidades radiales excesivas hacia él y desplazamientos al rojo ligeramente superiores a lo que implicaría su distancia, mientras que las galaxias situadas detrás del supercúmulo tienen desplazamientos al rojo ligeramente inferiores a su distancia. Este efecto hace que los supercúmulos aparezcan aplastados en la dirección radial y, de la misma forma, los vacíos se estiran. Sus posiciones angulares no se ven afectadas. Este efecto no es detectable para ninguna estructura, ya que no se conoce la forma real, pero se puede medir promediando muchas estructuras. Fue predicho cuantitativamente por Nick Kaiser en 1987, y medido de manera decisiva por primera vez en 2001 por el 2dF Galaxy Redshift Survey . Los resultados están de acuerdo con el modelo Lambda-CDM .

Bosque Lyman-alpha

En espectroscopía astronómica , el bosque Lyman-alfa es la suma de las líneas de absorción que surgen de la transición Lyman-alfa del hidrógeno neutro en los espectros de galaxias y cuásares distantes . Las observaciones del bosque Lyman-alfa también pueden restringir los modelos cosmológicos. Estas limitaciones concuerdan con las obtenidas de los datos de WMAP.

Clasificaciones teóricas

Composición

Existen varias hipótesis sobre en qué podría consistir la materia oscura, como se establece en la siguiente tabla.

Problema sin resolver en física :

¿Qué es la materia oscura? ¿Cómo se generó?

Algunas hipótesis de materia oscura
Bosones ligeros axiones de cromodinámica cuántica
partículas similares a axiones
materia oscura fría difusa
neutrinos Modelo estandar
neutrinos estériles
escala débil supersimetría
dimensiones extra
pequeño Higgs
teoría de campo efectiva
modelos simplificados
otras partículas Partículas masivas que interactúan débilmente
materia oscura auto-interactuante
teoría del vacío superfluido
macroscópico agujeros negros primordiales
objetos de halo compactos masivos (MaCHOs)
Materia oscura macroscópica (Macros)
gravedad modificada (MOG) dinámica newtoniana modificada (MoND)
Tensor-vector-gravedad escalar (TeVeS)
Gravedad entrópica

La materia oscura puede referirse a cualquier sustancia que interactúe predominantemente a través de la gravedad con la materia visible (por ejemplo, estrellas y planetas). Por lo tanto, en principio, no es necesario que esté compuesto por un nuevo tipo de partícula fundamental, sino que podría, al menos en parte, estar compuesto por materia bariónica estándar, como protones o neutrones. Sin embargo, por las razones que se describen a continuación, la mayoría de los científicos piensan que la materia oscura está dominada por un componente no bariónico, que probablemente esté compuesto por una partícula fundamental actualmente desconocida (o un estado exótico similar).

Las observaciones de Fermi-LAT de galaxias enanas proporcionan nuevos conocimientos sobre la materia oscura.

Materia bariónica

Los bariones ( protones y neutrones ) forman estrellas y planetas ordinarios. Sin embargo, la materia bariónica también incluye agujeros negros no primordiales menos comunes , estrellas de neutrones , enanas blancas viejas y débiles y enanas marrones , conocidas colectivamente como objetos de halo compacto masivo (MACHO), que pueden ser difíciles de detectar.

Sin embargo, múltiples líneas de evidencia sugieren que la mayoría de la materia oscura no está compuesta de bariones:

  • Sería visible suficiente gas o polvo bariónico difuso cuando las estrellas lo iluminaran a contraluz.
  • 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. La concordancia con las abundancias observadas requiere que la materia bariónica constituya entre el 4 y el 5% de la densidad crítica del universo . Por el contrario, la estructura a gran escala y otras observaciones indican que la densidad total de materia es aproximadamente el 30% de la densidad crítica.
  • Las búsquedas astronómicas de microlentes gravitacionales en la Vía Láctea encontradas como máximo sólo una pequeña fracción de la materia oscura pueden estar en objetos oscuros, compactos y convencionales (MACHO, etc.); el rango excluido de masas de objetos es desde la mitad de la masa de la Tierra hasta 30 masas solares, lo que cubre casi todos los candidatos plausibles.
  • Análisis detallado de las pequeñas irregularidades (anisotropías) en el fondo cósmico de microondas . Las observaciones de WMAP y Planck indican que alrededor de cinco sextos de la materia total se encuentra en una forma que interactúa significativamente con la materia ordinaria o los fotones solo a través de efectos gravitacionales.

