Materia oscura

Más allá del Modelo Estándar
Simulado Gran Colisionador de Hadrones CMS datos del detector de partículas que representan un Bosón de Higgs producido por protones que colisionan en descomposición en chorros de hadrones y electrones
Modelo Estándar
Evidencia Problema Jerarquía Materia oscura Problema constante cosmológica Problema CP fuerte Oscilación de neutrinos
Teorías Technicolor La teoría de Kaluza-Klein Gran Teoría Unificada Teoría de todo Teoria de las cuerdas Vacío superfluido
La supersimetría MSSM La teoría de supercuerdas Supergravity
La gravedad cuántica Teoria de las cuerdas Gravedad cuántica de bucles Triangulación dinámica causal La gravedad cuántica canónica Vacío superfluido
Experimentos Gran Sasso INO LHC SNO Super-K Tevatron

Distribución estimada de la materia y la energía en el universo, hoy (arriba) y cuando el CMB fue liberado (abajo)

En la astronomía y la cosmología , la materia oscura es un tipo de materia hipótesis para dar cuenta de una gran parte del total de la masa en el universo . La materia oscura no se puede ver directamente con telescopios; evidentemente ni emite ni absorbe la luz u otra radiación electromagnética en cualquier nivel significativo. En cambio, su existencia y propiedades se deducen de sus efectos gravitatorios sobre la materia visible, la radiación y la estructura a gran escala del universo. La materia oscura se estima que constituyen el 84% de la materia del universo y el 23% del total densidad de energía (con casi todo el resto que es la energía oscura).

La materia oscura llegó a la atención de los astrofísicos por diferencias entre la masa de grandes objetos astronómicos determinados a partir de sus efectos gravitatorios, y la masa se calcula a partir de la "materia luminosa" que contienen; tales como estrellas, gas y polvo. Se postuló por primera Jan Oort en 1932 para dar cuenta de las velocidades orbitales de las estrellas en la Vía Láctea y Fritz Zwicky en 1933 para dar cuenta de la evidencia de la "masa perdida" en las velocidades orbitales de las galaxias en racimos. Posteriormente, otras observaciones han indicado la presencia de materia oscura en el universo, incluyendo la velocidades de rotación de las galaxias, lente gravitatoria de objetos de fondo por los cúmulos de galaxias como la Cúmulo Bala, y la distribución de la temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. De acuerdo con el consenso entre los cosmólogos, la materia oscura está compuesta principalmente de un tipo aún no caracterizado de partícula subatómica. La búsqueda de esta partícula, por una variedad de medios, es uno de los principales esfuerzos en la física de partículas hoy en día.

Aunque la existencia de materia oscura es generalmente aceptado por la comunidad científica, no hay evidencia directa para ello. Otras teorías, incluyendo la gravedad cuántica, los errores de interpretación en las mediciones; interacciones hiper-dimensional en supra distancias galácticas, super-hiper-cadenas son algunas de varias teorías alternativas se han propuesto para tratar de explicar las anomalías para las que la materia oscura está destinado a tener en cuenta.

Visión de conjunto

La existencia de la materia oscura se infiere de gravitacionales efectos sobre la materia visible y lente gravitacional de la radiación de fondo, y originalmente se planteó la hipótesis de dar cuenta de las discrepancias entre los cálculos de la masa de las galaxias , cúmulos de galaxias y el universo entero realizan a través de dinámicos y relativistas generales medios, y cálculos basados en la masa de lo visible "luminosa" importa estos objetos contienen: estrellas y el gas y el polvo de la interestelar y medio intergaláctico.

La explicación más aceptada para este fenómeno es que la materia oscura existe y que está muy probablemente compuesto por partículas masivas de interacción débil (WIMPs) que interactúan sólo a través de la gravedad y la fuerza débil; Sin embargo, se han propuesto explicaciones alternativas, y todavía no es suficiente evidencia experimental para determinar cuál es la correcta. Muchos experimentos para detectar propusieron partículas de materia oscura a través de medios no gravitacionales están en curso.

Según las observaciones de las estructuras más grandes que sistemas solares, así como Big Bang cosmología interpretados bajo la Ecuaciones de Friedmann y la FLRW métrica, la materia oscura representa el 23% de la contenido de masa-energía del universo observable . En comparación, la materia ordinaria representa sólo el 4,6% del contenido de masa-energía del universo observable, siendo el resto atribuible a la energía oscura. A partir de estas cifras, la materia oscura constituye el 83%, (23 / (23 + 4.6)), de la materia en el universo, mientras que la materia ordinaria representa sólo el 17%.

La materia oscura juega un papel central en el modelado de estado-of-the-art formación de la estructura y evolución de las galaxias, y tiene efectos medibles sobre la anisotropías observadas en el fondo cósmico de microondas . Todas estas líneas de evidencia sugieren que las galaxias, cúmulos de galaxias y el universo en su conjunto contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética.

Importante como materia oscura se cree que es en el cosmos, la evidencia directa de su existencia y un conocimiento concreto de su naturaleza han mantenido esquiva. Aunque la teoría de la materia oscura sigue siendo la teoría más aceptada para explicar las anomalías en la rotación galáctica observado, algunos enfoques teóricos alternativos se han desarrollado ampliamente caer en las categorías de leyes gravitatorias modificados y las leyes de gravitación cuántica.

Bariónica y la materia oscura no bariónica

Observaciones de Fermi de galaxias enanas proporcionan nuevos conocimientos sobre la materia oscura.

Una pequeña proporción de la materia oscura puede ser la materia oscura bariónica: cuerpos astronómicos, tales como objetos de halo compactos masivos, que se componen de ordinario la materia , pero que emiten poca o ninguna radiación electromagnética. Estudio de la nucleosíntesis del Big Bang produce un límite superior de la cantidad de materia bariónica en el universo, lo que indica que la gran mayoría de la materia oscura en el universo no puede ser bariones, y por tanto no forman átomos . También no puede interactuar con la materia ordinaria a través de las fuerzas electromagnéticas ; en particular, las partículas de materia oscura no llevan ninguna carga eléctrica . La materia oscura no bariónica incluye neutrinos, y posiblemente entidades hipotéticas como axiones, o partículas supersimétricas. A diferencia de la materia oscura bariónica, materia oscura no bariónica no contribuye a la formación de los elementos en el universo temprano (" Nucleosíntesis del Big Bang ") y por lo que su presencia se revela sólo a través de su atracción gravitatoria. Además, si las partículas de las que se compone son supersimétrica, pueden someterse a interacciones de aniquilación con ellos mismos resultantes en observable subproductos tales como fotones y neutrinos ("detección indirecta").

