nos muestra la materia oscura
Comenzó con una explosión
El Universo está afuera, esperando que lo descubras
Forbes
La línea de tiempo de la historia de nuestro universo observable, donde la porción observable se expande a tamaños cada vez mayores a medida que avanzamos en el tiempo lejos del Big Bang. El resplandor sobrante del Big Bang, sin embargo, todavía es observable hoy. Crédito de la imagen: NASA / WMAP science team
Por Ethan Siegel, para Forbes Mayo 10 de 2018
El autor es un colaborador de Forbes. Las opiniones expresadas son las del escritor.
Uno de los mayores misterios de la ciencia moderna es el rompecabezas de la materia oscura. Si sumas toda la materia normal que compone los planetas, las estrellas, el gas, el plasma, los agujeros negros, las galaxias y el espacio entre las galaxias, toda la materia en el Universo conocido, no es suficiente para explicar la gravedad que vemos. No puede explicar galaxias individuales, cúmulos de galaxias, grupos colisionantes de galaxias, lentes gravitacionales o la estructura a gran escala del Universo. Algo más debe estar ahí, y no puede ser materia normal.
El nombre que le hemos dado a esta misteriosa sustancia es materia oscura. Oscuro porque no interactúa con la luz o la materia normal; no se puede ver Importa porque gravita, se agrupa y se agrupan. Aunque existe una controversia sobre exactamente qué es la materia oscura, su existencia es prácticamente cierta, ya que se muestra en cada observación astronómica posible. Incluso, como descubrimos a principios de este siglo, en la imagen más antigua del Universo que podríamos tomar: del resplandor sobrante del Big Bang.
Podemos mirar arbitrariamente muy atrás en el Universo si nuestros telescopios lo permiten, pero no hay forma de sondear más atrás que la 'última superficie de dispersión' que es el CMB, cuando el Universo era un plasma ionizado. Los puntos fríos (mostrados en azul) en el CMB no son intrínsecamente más fríos, sino que representan regiones donde hay una mayor atracción gravitatoria debido a una mayor densidad de materia, mientras que los puntos calientes (en rojo) son más calientes porque la radiación en esa región vive en un pozo gravitacional menos profundo. Crédito de la imagen: E.M. Huff, el equipo SDSS-III y el equipo del Polo Sur del Telescopio; gráfico de Zosia Rostomian
Hace miles de millones de años, más atrás en el tiempo del Big Bang, el Universo era más denso y uniforme. Se necesitan miles de millones de años para formar los grandes cúmulos de galaxias que vemos hoy, cientos de millones para formar las primeras galaxias y decenas de millones para formar las primeras estrellas. Debido a que un Universo en expansión también se enfría - la energía de cualquier fotón individual es proporcional a su longitud de onda, y todas las "longitudes" se estiran (a energías más bajas) a medida que el Universo se expande - el Universo temprano no solo era más pequeño, sino también más caliente. En algún momento del pasado, el Universo estaba lo suficientemente caliente como para que cada átomo neutral que se formara, cada electrón unido a un núcleo atómico, se disociara en iones libres mediante la radiación que se creó en el caliente Big Bang.
No podemos formar átomos neutros en una configuración estable hasta que el Universo se enfríe lo suficiente como para que los fotones sobrantes del CMB caigan por debajo de cierta energía. Crédito de la imagen: Amanda Yoho
Antes de que fuera lo suficientemente frío como para formar átomos neutros de manera estable, tenías fotones volando, chocando con electrones de cualquier manera. Estaba sucediendo todo el tiempo, donde sea que fuera. Después de formar átomos neutros, solo los fotones de una longitud de onda muy, muy particular (las longitudes de onda que dan como resultado la ionización o las transiciones atómicas de ese átomo en particular) pueden interactuar. Antes de que el Universo se enfríe a través de este umbral, los fotones y la materia normal interactúan a una velocidad extremadamente alta. Después de que el Universo se enfríe a través de este umbral, es decir, después de que el Universo se llene al 100% con átomos neutros y al 0% se llene de iones, esos fotones simplemente fluyen en línea recta. Su longitud de onda, en los últimos 13.8 mil millones de años, se extiende a medida que el Universo se expande. Y finalmente, hoy, llega a nuestros ojos y nuestros detectores.