Materia no bariónica

Los candidatos para la materia oscura no bariónica son partículas hipotéticas como axiones , neutrinos estériles , partículas masivas de interacción débil (WIMP), partículas masivas que interactúan gravitacionalmente (GIMP), partículas supersimétricas , geones o agujeros negros primordiales . Los tres tipos de neutrinos ya observados son de hecho abundantes, oscuros y materiales, pero debido a que sus masas individuales, por muy inciertas que sean, son casi con certeza demasiado pequeñas, solo pueden suministrar una pequeña fracción de materia oscura, debido a los límites derivados de estructura a gran escala y galaxias de alto corrimiento al rojo .

A diferencia de la materia bariónica, la materia no bariónica no contribuyó a la formación de los elementos en el universo temprano ( nucleosíntesis del Big Bang ) y, por lo tanto, su presencia se revela solo a través de sus efectos gravitacionales o lentes débiles . Además, si las partículas que lo componen son supersimétricas, pueden sufrir interacciones de aniquilación consigo mismas, lo que posiblemente resulte en subproductos observables como rayos gamma y neutrinos (detección indirecta).

Agregación de materia oscura y objetos densos de materia oscura

Si la materia oscura está compuesta de partículas que interactúan débilmente, entonces una pregunta obvia es si puede formar objetos equivalentes a planetas , estrellas o agujeros negros . Históricamente, la respuesta ha sido que no puede, debido a dos factores:

Carece de un medio eficiente para perder energía.
La materia ordinaria forma objetos densos porque tiene numerosas formas de perder energía. La pérdida de energía sería esencial para la formación de objetos, porque una partícula que gana energía durante la compactación o que cae "hacia adentro" bajo la gravedad, y no puede perderla de ninguna otra manera, se calentará y aumentará la velocidad y el impulso . La materia oscura parece carecer de un medio para perder energía, simplemente porque no es capaz de interactuar fuertemente de otras formas excepto a través de la gravedad. El teorema del virial sugiere que tal partícula no permanecería unida al objeto que se forma gradualmente; a medida que el objeto comenzara a formarse y compactarse, las partículas de materia oscura dentro de él se acelerarían y tenderían a escapar.
Carece de una variedad de interacciones necesarias para formar estructuras.
La materia ordinaria interactúa de muchas formas diferentes, lo que permite que la materia forme estructuras más complejas. Por ejemplo, las estrellas se forman a través de la gravedad, pero las partículas dentro de ellas interactúan y pueden emitir energía en forma de neutrinos y radiación electromagnética a través de la fusión cuando se vuelven lo suficientemente energéticas. Los protones y neutrones pueden unirse a través de la interacción fuerte y luego formar átomos con electrones en gran parte a través de la interacción electromagnética . No hay evidencia de que la materia oscura sea capaz de una variedad tan amplia de interacciones, ya que parece interactuar solo a través de la gravedad (y posiblemente a través de algún medio no más fuerte que la interacción débil , aunque hasta que se comprenda mejor la materia oscura, esto es solo especulación). ).

En 2015-2017, la idea de que la materia oscura densa estaba compuesta por agujeros negros primordiales reapareció tras los resultados de las mediciones de ondas gravitacionales que detectaron la fusión de agujeros negros de masa intermedia. No se prevé que los agujeros negros con aproximadamente 30 masas solares se formen por colapso estelar (típicamente menos de 15 masas solares) o por la fusión de agujeros negros en centros galácticos (millones o miles de millones de masas solares). Se propuso que los agujeros negros de masa intermedia que causan la fusión detectada se formaron en la fase temprana densa y caliente del universo debido al colapso de las regiones más densas. Un estudio posterior de aproximadamente mil supernovas no detectó eventos de lente gravitacional, cuando se esperarían alrededor de ocho si los agujeros negros primordiales de masa intermedia por encima de un cierto rango de masa representaran la mayoría de la materia oscura.