La materia oscura no bariónica se clasifica en función de la masa de la partícula (s) que se supone que lo componen, y / o la dispersión de la velocidad típica de esas partículas (ya que más partículas masivas se mueven más lentamente). Hay tres hipótesis importantes sobre la materia oscura no bariónica, llamados Hot Dark Matter (HDM), Warm Dark Matter (WDM), y Materia Oscura Fría (MDL); alguna combinación de estos también es posible. Los modelos más discutidos de la materia oscura no bariónica se basan en la hipótesis de materia oscura fría, y la partícula correspondiente se asume comúnmente para ser un interacción débil partícula masiva (WIMP). La materia oscura caliente podría consistir en (masiva) neutrinos. La materia oscura fría daría lugar a una formación de "abajo hacia arriba" de la estructura del universo, mientras que la materia oscura caliente se traduciría en un escenario de formación "de arriba abajo".

La evidencia observacional

Esta impresión artística muestra la distribución esperada de la materia oscura en la Vía Láctea como un halo azul de material que rodea a la galaxia.

La primera persona en interpretar pruebas e inferir la presencia de materia oscura era astrónomo holandés Jan Oort, un pionero en la radioastronomía, en 1932. Oort estaba estudiando movimientos estelares en el vecindario galáctico local y encontró que la masa en el plano galáctico debe ser más que el material que se podía ver, pero esta medida fue luego se determina que esencialmente errónea. En 1933, el astrofísico suizo Fritz Zwicky, que estudió cúmulos de galaxias, mientras trabajaba en la Instituto de Tecnología de California, hizo una inferencia similar. Zwicky aplica la teorema de virial a la Cúmulo de Coma de galaxias y obtenido evidencia de la masa invisible. Zwicky estimó la masa total del cúmulo basa en los movimientos de las galaxias cerca de su borde y comparó esa estimación a otra basada en el número de galaxias y el brillo total del cúmulo. Él encontró que había unas 400 veces más masa estimada que era visualmente observable. La gravedad de las galaxias visibles en el cúmulo sería demasiado pequeño para este tipo de órbitas rápidas, por lo que se requiere algo más. Esto se conoce como el "problema de la masa desaparecida". Basado en estas conclusiones, Zwicky infiere que debe haber alguna forma no visible de la materia que proporcionaría suficiente de la masa y la gravedad para mantener el clúster juntos.

Gran parte de la evidencia de materia oscura proviene del estudio de los movimientos de las galaxias. Muchos de éstos parecen ser bastante uniforme, por lo que por el teorema virial, el total de la energía cinética debe ser la mitad del total energía de enlace gravitacional de las galaxias. Experimentalmente, sin embargo, la energía cinética total resulta ser mucho mayor: en particular, suponiendo que la masa gravitacional se debe sólo a la materia visible de la galaxia, las estrellas lejos del centro de las galaxias tienen velocidades mucho más altas que las predichas por el teorema de virial . Curvas de rotación Galactic, que ilustran la velocidad de rotación en comparación con la distancia desde el centro galáctico, no pueden explicarse sólo por la materia visible. Suponiendo que el material visible representa sólo una pequeña parte de la agrupación es la forma más sencilla de dar cuenta de esto. Las galaxias muestran signos de haber sido compuesto en gran parte de un más o menos esféricamente simétrica, se concentró en el centro halo de materia oscura con la materia visible concentrada en un disco en el centro. Galaxias enanas bajo brillo de superficie son importantes fuentes de información para el estudio de la materia oscura, ya que tienen una relación extraordinariamente baja de la materia visible de la materia oscura, y tienen pocas estrellas brillantes en el centro que de otro modo perjudicar las observaciones de la curva de rotación de las estrellas distantes.

Observaciones lentes gravitacionales de los cúmulos de galaxias permiten estimaciones directas de la masa gravitatoria en función de su efecto sobre la luz de las galaxias de fondo, ya que las grandes colecciones de la materia (oscura o de otro tipo) se gravitacionalmente desviar la luz. En las agrupaciones tales como Abell 1689, las observaciones de lente confirmar la presencia de mucha más masa que el indicado por la luz de las agrupaciones solo. En el Cluster Bullet, observaciones lente muestran que la mayor parte de la masa de lente se separa de la masa bariónica de rayos X que emiten. En julio de 2012, se utilizaron observaciones de lente para identificar un "filamento" de materia oscura entre dos cúmulos de galaxias, como simulaciones cosmológicas han predicho.

Curvas de rotación de la galaxia

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: previsto (A) y observado (B). La materia oscura puede explicar la aparición "plana" de la curva de velocidad a un gran radio

Después de las observaciones iniciales de Zwicky, la primera indicación de que el masa al cociente luz era otra que la unidad nada vino de las mediciones realizadas por Horace W. Babcock. En 1939, Babcock informó en sus mediciones de tesis de doctorado de la curva de rotación de la nebulosa de Andrómeda que sugería que la proporción aumenta masa-luminosidad radialmente. Él, sin embargo, lo atribuyó a cualquiera de absorción de la luz dentro de la galaxia o dinámicas modificadas en las partes exteriores de la espiral y no a cualquier forma de materia que falta. A finales de 1960 y principios de 1970, Vera Rubin, un joven astrónomo en el Departamento de Magnetismo Terrestre de la Carnegie Institution de Washington, trabajó con una nueva sensible espectrógrafo que podría medir la curva de velocidad de canto galaxias espirales a un mayor grado de precisión que había antes se había conseguido nunca. Junto con los compañeros de profesión miembros Kent Ford, Rubin anunció en una reunión de 1975 de la Sociedad Astronómica Americana el descubrimiento de que la mayoría de las estrellas de galaxias espirales órbita aproximadamente a la misma velocidad, lo que implicaba que las densidades de masa de las galaxias estaban bien uniforme más allá de las regiones que contienen la mayor parte de las estrellas (el bulbo galáctico), resultado encontrado con independencia en 1978. Un influyente artículo presenta los resultados de Rubin en 1980. observaciones y cálculos de Rubin mostraron que la mayoría de las galaxias deben contener cerca de seis veces más masiva "oscuro" como puede ser explicada por las estrellas visibles. Eventualmente otros astrónomos comenzaron a corroborar su trabajo y pronto se convirtió en bien establecido que la mayoría de las galaxias fueron dominados por la "materia oscura":

• Bajo brillo superficial (LSB) galaxias. LSB son probablemente todas partes dominada por la materia oscura, con las poblaciones estelares observados haciendo sólo una pequeña contribución a curvas de rotación. Tal propiedad es extremadamente importante porque permite evitar las dificultades asociadas con la deprojection y desenredo de las contribuciones oscuras y visibles a las curvas de rotación.
• Las galaxias espirales. Curvas de rotación de ambas galaxias de baja y de alta luminosidad superficie parecen sugerir un perfil universal de densidad, que puede expresarse como la suma de un disco estelar delgada exponencial, y un halo de materia oscura esférica con un núcleo plano de radio r ₀ y la densidad ρ ₀ = 4,5 × 10 ^-2 (r ₀ / ^{kpc) -2/3} M _⊙ pc ^-3 (aquí, M _⊙ denota una masa solar, 2 × 10 ³⁰ kg).
• Las galaxias elípticas. Algunas galaxias elípticas muestran evidencia de materia oscura a través de fuerte lentes gravitacionales, pruebas de rayos X revela la presencia de atmósferas extendidas de gas caliente que llenan los halos oscuros de elípticas y cuya aislados apoyo hidrostática proporciona evidencia de materia oscura. Otros elípticas tienen bajas velocidades en sus afueras (rastreados por ejemplo, por las nebulosas planetarias ) y se interpretaron como no tener halos de materia oscura. Sin embargo, las simulaciones de las fusiones de galaxias de disco indican que las estrellas fueron arrancados por las fuerzas de marea de las galaxias que los originales durante el primer paso cerca y pusieron sobre las trayectorias de salida, lo que explica las bajas velocidades, incluso con un halo DM. Se necesita más investigación para aclarar esta situación.