El plasma ionizado (L) antes del CMB se emite, seguido por la transición a un Universo neutral (R) que es transparente a los fotones. Esta luz luego se transmite libremente a nuestros ojos, donde llega al día de hoy, 13.8 mil millones años más tarde. Crédito de la imagen: Amanda Yoho
Originalmente, tuvimos una gran palabra para esta radiación sobrante del Big Bang: la bola de fuego primigenia. Una vez que lo descubrimos a mediados de la década de 1960, sin embargo, aprendimos cuáles eran sus propiedades de temperatura y longitud de onda / frecuencia: existía a 2.725 K, colocándolo en la porción de microondas del espectro. Tenía las mismas propiedades de temperatura en todas las direcciones del cielo y se conocía como la radiación de fondo de microondas cósmico (CMB). Durante mucho tiempo, la "temperatura uniforme" fue la característica definitoria del CMB. Las únicas imperfecciones que vimos surgieron de otra materia que absorbió, emitió o modificó la radiación de microondas, como el plano galáctico de la Vía Láctea.
De acuerdo con las observaciones originales de Penzias y Wilson, el plano galáctico emitió algunas fuentes astrofísicas de radiación (centro), pero arriba y abajo, todo lo que quedaba era un fondo de radiación casi perfecto y uniforme. Crédito de la imagen: NASA / WMAP Science Team
Pero a medida que nuestros satélites y experimentos a bordo de globos mejoraron, empezamos a ver las imperfecciones cósmicas en el CMB. Estos son de vital importancia: sin regiones excesivamente densas y subdensas, no hay forma de desarrollar estructuras como estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias. Las escalas y magnitudes de estas fluctuaciones iniciales determinan cómo se verá nuestro Universo hoy en día. El hecho de que tengamos las estructuras cósmicas masivas y diversas que tenemos hoy es un testimonio de cuán importantes son estas fluctuaciones de semillas.
Las fluctuaciones en el CMB, la formación y las correlaciones entre la estructura a gran escala y las observaciones modernas de lentes gravitacionales, entre muchos otros, apuntan hacia la misma imagen: una que contiene y está llena de materia oscura. Crédito de la imagen: Chris Blake y Sam Moorfield
En la década de 1990, enviamos el satélite COBE, y medimos las fluctuaciones en la escala más grande, encontrando que existían en el nivel ~ 0.003%. En la década de 2000, WMAP nos llevó a escalas angulares más pequeñas de aproximadamente un grado, y luego Planck en los años 2010 nos bajó a solo 0,07 grados: la escala más pequeña hasta el momento. Si bien puede no ser obvio, estas fluctuaciones no solo nos dicen en qué evolucionará el Universo a medida que avanzamos, proporcionando las semillas de la estructura a gran escala, sino que también nos permiten descubrir qué exactamente está hecho el Universo.
Los detalles en el resplandor sobrante del Big Bang han sido progresivamente mejores y mejor revelados por las imágenes satelitales mejoradas. Crédito de la imagen: NASA / ESA y los equipos COBE, WMAP y Planck
Debería haber fluctuaciones de densidad con las que el universo se "creó": estas son imperfecciones cósmicas impresas en el Universo, en todas las escalas, desde el final de la inflación cósmica. Se muestran en todas las escalas desde el momento del Big Bang, proporcionando estas regiones excesivamente densas y subdensas.
Con el tiempo, sin embargo, el Universo no solo se expande y se enfría, sino que las regiones sobredensadas tratan de crecer, atrayendo más materia en función de lo que hay en el Universo. Las regiones infradensas no logran crecer, e intentan abandonar su materia a las regiones menos densas que las rodean. Pero esto no puede continuar debido a un problema molesto: la materia normal en el Universo y los fotones (radiación) en el Universo interactúan entre sí, chocando unos con otros, hasta que se forman esos átomos neutros.