La posibilidad de que los agujeros negros primordiales del tamaño de un átomo representen una fracción significativa de materia oscura fue descartada por las mediciones de los flujos de positrones y electrones fuera de la heliosfera del Sol realizadas por la nave espacial Voyager 1. Se teoriza que pequeños agujeros negros emiten radiación de Hawking . Sin embargo, los flujos detectados fueron demasiado bajos y no tenían el espectro de energía esperado, lo que sugiere que los pequeños agujeros negros primordiales no están lo suficientemente extendidos como para explicar la materia oscura. No obstante, la investigación y las teorías que proponen cuentas de materia oscura densa para la materia oscura continúan a partir de 2018, incluidos los enfoques para el enfriamiento de la materia oscura, y la pregunta sigue sin resolverse. En 2019, la falta de efectos de microlente en la observación de Andrómeda sugiere que los pequeños agujeros negros no existen.

Sin embargo, todavía existe un rango de masas en gran parte sin restricciones más pequeño que el que puede estar limitado por observaciones de microlentes ópticas, donde los agujeros negros primordiales pueden explicar toda la materia oscura.

Duración de transmisión gratuita

La materia oscura se puede dividir en categorías fría , cálida y caliente . Estas categorías se refieren a la velocidad en lugar de una temperatura real, lo que indica qué tan lejos se movieron los objetos correspondientes debido a movimientos aleatorios en el universo temprano, antes de que se ralentizaran debido a la expansión cósmica; esta es una distancia importante llamada longitud de flujo libre (FSL). Las fluctuaciones de la densidad primordial menores que esta longitud se eliminan a medida que las partículas se extienden desde las regiones más densas a las menos densas, mientras que las fluctuaciones más grandes no se ven afectadas; por lo tanto, esta longitud establece una escala mínima para la formación posterior de la estructura.

Las categorías se establecen con respecto al tamaño de una protogalaxia (un objeto que luego evoluciona a una galaxia enana ): Las partículas de materia oscura se clasifican en frías, cálidas o calientes según su FSL; mucho más pequeño (frío), similar a (cálido) o mucho más grande (caliente) que una protogalaxia. También son posibles mezclas de los anteriores: una teoría de la materia oscura mixta fue popular a mediados de la década de 1990, pero fue rechazada tras el descubrimiento de la energía oscura .

La materia oscura fría conduce a una formación de abajo hacia arriba de la estructura con galaxias que se forman primero y cúmulos de galaxias en una última etapa, mientras que la materia oscura caliente daría lugar a un escenario de formación de arriba hacia abajo con grandes agregaciones de materia que se forman temprano y luego se fragmentan en galaxias separadas; este último está excluido por las observaciones de galaxias con alto corrimiento al rojo.

Efectos del espectro de fluctuación

Estas categorías también corresponden a los efectos del espectro de fluctuación y al intervalo posterior al Big Bang en el que cada tipo se volvió no relativista. Davis y col. escribió en 1985:

Las partículas candidatas se pueden agrupar en tres categorías en función de su efecto sobre el espectro de fluctuación (Bond et al. 1983). Si la materia oscura está compuesta por abundantes partículas de luz que permanecen relativistas hasta poco antes de la recombinación, entonces puede denominarse "caliente". El mejor candidato para la materia oscura caliente es un neutrino ... Una segunda posibilidad es que las partículas de materia oscura interactúen más débilmente que los neutrinos, sean menos abundantes y tengan una masa de orden 1 keV. Estas partículas se denominan "materia oscura cálida", porque tienen velocidades térmicas más bajas que los neutrinos masivos ... en la actualidad hay pocas partículas candidatas que se ajusten a esta descripción. Se han sugerido gravitinos y fotinos (Pagels y Primack 1982; Bond, Szalay y Turner 1982) ... Cualquier partícula que se volvió no relativista muy temprano, y por lo tanto fue capaz de difundir una distancia insignificante, se denomina materia oscura "fría" (CDM). . Hay muchos candidatos para CDM, incluidas las partículas supersimétricas.