Simulación de halos de materia oscura tienen perfiles de densidad significativamente más pronunciadas (tener cúspides centrales) que se infiere a partir de observaciones, lo cual es un problema para los modelos cosmológicos con la materia oscura en la escala más pequeña de las galaxias a partir de 2008. Esto sólo puede ser un problema de la resolución: Estrella -Formar regiones que podrían alterar la distribución de materia oscura a través de las salidas de gas han sido demasiado pequeños para resolver y el modelo de forma simultánea con grandes cúmulos de materia oscura. Una simulación reciente de una galaxia enana resolver estas regiones de formación estelar informó que fuertes salidas de supernovas eliminar gas de baja del momento cinético, que inhibe la formación de un bulbo galáctico y disminuye la densidad de la materia oscura a menos de la mitad de lo que tendría estado en el centro kiloparsec. Estos simulación predicciones bulgeless y con materia oscura centrales superficiales perfiles corresponden estrechamente a las observaciones de galaxias enanas reales. No existen tales discrepancias en las escalas más grandes de los cúmulos de galaxias y más arriba, o en las regiones exteriores de los halos de las galaxias.

Las excepciones a este panorama general de halos de materia oscura de las galaxias parecen ser las galaxias con relaciones masa-luz cercana a la de las estrellas. Con posterioridad a ello, numerosas observaciones han sido hechas que hacen indican la presencia de materia oscura en diversas partes del cosmos, como observaciones del fondo cósmico de microondas , de supernovas se utilizan como medidas de distancia, de lente gravitatoria a diversas escalas, y muchos tipos de estudio del cielo. Junto con los hallazgos de Rubin para las galaxias espirales y el trabajo de Zwicky en los cúmulos de galaxias, la evidencia observacional de la materia oscura ha estado recopilando durante décadas hasta el punto de que por la década de 1980 la mayoría de los astrofísicos aceptó su existencia. Como concepto unificador, la materia oscura es uno de los rasgos dominantes consideradas en el análisis de las estructuras del orden de escala galáctica y más grande.

Dispersiones de velocidad de las galaxias

En astronomía, la velocidad de dispersión σ, es la gama de velocidades sobre la velocidad media de un grupo de objetos, como un cúmulo de estrellas alrededor de una galaxia.

El trabajo pionero de Rubin ha resistido la prueba del tiempo. Las mediciones de curvas de velocidad en las galaxias espirales pronto fueron seguidos con dispersiones de velocidad de galaxias elípticas. Mientras que a veces aparecen con menor masa a la luz las relaciones, las mediciones de las elípticas aún indican un contenido relativamente alto de materia oscura. Del mismo modo, las mediciones de la difusa gas interestelar que se encuentra en el borde de las galaxias indican no sólo las distribuciones de materia oscura que se extienden más allá del límite visible de las galaxias, sino también que las galaxias son virialized (es decir gravitacionalmente atado con velocidades correspondientes a velocidades orbitales previstas de la relatividad general ) hasta diez veces sus radios visible. Esto tiene el efecto de empujar la materia oscura como una fracción de la cantidad total de materia gravitando desde el 50% medido por Rubin al valor ahora aceptada de casi el 95%.

Hay lugares donde la materia oscura parece ser un pequeño componente o totalmente ausente. Los cúmulos globulares muestran poca evidencia de que contienen la materia oscura, aunque sus interacciones orbitales con galaxias muestran evidencia de materia oscura galáctica. Desde hace algún tiempo, las mediciones del perfil de velocidad de las estrellas parecían indicar la concentración de materia oscura en el disco de la Vía Láctea, la galaxia, sin embargo, ahora parece que la alta concentración de materia bariónica en el disco de la galaxia (sobre todo en el medio interestelar) puede dar cuenta de este movimiento. Perfiles de masa de la galaxia se cree que un aspecto muy diferente de los perfiles ligeros. El modelo típico de las galaxias de materia oscura es una distribución uniforme, esférica virialized halos. Esa tendría que ser el caso para evitar a pequeña escala (estelares) efectos dinámicos. La investigación reciente informó en enero de 2006 de la Universidad de Massachusetts Amherst explicaría la misteriosa urdimbre previamente en el disco de la Vía Láctea por la interacción de la Grande y Pequeña Nube de Magallanes y la predicha 20 veces mayor en la masa de la Vía Láctea, teniendo en cuenta la materia oscura.

En 2005, los astrónomos desde Universidad de Cardiff afirmó haber descubierto una galaxia compuesta casi enteramente de la materia oscura, 50 millones de años luz de distancia en la Cúmulo de Virgo, que fue nombrado VIRGOHI21. Inusualmente, VIRGOHI21 no parece contener ninguna estrellas visibles: se vio con las observaciones de radio frecuencia de hidrógeno. Con base en los perfiles de rotación, los científicos estiman que este objeto contiene aproximadamente 1000 veces más materia oscura que el hidrógeno y tiene una masa total de alrededor de 1/10 de la Vía Láctea, la galaxia en que vivimos. Por comparación, la Vía Láctea se estima que tiene aproximadamente 10 veces importa tanto oscuro como la materia ordinaria. Modelos del Big Bang y la formación de la estructura han sugerido que tal galaxias oscuras deben ser muy común en el universo, pero ninguno se habían detectado previamente. Si se confirma la existencia de esta galaxia oscura, proporciona una fuerte evidencia de la teoría de la formación de galaxias y plantea problemas para explicaciones alternativas de la materia oscura.

Hay algunas galaxias cuyo perfil de velocidad indica una ausencia de materia oscura, como NGC 3379. Hay pruebas de que hay 10 a 100 veces menos galaxias pequeñas de lo permitido por lo que la teoría de la materia oscura de la formación de galaxias predice. Esto se conoce como la problema galaxia enana.

Los cúmulos de galaxias y las lentes gravitacionales

Lentes gravitacionales fuertes según lo observado por el Telescopio Espacial Hubble en Abell 1689 indica la presencia de la materia oscura-ampliar la imagen para ver los arcos de lentes.

Se forma una lente gravitatoria cuando la luz de una muy distante, la fuente luminosa (tal como una quasar) es "doblado" alrededor de un objeto masivo (tal como una cúmulo de galaxias) entre el objeto de la fuente y el observador. El proceso se conoce como lente gravitacional.