Las fluctuaciones en el CMB se basan en las fluctuaciones primordiales producidas por la inflación. En particular, la "parte plana" en grandes escalas (a la izquierda) no tiene explicación sin inflación, y sin embargo la magnitud de las fluctuaciones limita las escalas de energía máxima que el Universo alcanzó al final de la inflación. Es mucho más bajo que la escala de Planck. Crédito de la imagen: NASA / WMAP Science Team
En un Universo con solo materia normal y radiación, la gravedad intenta llevar la materia normal a regiones más densas, pero la radiación funciona en contra de ella. Cree una región sobredensa, y eso hace que la presión de radiación en el interior aumente, lo cual, y esta es la clave, empuja contra la materia normal. Ya ha pasado mucho tiempo desde que el Big Bang determina qué tan lejos puede viajar la radiación, y por lo tanto, en qué escalas puede expulsar esa materia normal.
Pero si hay materia oscura en el Universo, sucede algo extra. Sí, gravita, y sí, las sobredensidades crecientes hacen que la presión de radiación aumente en las ubicaciones correspondientes. Pero no hay una interacción cruzada directa entre la materia normal y la materia oscura, ni entre la radiación y la materia oscura. Como resultado, el patrón de picos y valles que surgirán en el CMB será diferente según la cantidad de cada ingrediente en su Universo.
GIFLa estructura de los picos CMB cambia dependiendo de lo que hay en el Universo. Crédito de la imagen: W. Hu y S. Dodelson, Ann.Rev.Astron.Astrophys.40: 171-216, 2002
Lo más dramático es que puedes simular cómo se verá un Universo que no tiene materia oscura, y qué universo con la cantidad de materia oscura que creemos tener, 5 veces la cantidad de materia normal, desde la estructura a gran escala y los rayos X. observaciones de grupos Si comienzas estos dos universos de muestra poco después del Big Bang y simplemente los dejas evolucionar, ambos crean picos y valles en el CMB a medida que la materia normal y los fotones bailan, pero la materia oscura cambia la danza general de radiación de materia y también agrega un baile diferente sobre él.
Debajo, a la izquierda (con materia oscura) y a la derecha (sin materia oscura), puedes ver los resultados.
Las fluctuaciones de temperatura simuladas en varias escalas angulares que aparecerán en el CMB en un Universo con la cantidad medida de radiación, y luego 70% de energía oscura, 25% de materia oscura y 5% de materia normal (L) o un Universo con Materia 100% normal (R). Las diferencias en el número de picos, así como en las alturas y ubicaciones de los picos, se ven fácilmente. Crédito de la imagen: E. Siegel / CMBfast
¡Entonces todo lo que necesita hacer, saber si su Universo tiene materia oscura o no, es medir las fluctuaciones de temperatura que aparecen en el CMB! Las alturas relativas, las ubicaciones y los números de los picos que ve son causados por las abundancias relativas de la materia oscura, la materia normal y la energía oscura, así como la velocidad de expansión del Universo. Lo que es más importante, si no hay materia oscura, ¡solo verá la mitad de los picos totales! Cuando comparamos los modelos teóricos con las observaciones, existe una coincidencia extremadamente convincente para un Universo con materia oscura, descartando efectivamente un Universo sin ella.
El patrón de picos acústicos observados en el CMB del satélite Planck descarta efectivamente un Universo que no contiene materia oscura. Crédito de la imagen: P.A.R. Ade et al. y la Colaboración Planck (2015)
El mero hecho de que haya tantos picos en el CMB como los hay nos dice que debe haber materia oscura. Las proporciones de las alturas de los picos, y la medición de la constante de Hubble de alrededor de 70 km / s / Mpc, nos dice que el Universo tiene aproximadamente 68% de energía oscura, 27% de materia oscura, 5% de materia normal y alrededor de 0,01% radiación. El CMB es la imagen más antigua del Universo que tenemos, y mientras usemos la luz para tomar una foto, es probable que sea la primera imagen que podamos tener. E incluso en ese momento, solo 380,000 años después del Big Bang, la evidencia de la materia oscura está escrita en todos lados.
El astrofísico y autor Ethan Siegel es el fundador y escritor principal de Starts With A Bang! Sus libros, Treknology y Beyond The Galaxy, están disponibles dondequiera que se vendan libros.
Starts With A Bang está dedicado a explorar la historia de lo que sabemos sobre el Universo y cómo lo conocemos, con un enfoque en la física, la astronomía y la historia científica que el Universo nos cuenta sobre sí mismo. Escrito por Ph.D. científicos y editados / creados por el astrofísico Ethan Siegel, nuestro objetivo es compartir la alegría, la maravilla y el asombro del descubrimiento científico.
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