-  M. Davis, G. Efstathiou, CS Frenk y SDM White, La evolución de la estructura a gran escala en un universo dominado por materia oscura fría

Definiciones alternativas

Otra línea divisoria aproximada es que la materia oscura cálida se volvió no relativista cuando el universo tenía aproximadamente 1 año y 1 millonésima parte de su tamaño actual y en la era dominada por la radiación (fotones y neutrinos), con una temperatura de fotones de 2,7 millones de grados Kelvin. La cosmología física estándar da el tamaño del horizonte de partículas como 2  c t (velocidad de la luz multiplicada por el tiempo) en la era dominada por la radiación, es decir, 2 años luz. Una región de este tamaño se expandiría a 2 millones de años luz hoy (sin formación de estructura). El FSL real es aproximadamente 5 veces la longitud anterior, ya que continúa creciendo lentamente a medida que las velocidades de las partículas disminuyen inversamente con el factor de escala después de que se vuelven no relativistas. En este ejemplo, la FSL correspondería a 10 millones de años luz, o 3 mega parsecs , hoy, alrededor del tamaño que contiene una galaxia grande promedio.

La temperatura de los fotones de 2,7 millones de  K da una energía fotónica típica de 250 electronvoltios, lo que establece una escala de masa típica para la materia oscura cálida: las partículas mucho más masivas que esta, como las WIMP de masa de GeV-TeV , se volverían no relativistas mucho antes que uno. año después del Big Bang y, por lo tanto, tienen FSL mucho más pequeñas que una protogalaxia, lo que las enfría. Por el contrario, las partículas mucho más ligeras, como los neutrinos con masas de sólo unos pocos eV, tienen FSL mucho más grandes que una protogalaxia, por lo que las califican como calientes.

Materia oscura fría

La materia oscura fría ofrece la explicación más simple para la mayoría de las observaciones cosmológicas. Es materia oscura compuesta de constituyentes con una FSL mucho más pequeña que una protogalaxia. Este es el foco de la investigación de la materia oscura, ya que la materia oscura caliente no parece ser capaz de soportar la formación de galaxias o cúmulos de galaxias, y la mayoría de las partículas candidatas se ralentizaron temprano.

Se desconocen los componentes de la materia oscura fría. Las posibilidades van desde objetos grandes como MACHO (como agujeros negros y estrellas Preon ) o RAMBO (como grupos de enanas marrones), hasta nuevas partículas como WIMP y axiones .

Los estudios de nucleosíntesis del Big Bang y lentes gravitacionales convencieron a la mayoría de los cosmólogos de que los MACHO no pueden constituir más que una pequeña fracción de materia oscura. Según A. Peter: "... los únicos candidatos a materia oscura realmente plausibles son las partículas nuevas".

El experimento DAMA / NaI de 1997 y su sucesor DAMA / LIBRA en 2013 afirmaron detectar directamente las partículas de materia oscura que atraviesan la Tierra, pero muchos investigadores siguen siendo escépticos, ya que los resultados negativos de experimentos similares parecen incompatibles con los resultados de DAMA.

Muchos modelos supersimétricos ofrecen candidatos a materia oscura en forma de partícula supersimétrica más ligera (LSP) de WIMPy . Por separado, existen neutrinos estériles pesados ​​en extensiones no supersimétricas del modelo estándar que explican la pequeña masa de neutrinos a través del mecanismo de balancín .

Materia oscura cálida

La materia oscura cálida comprende partículas con una FSL comparable al tamaño de una protogalaxia. Las predicciones basadas en la materia oscura cálida son similares a las de la materia oscura fría a gran escala, pero con menos perturbaciones de densidad a pequeña escala. Esto reduce la abundancia prevista de galaxias enanas y puede conducir a una menor densidad de materia oscura en las partes centrales de las grandes galaxias. Algunos investigadores consideran que esto se ajusta mejor a las observaciones. Un desafío para este modelo es la falta de partículas candidatas con la masa requerida ≈ 300 eV a 3000 eV.

Ninguna partícula conocida puede clasificarse como materia oscura cálida. Un candidato postulado es el neutrino estéril : una forma de neutrino más pesada y lenta que no interactúa a través de la fuerza débil , a diferencia de otros neutrinos. Algunas teorías de la gravedad modificada, como la gravedad escalar-tensor-vectorial , requieren materia oscura "cálida" para que sus ecuaciones funcionen.