La materia oscura afecta a los cúmulos de galaxias, así. Mediciones de rayos X de calor gas intra corresponden estrechamente a las observaciones de Zwicky de masa-luz ratios para los grandes grupos de casi 10 a 1. Muchos de los experimentos de la Chandra X-ray Observatory utilizar esta técnica para determinar de forma independiente de 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 que equivale a más de 10 ¹⁴ Soles. En el centro de este cúmulo es una enorme galaxia, de forma elíptica que se cree que se han formado a partir de la fusión de muchas galaxias más pequeñas. Las velocidades orbitales medidos de galaxias dentro de cúmulos galácticos se han encontrado para ser consistente con las observaciones de materia oscura.

Otra herramienta importante para futuras observaciones de materia oscura es lente gravitacional. El rodaje se basa en los efectos de la relatividad general de predecir masas sin depender de la dinámica, por lo que es un medio totalmente independiente de la medición de la materia oscura. Fuerte efecto de lente, la distorsión observada de las galaxias de fondo en arcos cuando la luz pasa a través de una lente gravitacional, se ha observado alrededor de unos pocos grupos distantes incluyendo Abell 1689 (foto a la derecha). Mediante la medición de la geometría de la distorsión, la masa de la agrupación haciendo que el fenómeno puede ser obtenida. En las decenas de casos en los que esto se ha hecho, las relaciones masa-luz obtenidos corresponden a las mediciones de materia oscura dinámicas de grupos.

Una técnica se ha desarrollado durante los últimos 10 años llamado lente gravitacional débil, que mira a distorsiones minutos de galaxias observadas en el vasto encuestas debido a objetos en primer plano a través de los análisis estadísticos de galaxias. Mediante el examen de la deformación por cizallamiento aparente de las galaxias de fondo adyacentes, los astrofísicos pueden caracterizar la distribución media de materia oscura por medios estadísticos y han encontrado masa-luz proporciones que corresponden a densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de la estructura a gran escala. La correspondencia de las dos técnicas de lentes gravitacionales a otras mediciones de materia oscura ha convencido a casi todos los astrofísicos que la materia oscura existe realmente como un componente principal de la composición del universo.

La Cúmulo Bala: HST imagen con superposiciones. La distribución de la masa total proyectado reconstruido a partir de las lentes gravitacionales fuertes y débiles se muestra en azul, mientras que el de rayos X que emiten gas caliente observado con Chandra se muestra en rojo.

La evidencia de observación más directa hasta la fecha para la materia oscura está en un sistema conocido como el Cúmulo Bala. En la mayoría de las regiones del universo, la materia oscura y la materia visible se encuentran juntos, como se esperaba debido a su atracción gravitacional mutua. En el Cúmulo Bala, una colisión entre dos cúmulos de galaxias parece haber causado una separación de la materia oscura y la materia bariónica. Observaciones de rayos X muestran que gran parte de la materia bariónica (en forma de 10 ⁷ -10 ⁸ Kelvin gas, o plasma) en el sistema se concentra en el centro del sistema. Electromagnéticos interacciones entre las partículas de gas que pasa les hizo más lento y se asientan cerca del punto de impacto. Sin embargo, la debilidad de las observaciones de lente gravitacional del mismo sistema muestran que gran parte de la masa reside fuera de la región central de gas bariónica. Debido a que la materia oscura no interactúa por las fuerzas electromagnéticas, no habría sido frenado en la misma forma que el gas visible de rayos X, por lo que los componentes de materia oscura de los dos grupos pasaron a través de uno al otro sin ralentizar sustancialmente. Esto explica la separación. A diferencia de las curvas de rotación galáctica, esta evidencia de materia oscura es independiente de los detalles de La gravedad newtoniana, por lo que se afirma que es una prueba directa de la existencia de la materia oscura. Otro cúmulo de galaxias, conocida como la Descarrilamiento Cluster / Abell 520, parece que tiene un núcleo inusualmente masiva y oscura que contiene algunas de las galaxias del cúmulo, que presenta problemas para los modelos estándar de materia oscura.

Esto puede explicarse por el núcleo oscuro siendo en realidad un largo, de baja densidad de filamentos de materia oscura (que contiene pocas galaxias) a lo largo de la línea de visión, que se proyecta sobre el núcleo de clúster.

El comportamiento observado de la materia oscura en los cúmulos constriñe si, y la cantidad de materia oscura dispersa fuera otras partículas de materia oscura, cuantificados como su libre interacción sección transversal. Más sencillamente, la pregunta es si la materia oscura tiene presión, y por lo tanto puede ser descrito como una fluido perfecto. La distribución de la masa (y por lo tanto la materia oscura) en los cúmulos de galaxias se ha utilizado para argumentar a favor y en contra de la existencia de la libre interacción significativa de la materia oscura. En concreto, la distribución de la materia oscura en la fusión de grupos como el Cúmulo Bala muestra que la materia oscura se dispersa en otras partículas de materia oscura sólo muy débilmente en todo caso.

Fondo de microondas cósmico

El descubrimiento y la confirmación de la radiación de fondo de microondas (CMB) se produjo en 1964. Desde entonces, muchas otras medidas de la CMB también han apoyado y constreñidos esta teoría, tal vez el más famoso es el de la NASA Explorador del Fondo Cósmico ( COBE). COBE encontró una temperatura residual de 2.726 K y en 1992 detectó por primera vez las fluctuaciones (anisotropías) en el CMB, a un nivel de aproximadamente una parte en 10 ^5. Durante la década siguiente, anisotropías del CMB se investigaron más por un gran número de experimentos en tierra y en globo. El principal objetivo de estos experimentos era para medir la escala angular del primer pico acústico de la espectro de potencia de las anisotropías, para los cuales COBE no tenía la suficiente resolución. En 2000-2001, varios experimentos, sobre todo BOOMERanG encontró que el Universo tiene casi espacialmente plano midiendo el tamaño angular típica (el tamaño en el cielo) de las anisotropías. Durante la década de 1990, el primer pico se midió con el aumento de la sensibilidad, y en 2000 el experimento BOOMERanG informó que las mayores fluctuaciones de energía ocurren a escalas de aproximadamente un grado. Estas mediciones fueron capaces de descartar cuerdas cósmicas como la teoría principal de cósmica formación de la estructura, y sugirió la inflación cósmica era la teoría correcta.

Una serie de suelo basa- interferómetros proporcionan mediciones de las fluctuaciones con mayor precisión en los próximos tres años, incluyendo el Very Small Array, Interferómetro grado de la escala angular (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI hizo la primera detección de la polarización de la CMB y la CBI proporcionado el primer espectro de polarización E-modo con evidencia convincente de que está fuera de fase con el espectro de T-mode. El sucesor de COBE, el Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ha proporcionado las mediciones más detalladas de (a gran escala) anisotropías en el CMB a partir de 2009. mediciones del WMAP desempeñado un papel clave en el establecimiento del actual modelo estándar de la cosmología, a saber, la Modelo Lambda-CDM, un universo plano dominado por la energía oscura, complementado por la materia oscura y átomos con fluctuaciones de densidad sembrada por un Gaussian, adiabática, casi escalar proceso invariante. Las propiedades básicas de este universo son determinados por cinco números: la densidad de la materia, la densidad de los átomos, la edad del universo (o equivalentemente, la constante de Hubble en la actualidad), la amplitud de las fluctuaciones iniciales, y su dependencia de escala. Este modelo también requiere de un periodo de inflación cósmica. Los datos de WMAP de hecho descartaron varios modelos de inflación cósmicos más complejos, aunque el apoyo a la una en Lambda-CDM, entre otros.

En resumen, un éxito teoría cosmología del Big Bang debe encajar con todas las observaciones astronómicas disponibles (conocido como el modelo de concordancia), en particular el CMB. En la cosmología, el CMB se explica de la radiación fósil del Big Bang, originalmente en miles de grados Kelvin, pero cambió de rojo a microondas por la expansión del universo durante los últimos trece millones de años. Las anisotropías en el CMB se explican como oscilaciones acústicas en el plasma fotón-barión (antes de la emisión del CMB después de que los fotones se desacoplan de los bariones en 379.000 años después del Big Bang) cuya fuerza de restauración es la gravedad. Ordinario ( bariónica) interactúa fuertemente con la radiación mientras que, por definición, la materia oscura no-aunque ambos afectan las oscilaciones por su gravedad, por lo que las dos formas de la materia tendrá diferentes efectos. El espectro de potencia de las anisotropías del CMB muestra un gran primer pico y picos sucesivos de menor tamaño, con tres picos resueltos a partir de 2009. El primer pico dice todo sobre la densidad de materia bariónica y el tercer pico sobre todo acerca de la densidad de la materia oscura (ver Cósmica microondas radiación de fondo # anisotropía Primaria ).

Encuestas Sky y oscilaciones acústicas de bariones

Las oscilaciones acústicas en los inicios del universo (véase la sección anterior) dejan su huella en la materia visible por Baryon acústica Oscilación (BAO) la agrupación, de manera que se puede medir con estudios del cielo, como el Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey. Estas mediciones son consistentes con los de la CMB derivado de la nave espacial WMAP y además limitar el modelo Lambda CDM y la materia oscura. Tenga en cuenta que los datos del CMB y los datos BAO miden las oscilaciones acústicas en muy diferentes escalas de distancia.

Tipo Ia mediciones de distancia supernovas

Supernovas de tipo Ia se puede utilizar como " candelas estándar "para medir distancias extragalácticas, y conjuntos de datos extensos de estas supernovas pueden ser usados para restringir los modelos cosmológicos. Ellos limitan la densidad de la energía oscura _Ω Λ = ~ 0.713 para un piso, Lambda CDM Universo y el parámetro w para una modelo quintaesencia. Una vez más, los valores obtenidos son más o menos coherente con las derivadas de las observaciones de WMAP y limitan aún más el modelo Lambda CDM y (indirectamente) la materia oscura.

Bosque Lyman-alfa

En espectroscopia astronómica, el bosque Lyman-alfa es la suma de líneas de absorción derivadas de la Transición Lyman-alfa del neutro de hidrógeno en los espectros de distantes galaxias y cuásares. Observaciones del bosque Lyman-alfa también se pueden utilizar para restringir los modelos cosmológicos. Estas restricciones son de nuevo de acuerdo con los obtenidos a partir de datos de WMAP.

Formación de estructuras

Mapa 3D de la distribución a gran escala de la materia oscura, reconstruido a partir de mediciones de la lente gravitacional débil con el Telescopio Espacial Hubble.

La materia oscura es crucial para el Big Bang modelo de la cosmología como un componente que corresponde directamente a las mediciones de la parámetros asociados con Soluciones cosmología Friedmann a la relatividad general. En particular, las mediciones de los cósmicos de fondo de microondas anisotropías corresponden a una cosmología donde gran parte de la materia interactúa con fotones más débilmente que lo conocido obliga a que la luz par interacciones a la materia bariónica. Del mismo modo, una cantidad significativa de no materia bariónica, el frío es necesario explicar la estructura a gran escala del universo .

Las observaciones sugieren que formación de estructuras en el universo procede jerárquicamente, con las estructuras más pequeñas colapsar primero y seguido por las galaxias y luego cúmulos de galaxias. A medida que el colapso de las estructuras del universo en evolución, comienzan a "iluminar", como la materia bariónica se calienta a través de la contracción gravitacional y los enfoques de objetos equilibrio de presión hidrostática. Materia bariónica ordinaria tenía una temperatura demasiado alta, y demasiada presión dejada por el Big Bang para colapsar y formar estructuras más pequeñas, como las estrellas, a través de la Jeans inestabilidad. La materia oscura actúa como un compactador de la estructura. Este modelo no sólo se corresponde con la topografía estadística de la estructura visible en el universo, sino también corresponde precisamente a las predicciones de materia oscura del fondo cósmico de microondas. Sin embargo, en detalle, algunas cuestiones todavía quedan por abordar incluyendo una ausencia de galaxias satélite de simulaciones y núcleos de halos de materia oscura que aparecen más suave de lo previsto.

Esta ascendente modelo de formación de estructura requiere algo así como la materia oscura fría para tener éxito. Las grandes simulaciones por ordenador de miles de millones de partículas de materia oscura se han utilizado para confirmar que el modelo de materia oscura fría de la formación de la estructura es coherente con las estructuras observadas en el universo a través de encuestas de galaxias, como el Sky Survey Sloan Digital y 2dF Galaxy Redshift Survey, como así como las observaciones del bosque Lyman-alfa. Estos estudios han sido cruciales en la construcción del modelo Lambda-CDM que mide los parámetros cosmológicos, incluyendo la fracción del universo formado por bariones y materia oscura.

Historia de la búsqueda de su composición

Aunque la materia oscura históricamente había sido deducida por muchas observaciones astronómicas, su composición siempre permaneció especulativo. Las primeras teorías de la materia oscura se concentró en objetos normales pesados ​​ocultos, como los agujeros negros, estrellas de neutrones débiles viejas enanas blancas, las enanas marrones, como los posibles candidatos a materia oscura, colectivamente conocidos como MACHOs. Encuestas astronómicos no encontraron suficiente de estos MACHOs ocultos. Algunos difíciles de detectar materia bariónica, como MACHOs y algunas formas de gas, fueron, además, especularon hacer una contribución al contenido global de la materia oscura, pero la evidencia indica tales constituiría sólo una pequeña parte.