Materia oscura caliente

La materia oscura caliente consta de partículas cuya FSL es mucho más grande que el tamaño de una protogalaxia. El neutrino califica como tal partícula. Fueron descubiertos de forma independiente, mucho antes de la búsqueda de materia oscura: se postularon en 1930 y se detectaron en 1956 . La masa de los neutrinos es menor que 10 −6 la de un electrón . Los neutrinos interactúan con la materia normal solo a través de la gravedad y la fuerza débil , lo que los hace difíciles de detectar (la fuerza débil solo funciona en una pequeña distancia, por lo que un neutrino desencadena un evento de fuerza débil solo si golpea un núcleo de frente). Esto los convierte en “ partículas delgadas que interactúan débilmente ” ( WISP ), a diferencia de los WIMP.

Los tres sabores conocidos de neutrinos son el electrón , el muón y la tau . Sus masas son ligeramente diferentes. Los neutrinos oscilan entre los sabores a medida que se mueven. Es difícil determinar un límite superior exacto en la masa promedio colectiva de los tres neutrinos (o para cualquiera de los tres individualmente). Por ejemplo, si la masa media de los neutrinos fuera superior a 50  eV / c 2 (menos de 10-5 de la masa de un electrón), el universo colapsaría. Los datos de CMB y otros métodos indican que su masa promedio probablemente no supere los 0,3 eV / c 2 . Por tanto, los neutrinos observados no pueden explicar la materia oscura.

Debido a que las fluctuaciones de densidad del tamaño de las galaxias se eliminan con la transmisión libre, la materia oscura caliente implica que los primeros objetos que se pueden formar son enormes panqueques del tamaño de un supercúmulo , que luego se fragmentan en galaxias. Las observaciones de campo profundo muestran, en cambio, que las galaxias se formaron primero, seguidas de cúmulos y supercúmulos a medida que las galaxias se agrupan.

Detección de partículas de materia oscura.

Si la materia oscura está formada por partículas subatómicas, entonces millones, posiblemente miles de millones, de tales partículas deben pasar por cada centímetro cuadrado de la Tierra cada segundo. Muchos experimentos tienen como objetivo probar esta hipótesis. Aunque los WIMP son candidatos de búsqueda populares, Axion Dark Matter Experiment (ADMX) busca axiones . Otro candidato son las partículas pesadas del sector oculto que solo interactúan con la materia ordinaria a través de la gravedad.

Estos experimentos se pueden dividir en dos clases: experimentos de detección directa, que buscan la dispersión de partículas de materia oscura de núcleos atómicos dentro de un detector; y detección indirecta, que busca los productos de la aniquilación o descomposición de partículas de materia oscura.

Detección directa

Los experimentos de detección directa tienen como objetivo observar retrocesos de baja energía (típicamente unos pocos keV ) de núcleos inducidos por interacciones con partículas de materia oscura, que (en teoría) están atravesando la Tierra. Después de tal retroceso, el núcleo emitirá energía en forma de luz de centelleo o fonones , a medida que pasan a través de un aparato de detección sensible. Para hacer esto de manera efectiva, es crucial mantener un fondo bajo, por lo que tales experimentos operan a gran profundidad para reducir la interferencia de los rayos cósmicos . Ejemplos de laboratorios subterráneos con experimentos de detección directa incluyen la mina Stawell , la mina Soudan , el laboratorio subterráneo SNOLAB en Sudbury , el Laboratorio Nacional Gran Sasso , el Laboratorio Subterráneo Canfranc , el Laboratorio Subterráneo Boulby , el Laboratorio de Ciencias e Ingeniería Subterráneas Profundas y China. Laboratorio subterráneo de Jinping .

Estos experimentos utilizan principalmente tecnologías de detección de líquidos criogénicos o nobles. Los detectores criogénicos que operan a temperaturas por debajo de 100 mK, detectan el calor producido cuando una partícula golpea un átomo en un absorbente de cristal como el germanio . Los detectores de líquidos nobles detectan el centelleo producido por la colisión de partículas en xenón o argón líquido . Los experimentos con detectores criogénicos incluyen: CDMS , CRESST , EDELWEISS , EURECA . Los experimentos de líquidos nobles incluyen ZEPLIN, XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide , PandaX y LUX, el experimento Large Underground Xenon . Ambas técnicas se centran fuertemente en su capacidad para distinguir las partículas de fondo (que dispersan predominantemente electrones) de las partículas de materia oscura (que se dispersan fuera de los núcleos). Otros experimentos incluyen SIMPLE y PICASSO .