Por otra parte, los datos de una serie de líneas de otras pruebas, incluyendo las curvas de rotación de galaxias, lentes gravitacionales, formación de la estructura, y la fracción de bariones en cúmulos y la abundancia cúmulo combinado con evidencia independiente para la densidad de bariones, indicaron que el 85-90% de la masa en el universo no interactúa con la fuerza electromagnética . Esta "materia oscura no bariónica" es evidente a través de su efecto gravitacional. En consecuencia, la opinión más generalizada de era que la materia oscura es principalmente no bariónica, hecha de una o más partículas elementales distintas de la habitual electrones , protones , neutrones , y conoce neutrinos. Las partículas más comúnmente propuestos a continuación, se convirtió en WIMPs (partículas masivas débilmente Interactuar, incluyendo neutralinos), o axiones, o neutrinos estériles, aunque se han propuesto muchos otros posibles candidatos.

El componente de materia oscura tiene mucha más masa que el componente "visible" del universo . Sólo alrededor del 4,6% de la masa-energía del universo es materia ordinaria. Alrededor del 23% se cree que está compuesto de materia oscura. El 72% restante se cree que constará de la energía oscura, un componente aún más extraño, casi uniformemente distribuida en el espacio y con una densidad de energía no evoluciona o lentamente evolucionando con el tiempo La determinación de la naturaleza de esta materia oscura es uno de los problemas más importantes de la moderna cosmología y la física de partículas . Se ha observado que los nombres de "materia oscura" y "energía oscura" sirven principalmente como expresiones de la ignorancia humana, al igual que la marca de los primeros mapas con " terra incognita ".

Los cálculos completos son bastante técnica, sino una línea divisoria aproximada es que las partículas "calientes" de materia oscura se convirtieron no relativista cuando el universo tenía aproximadamente 1 año y 1 millonésima de su tamaño actual; caliente estándar Big Bang teoría implica el universo estaba entonces en la era de la radiación dominada (fotones y neutrinos), con una temperatura de fotones 2.700.000 K. Estándar cosmología física da horizonte de partículas tamaño que 2ct en la era dominada por la radiación, por lo tanto 2 luz -años, y una región de este tamaño sería ampliar a 2 millones de años luz de hoy (si no existiera la formación de la estructura). La longitud real de libre streaming es aproximadamente 5 veces mayor que la longitud anteriormente, ya que la longitud libre de streaming continúa creciendo lentamente como velocidades de las partículas disminuyen inversamente con el factor de escala después de que se conviertan en no relativista; por lo tanto, en este ejemplo la longitud libre de streaming correspondería a 10 millones de años-luz o 3 Mpc hoy, que es alrededor del tamaño que contiene en promedio la masa de una galaxia grande.

La temperatura por encima de 2,7 millones de K que da una energía del fotón típico de 250 electrón-voltios, por lo que esta establece una escala masiva típica para la materia "cálida" oscuro: partículas mucho más masivas que esto, como GeV - masa TeV WIMPs, se convertiría en no -relativistic mucho antes de 1 año después del Big Bang, por tanto, tienen una longitud libre de streaming, que es mucho más pequeño que un proto-galaxia y efectivamente insignificante (materia oscura tanto frío). Por el contrario, las partículas mucho más ligeros (por ejemplo, los neutrinos de la masa ~ pocos eV) tienen una longitud libre de transmisión mucho más grande que una galaxia proto (materia oscura tanto caliente).

La materia oscura fría

Hoy en día, la materia oscura fría es la explicación más simple para la mayoría de las observaciones cosmológicas. "Cold" materia oscura es la materia oscura compuesta por componentes con una longitud libre de transmisión mucho más pequeño que el ancestro de una perturbación de galaxias a gran escala. Este es actualmente el área de mayor interés para la investigación de la materia oscura, la materia oscura tan caliente no parece ser viable para la formación de galaxias y cúmulos de galaxias, y la mayoría de los candidatos se convierten en partículas no relativista en épocas muy tempranas, por lo tanto, se clasifican como frío.

La composición de los constituyentes de la materia oscura fría es actualmente desconocido. Las posibilidades van desde grandes objetos como MACHOs (tales como los agujeros negros) o Rambos, a nuevas partículas como WIMPs y los axiones. Las posibilidades que comprenden materia bariónica normal incluyen enanas marrones o quizá trozos pequeños, densos de elementos pesados.

Estudios de nucleosíntesis primordial y lentes gravitacionales han convencido a la mayoría de los científicos que MACHOs de cualquier tipo no puede haber más de una pequeña fracción de la materia oscura total. Los agujeros negros de casi cualquier masa se ​​descartan como una materia oscura primaria Constituyente por una variedad de búsquedas y limitaciones. Según A. Pedro: "... la única realmente plausibles candidatos de materia oscura de nuevas partículas. "

La Experimento DAMA / NaI y su sucesor DAMA / LIBRA haber reclamado para detectar directamente partículas de materia oscura que pasan a través de la Tierra, pero muchos científicos permanecen escépticos, ya que los resultados negativos de experimentos similares parecen incompatibles con los resultados de la DAMA.

Muchos modelos supersimétricas, naturalmente, dan lugar a los candidatos estables de materia oscura en forma de la partícula supersimétrica más ligera (LSP). Por otra parte, existen los neutrinos estériles pesados ​​en extensiones no supersimétricas del modelo estándar que explica la pequeña masa de neutrinos a través del mecanismo de balancín.

La materia oscura caliente

La materia oscura caliente se refiere a las partículas con una longitud libre de streaming comparable al tamaño de una región que posteriormente se convirtió en una galaxia enana. Esto conduce a predicciones que son muy similares a la materia oscura fría a grandes escalas, incluyendo el CMB, la agrupación de galaxias y grandes curvas de rotación de galaxias, pero con menos perturbaciones de densidad en pequeña escala. Esto reduce la abundancia predicha 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 puede ser un mejor ajuste a las observaciones. Un reto para este modelo es que no son candidatos de física de partículas no muy bien motivados con la necesaria masa ~ 300 eV a 3000 eV.

No se han producido partículas descubiertas hasta el momento que se pueden clasificar como materia oscura caliente. Hay un candidato postulado por la cálida categoría materia oscura, que es el neutrino estéril: una forma más pesada, más lenta de neutrino que ni siquiera interactuar a través de la fuerza débil a diferencia de los neutrinos regulares. Curiosamente, algunas teorías de gravedad modificados, tales como la gravedad escalar-tensor-vector, también requieren que exista una materia oscura caliente para hacer que sus ecuaciones se resuelven.

La materia oscura caliente

La materia oscura caliente son partículas que tienen una longitud libre de streaming mucho más grande que un tamaño proto-galaxia.

Un ejemplo de la materia oscura caliente ya se sabe: los neutrino. neutrinos se descubrieron bastante separado de la búsqueda de la materia oscura, y mucho antes de que se inició en serio: se postuló por primera vez en 1930, y detectado por primera vez en 1956. Los neutrinos tienen una muy pequeña masa: al menos 100.000 veces menos masivas que un electrón. Aparte de la gravedad, los neutrinos sólo interactúan con la materia normal a través de la fuerza débil lo que son muy difíciles de detectar (la fuerza débil sólo funciona a través de una pequeña distancia, por lo que un neutrino será solamente desencadenar un evento de fuerza débil si golpea un núcleo directamente de frente ). Esto clasificarlos como de interacción débil luz Partículas o WILPs, en oposición a los candidatos teóricos de la materia oscura fría, las WIMPs.