Actualmente, no ha habido una afirmación bien establecida de detección de materia oscura a partir de un experimento de detección directa, lo que lleva a fuertes límites superiores en la masa y la sección transversal de interacción con nucleones de tales partículas de materia oscura. Las colaboraciones experimentales DAMA / NaI y más recientes DAMA / LIBRA han detectado una modulación anual en la tasa de eventos en sus detectores, que afirman se debe a la materia oscura. Esto se debe a la expectativa de que a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol, la velocidad del detector en relación con el halo de materia oscura variará en una pequeña cantidad. Esta afirmación no está confirmada hasta ahora y está en contradicción con los resultados negativos de otros experimentos como LUX, SuperCDMS y XENON100.

Un caso especial de experimentos de detección directa cubre aquellos con sensibilidad direccional. Esta es una estrategia de búsqueda basada en el movimiento del Sistema Solar alrededor del Centro Galáctico . Una cámara de proyección de tiempo de baja presión permite acceder a información sobre pistas de retroceso y restringir la cinemática del núcleo de WIMP. Los WIMP que provienen de la dirección en la que viaja el Sol (aproximadamente hacia Cygnus ) pueden separarse del fondo, que debería ser isotrópico. Los experimentos direccionales de materia oscura incluyen DMTPC , DRIFT , Newage y MIMAC.

Detección indirecta

Collage de seis colisiones de cúmulos con mapas de materia oscura. Los cúmulos se observaron en un estudio de cómo se comporta la materia oscura en cúmulos de galaxias cuando los cúmulos chocan.
Video sobre la posible detección de rayos gamma de la aniquilación de materia oscura alrededor de agujeros negros supermasivos . (Duración 0:03:13, consulte también la descripción del archivo).

Los experimentos de detección indirecta buscan los productos de la autoaniquilación o desintegración de partículas de materia oscura en el espacio exterior. Por ejemplo, en regiones de alta densidad de materia oscura (por ejemplo, el centro de nuestra galaxia ) dos partículas de materia oscura podrían aniquilarse para producir rayos gamma o pares de partículas-antipartículas del Modelo Estándar. Alternativamente, si una partícula de materia oscura es inestable, podría descomponerse en partículas del Modelo Estándar (u otras). Estos procesos podrían detectarse indirectamente a través de un exceso de rayos gamma, antiprotones o positrones que emanan de regiones de alta densidad en nuestra galaxia u otras. Una dificultad importante inherente a tales búsquedas es que varias fuentes astrofísicas pueden imitar la señal esperada de la materia oscura, por lo que es probable que se requieran múltiples señales para un descubrimiento concluyente.

Algunas de las partículas de materia oscura que pasan por el Sol o la Tierra pueden dispersarse y perder energía. Por lo tanto, la materia oscura puede acumularse en el centro de estos cuerpos, aumentando la posibilidad de colisión / aniquilación. Esto podría producir una señal distintiva en forma de neutrinos de alta energía . Tal señal sería una fuerte prueba indirecta de materia oscura WIMP. Telescopios de neutrinos de alta energía como AMANDA , IceCube y ANTARES están buscando esta señal. La detección por LIGO en septiembre de 2015 de ondas gravitacionales abre la posibilidad de observar la materia oscura de una nueva forma, sobre todo si se encuentra en forma de agujeros negros primordiales .

Se han llevado a cabo muchas búsquedas experimentales para buscar dicha emisión a partir de la aniquilación o descomposición de la materia oscura, ejemplos de los cuales siguen. El Telescopio de Experimento de Rayos Gamma Energéticos observó más rayos gamma en 2008 de lo esperado de la Vía Láctea , pero los científicos concluyeron que esto probablemente se debió a una estimación incorrecta de la sensibilidad del telescopio.

El telescopio espacial de rayos gamma Fermi está buscando rayos gamma similares. En abril de 2012, un análisis de datos previamente disponibles de su instrumento Large Area Telescope produjo evidencia estadística de una señal de 130 GeV en la radiación gamma proveniente del centro de la Vía Láctea. La aniquilación de WIMP fue vista como la explicación más probable.