Hay tres diferentes sabores conocidos de neutrinos (es decir, el electrón -, muón -, y tau -neutrinos), y sus masas son ligeramente diferentes. La resolución al problema de los neutrinos solares demostró que estos tres tipos de neutrinos realmente cambian y oscilan de un sabor a los demás y hacia atrás, ya que están en vuelo. Es difícil determinar el exacto límite superior de la masa media colectiva de los tres neutrinos (por no hablar de una masa para cualquiera de los tres por separado). Por ejemplo, si se elige la masa media de neutrinos que ser mayores de 50 eV / c ² (que es todavía menos de 1 / 10.000 ^º de la masa de un electrón), simplemente por el gran número de ellos en el universo, el universo colapsaría debido a su masa. Así que otras observaciones han servido para estimar un límite superior-límite para la masa del neutrino. Usando cósmica de fondo de microondas de datos y otros métodos, la conclusión actual es que su masa promedio probablemente no supere 0,3 eV / c ² De este modo, las formas normales de los neutrinos no puede ser responsable de la componente de materia oscura, medida desde la cosmología.

La materia oscura caliente fue popular durante un tiempo en la década de 1980, pero adolece de un grave problema: ya que todas las fluctuaciones de densidad de galaxias de tamaño se lavan a cabo por libre streaming, los primeros objetos que pueden formar son panqueques supercúmulo de tamaño enorme, que luego fueron teorizado alguna manera a fragmentarse en galaxias. Observaciones profundas de campo muestran claramente que las galaxias se formaron en los primeros tiempos, con cúmulos y supercúmulos formando más tarde como las galaxias se agrupan, por lo que cualquier modelo dominado por la materia oscura caliente es serio en conflicto con las observaciones.

La materia oscura mixta

La materia oscura mixta es un modelo ya obsoleto, con una relación de masa elegido específicamente de 80% de materia oscura fría y caliente materia oscura (neutrinos) Contenido 20%. A pesar de que es presumible que la materia oscura caliente coexiste con la materia oscura fría, en cualquier caso, había una razón muy específica para la elección de esta relación particular de calor a la materia oscura fría en este modelo. Durante la década de 1990 se convirtió en constante claro que un universo con densidad crítica de la materia oscura fría no encajaba en el COBE y gran escala galaxia agrupar observaciones; ya sea el modelo 80/20 mixta materia oscura, o LambdaCDM, fueron capaces de conciliar estos. Con el descubrimiento del universo acelerar de supernovas, y las mediciones más precisas de anisotropía CMB y la agrupación de galaxias, el modelo mixto materia oscura fue esencialmente descartado mientras que el modelo LambdaCDM concordancia permaneció un buen ajuste.

Detección

Si la materia oscura en nuestra galaxia se compone de partículas masivas débilmente Interactuar (WIMPs), entonces miles de WIMPs deben pasar a través de cada centímetro cuadrado de la Tierra cada segundo. Hay muchos experimentos actualmente en ejecución, o en proyecto, con el objetivo de probar esta hipótesis mediante la búsqueda de WIMPs. Aunque WIMPs son más populares candidato materia oscura, también hay experimentos en busca de otros candidatos de partículas tales como los axiones. También es posible que la materia oscura consiste de muy pesadas partículas sector ocultas que sólo interactúan con la materia ordinaria a través de la gravedad.

Estos experimentos se pueden dividir en dos clases: los experimentos de detección directa, que la búsqueda de la dispersión de partículas de materia oscura fuera de los núcleos atómicos dentro de un detector; y la detección indirecta, que busque los productos de aniquilaciones de WIMP.

Un enfoque alternativo para la detección de WIMP en la naturaleza es producir en el laboratorio. Los experimentos con el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) pueden ser capaces de detectar los WIMPs producidas en las colisiones del LHC protones vigas. Debido a que un WIMP tiene interacciones insignificantes con la materia, puede ser detectada indirectamente como (grandes cantidades de desaparecidos) la energía y el impulso que escapan a los detectores del LHC, proporcionan todos los demás (no despreciables) los productos de colisión se detectan. Estos experimentos pudieron demostrar que los WIMPs se pueden crear, pero todavía requerirían un experimento de detección directa para demostrar que existen en número suficiente en la galaxia para dar cuenta de la materia oscura.

En abril de 2012 un grupo de científicos llegó a la conclusión de un estudio que muestra que es poco probable que la materia oscura está en la forma de un halo alrededor de los objetos celestes. Esto implica que no es probable que se encuentra en un experimento de laboratorio en la Tierra.

Experimentos de detección directa

Experimentos de detección directa suelen operar en los laboratorios subterráneos profundos para reducir el fondo de los rayos cósmicos. Estos incluyen: la mina de Soudan, la laboratorio subterráneo SNOLAB en Sudbury, Ontario (Canadá); la Gran Laboratorio Nacional Sasso (Italia); la Laboratorio Subterráneo de Canfranc (España); la Boulby Laboratorio Subterráneo (Reino Unido); y la Profundo Underground Ciencia y Laboratorio de Ingeniería, Dakota del Sur ( EE.UU.).

La mayoría de los experimentos presentes usar una de las dos tecnologías de detección: detectores criogénicos, operando a temperaturas por debajo de 100 mK, detectar el calor producido cuando una partícula golpea un átomo en un cristal absorbente como el germanio . líquidos Nobles detectores detectan el destello de luz de centelleo producido por una colisión de partículas en el líquido de xenón o argón . Experimentos detectores criogénicos incluyen: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Experimentos líquidos Noble incluyen ZEPLIN, XENON, DEAP, ARDM, WARP y LUX. Ambas técnicas son capaces de detectores de partículas de fondo distintivas que dispersan fuera de electrones, a partir de partículas de materia oscura que dispersan fuera de núcleos. Otros experimentos incluyen SIMPLE y PICASSO.

La DAMA / NaI, experimentos DAMA / LIBRA han detectado una modulación anual en la tasa de eventos, que afirman que se debe a partículas de materia oscura. (A medida que la Tierra gira alrededor del Sol, la velocidad del detector en relación con el halo de materia oscura variará por una pequeña cantidad en función de la época del año). Esta afirmación es hasta ahora sin confirmar y difícil de conciliar con los resultados negativos de otros experimentos suponiendo que el escenario WIMP es correcta.

Detección direccional de la materia oscura es una estrategia de búsqueda basado en el movimiento del Sistema Solar alrededor del centro galáctico.

Mediante el uso de una presión baja TPC, es posible acceder a la información sobre las pistas de rodillos (reconstrucción 3D si es posible) y para limitar la cinemática WIMP-núcleo. WIMP procedentes de la dirección en la cual el Sol está viajando (más o menos en la dirección de la constelación de Cygnus) pueden entonces ser separados de ruido de fondo, que debe ser isotrópico. Direccionales experimentos de materia oscura incluyen DMTPC, DRIFT, Newage y MIMAC.