A energías más altas, los telescopios terrestres de rayos gamma han establecido límites a la aniquilación de la materia oscura en las galaxias esferoidales enanas y en los cúmulos de galaxias.

El experimento PAMELA (lanzado en 2006) detectó un exceso de positrones . Podrían provenir de la aniquilación de la materia oscura o de los púlsares . No se observó exceso de antiprotones .

En 2013, los resultados del Espectrómetro Magnético Alfa en la Estación Espacial Internacional indicaron un exceso de rayos cósmicos de alta energía que podrían deberse a la aniquilación de la materia oscura.

Collider busca materia oscura

Un enfoque alternativo para la detección de partículas de materia oscura en la naturaleza es producirlas en un laboratorio. Los experimentos con el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) pueden detectar partículas de materia oscura producidas en las colisiones de los haces de protones del LHC . Debido a que una partícula de materia oscura debe tener interacciones insignificantes con la materia visible normal, puede detectarse indirectamente como (grandes cantidades de) energía y momento faltantes que escapan de los detectores, siempre que se detecten otros productos de colisión (no despreciables). También existen restricciones sobre la materia oscura del experimento LEP que utiliza un principio similar, pero que analiza la interacción de las partículas de materia oscura con electrones en lugar de quarks. Cualquier descubrimiento de búsquedas de colisionadores debe ser corroborado por descubrimientos en los sectores de detección directa o indirecta para demostrar que la partícula descubierta es, de hecho, materia oscura.

Hipótesis alternativas

Debido a que la materia oscura aún no se ha identificado de manera concluyente, han surgido muchas otras hipótesis con el objetivo de explicar los fenómenos de observación que la materia oscura fue concebida para explicar. El método más común es modificar la relatividad general. La relatividad general está bien probada a escalas del sistema solar, pero su validez a escalas galácticas o cosmológicas no ha sido bien probada. Una modificación adecuada de la relatividad general puede posiblemente eliminar la necesidad de materia oscura. Las teorías más conocidas de esta clase son MOND y su generalización relativista tensor-vector-gravedad escalar (TeVeS), gravedad f (R) , masa negativa , fluido oscuro y gravedad entrópica . Abundan las teorías alternativas .

Un problema con las hipótesis alternativas es que la evidencia observacional de la materia oscura proviene de muchos enfoques independientes (ver la sección "evidencia observacional" más arriba). Explicar cualquier observación individual es posible, pero explicarlas todas en ausencia de materia oscura es muy difícil. No obstante, ha habido algunos éxitos dispersos para hipótesis alternativas, como una prueba de 2016 de lentes gravitacionales en gravedad entrópica y una medición de 2020 de un efecto MOND único.

La opinión predominante entre la mayoría de los astrofísicos es que, si bien las modificaciones a la relatividad general pueden explicar posiblemente parte de la evidencia observacional, probablemente haya suficientes datos para concluir que debe haber alguna forma de materia oscura presente en el Universo.

En la cultura popular

En las obras de ficción se hace mención de la materia oscura. En tales casos, se suelen atribuir propiedades físicas o mágicas extraordinarias. Tales descripciones son a menudo inconsistentes con las propiedades hipotéticas de la materia oscura en física y cosmología.

Ver también

Teorías relacionadas
  • Energía oscura  : propiedad desconocida en cosmología que hace que la expansión del universo se acelere.
  • Gravedad conformada  : teorías de la gravedad que son invariantes bajo las transformaciones de Weyl.
  • Teoría de ondas de densidad : una teoría en la que las ondas de gas comprimido, que se mueven más lentamente que la galaxia, mantienen la estructura de la galaxia.
  • Gravedad  entrópica: teoría de la física moderna que describe la gravedad como una fuerza entrópica
  • Radiación oscura  : tipo de radiación postulada que media las interacciones de la materia oscura
  • Gravedad masiva  : teoría de la gravedad en la que el gravitón tiene una masa distinta de cero.
  • Física de unpartículas  : teoría especulativa que conjetura una forma de materia que no se puede explicar en términos de partículas.
Experimentos
Candidatos de materia oscura
Otro

Notas

Referencias

Otras lecturas

enlaces externos