El 17 de diciembre de 2009, los investigadores informaron CDMS dos eventos posibles candidatos WIMP. Ellos estiman que la probabilidad de que estos eventos se deben a un fondo conocido (neutrones o eventos beta o gamma mal identificados) es del 23%, y concluyen "este análisis no puede interpretarse como evidencia significativa de interacciones WIMP, pero no podemos rechazar cualquiera de los casos como señal ".

Más recientemente, el 4 de septiembre de 2011, los investigadores que utilizan los detectores CRESST presentaron pruebas de 67 colisiones que ocurren en cristales detectores de partículas subatómicas, calculando hay un menos de 1 en 10.000 posibilidades de que todos fueron causadas por fuentes conocidas de interferencia o contaminación. Es muy posible entonces que muchas de estas colisiones fueron causadas por WIMP, y / o otras partículas desconocidas.

Experimentos de detección indirecta

Experimentos de detección indirectos buscar los productos de la aniquilación WIMP o decadencia. Si WIMPs son partículas de Majorana (WIMPs son su propia antipartícula) luego dos WIMPs podría aniquilar a producir rayos gamma o Modelo Estándar pares partícula-antipartícula. Además, si el WIMP es inestable, WIMPs podrían desintegran en partículas modelo estándar. Estos procesos podrían ser detectados indirectamente a través de un exceso de rayos gamma, antiprotones o positrones que emanan de las regiones de alta densidad de la materia oscura. La detección de una señal de este tipo no es una prueba concluyente de la materia oscura, como la producción de rayos gamma procedentes de otras fuentes no se entiende completamente.

La EGRET telescopio de rayos gamma observada más rayos gamma de lo esperado de la Vía Láctea, pero los científicos llegó a la conclusión de que esto era más probable debido a una mala estimación de la sensibilidad del telescopio. La Telescopio Espacial Fermi de Rayos Gamma, lanzado 11 de junio 2008, es la búsqueda de rayos gamma de aniquilación de materia oscura y la decadencia.

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

La Experimento PAMELA (lanzado 2006) ha detectado un mayor número de positrones de lo esperado. Estos positrones adicionales podrían ser producidos por la aniquilación de materia oscura, pero también pueden provenir de los púlsares. No se ha observado un exceso de anti-protones.

Algunos de los WIMPs que pasan por el Sol o la Tierra puede dispersarse de los átomos y perder energía. De esta manera una gran población de WIMPs se puede acumular en el centro de estos cuerpos, aumentando la posibilidad de que dos se chocan y aniquilar. Esto podría producir una señal distintiva en forma de alta energía neutrinos procedentes del centro del Sol o la Tierra. En general se considera que la detección de una señal de este tipo sería la prueba indirecta fuerte de WIMP materia oscura. Telescopios de neutrinos de alta energía, como AMANDA, IceCube y ANTARES están buscando esta señal.

WIMP aniquilación de la Vía Láctea en su conjunto también se puede detectar en forma de diversos productos de aniquilación. La centro galáctico es un buen lugar para buscar porque la densidad de la materia oscura puede ser muy alta allí.

Las teorías alternativas

Aunque la materia oscura es la explicación ampliamente aceptada para las diversas observaciones astronómicas de las galaxias y cúmulos de galaxias, se han propuesto numerosas alternativas para explicar estas observaciones, sin necesidad de una gran cantidad de materia no detectada. La mayoría de éstos modifican la ley de la gravedad, de alguna manera, en sustitución de las leyes establecidas por Newton y Einstein.

Leyes de gravedad modificados

El modelo de la gravedad modificada primeros en surgir fue de Mordehai Milgrom Modificado newtoniana Dinámica (MOND) en 1983, que ajusta las leyes de Newton para crear un campo gravitacional más fuerte cuando los niveles de aceleración gravitacional se vuelven pequeñas (por ejemplo, cerca del borde de una galaxia). Tuvo cierto éxito explicando las características de escala galáctica, como curvas de velocidad de rotación de las galaxias elípticas y galaxias elípticas enanas, pero no explicó satisfactoriamente cúmulo de galaxias lente gravitacional. Sin embargo, no era MOND relativista , ya que era sólo un ajuste lineal de la cuenta de mayor newtoniana de la gravitación, no de la cuenta nueva en de Einstein de la relatividad general . Poco después de 1983, se hicieron intentos para traer MOND en conformidad con la Relatividad General; este es un proceso continuo, y muchas teorías que compiten han surgido en torno a la teoría MOND originales, incluyendo TeVeS, MOG o STV gravedad, y el enfoque fenomenológico covariante, entre otros.

En el año 2007, John W. Moffat propuso una teoría de la gravedad modificada basada en la Teoría de Gravedad no simétrica (NGT) que pretende explicar el comportamiento de galaxias en colisión. Esta teoría requiere la presencia de los neutrinos no relativistas, u otros candidatos (en frío) de la materia oscura, a trabajar.

Otra propuesta utiliza un gravitatoria backreaction en un campo teórico emergente que trata de explicar la gravedad entre los objetos como una acción, una reacción, y luego una copia de reacción. Simplemente, un objeto A afecta a un objeto B, y el objeto B luego re-afecta objeto A, y así sucesivamente: la creación de una especie de bucle de retroalimentación que fortalece la gravedad.

Recientemente, otro grupo ha propuesto una modificación de la gravedad a gran escala en una teoría llamada " líquido oscuro ". En esta formulación, los atractivos efectos gravitacionales atribuidas a la materia oscura son más bien un efecto secundario de la energía oscura. Fluido oscuro combina la materia oscura y la energía oscura en un campo único de la energía que produce diferentes efectos en diferentes escalas. Este tratamiento es un enfoque simplificado a un anterior modelo similar a un fluido llamado el modelo de gas Generalizado Chaplygin donde el todo del espacio-tiempo es un gas compresible. Líquido oscuro puede ser comparado con un sistema atmosférico. La presión atmosférica hace que el aire se expanda, pero parte del aire puede colapsar para formar nubes. De la misma manera, el fluido oscuro podría expandirse en general, pero también podría recoger alrededor de las galaxias para ayudar a mantener juntos.

Otro conjunto de propuestas se basa en la posibilidad de una doble tensor métrico de espacio-tiempo. Se ha argumentado que las soluciones de tiempo invertido en la relatividad general requieren tales doble métrica para la consistencia, y que tanto la materia oscura y la energía oscura puede ser entendido en términos de soluciones de tiempo invertida de la relatividad general.

Cultura popular

La mención de la materia oscura se hace en algunos videojuegos y otras obras de ficción. En tales casos, se suele atribuir propiedades físicas o mágicas extraordinarias. Tales descripciones son a menudo incompatibles con las propiedades de la materia oscura que se proponen en la física y la cosmología.