Materia oscura

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En astrofísica y cosmología física, se le denomina materia oscura a un tipo de materia que se estima corresponde aproximadamente al 85% de la materia del universo,^[1]​ y que no es energía oscura, materia bariónica (materia ordinaria) ni neutrinos. Su nombre hace referencia a que se considera que no emite ningún tipo de radiación electromagnética (como la luz). De hecho, no interactuaría en ninguna forma con la radiación electromagnética, siendo completamente transparente en todo el espectro electromagnético.^[2]​ Su existencia se puede inferir a partir de sus efectos gravitacionales en la materia bajo la consideración de la mecánica newtoniana, tales como el movimiento de las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas presente en el universo.

La materia oscura fue propuesta por Fritz Zwicky en 1933, ante la evidencia de una "masa no visible" que influiría en las velocidades orbitales de los cúmulos en las galaxias. Posteriormente, otras observaciones han indicado la posible presencia de materia oscura en el universo, las cuales incluyen la citada velocidad de rotación de las galaxias, así como los lentes gravitacionales de los objetos por los cúmulos de galaxias, tales como el Cúmulo Bala (1E 0657-56); igualmente, la distribución de la temperatura del gas caliente en galaxias, cúmulos de galaxias y nebulosas. Otra posible hipótesis alternativa, propuesta por los físicos Stephen Hawking y Bernard Carr en 1974, es la existencia de agujeros negros primordiales después del Big Bang que representan toda la materia oscura en el universo.^[3]​^[4]​^[5]​

La materia oscura también desempeña un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo cósmico de microondas. Todas estas pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y todo el Universo contendría mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".

La composición de la materia oscura se desconoce. Algunos de los candidatos a materia oscura pueden ser neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas, los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo.^[6]​ Actualmente, se estima que la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo equivalen aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Aproximadamente, solo el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se estima que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante consistiría en energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio.^[7]​ Alguna materia bariónica difícil de detectar contribuye a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye solo una pequeña porción.^[8]​^[9]​ Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada (la mitad de ella todavía no detectada) se puede considerar materia oscura bariónica: todas las estrellas, galaxias y gas observables reúnen menos de la mitad de los bariones que se supone debería haber. Se cree que toda esta materia puede distribuirse en filamentos gaseosos de baja densidad, formando una red por todo el universo, en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. En mayo de 1932, el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea encontró pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.^[10]​

La determinación de la naturaleza de esta masa no visible es una de las cuestiones más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Las denominaciones "materia oscura" y "energía oscura" expresan principalmente nuestro desconocimiento, casi como los primeros mapas etiquetados como "Terra incógnita".^[7]​

1. ↑ arstechnica.com (ed.). «Primeros resultados de Planck: el Universo sigue siendo extraño e interesante». 
2. ↑ "Dark Energy, Dark Matter Archivado el 2 de junio de 2013 en Wayback Machine.". NASA Science: Astrophysics. 5 de junio de 2015.
3. ↑ Carr, B. J.; Hawking, S. W. (1 de agosto de 1974). «Black holes in the early Universe». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 168: 399-416. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/168.2.399. Consultado el 20 de diciembre de 2021. 
4. ↑ Cappelluti, Nico; Hasinger, Günther; Natarajan, Priyamvada (17 de septiembre de 2021). «Exploring the high-redshift PBH-$\Lambda$CDM Universe: early black hole seeding, the first stars and cosmic radiation backgrounds». arXiv:2109.08701 [astro-ph]. Consultado el 20 de diciembre de 2021. 
5. ↑ «Nuevo estudio podría confirmar una predicción hecha por Stephen Hawking sobre el papel de los agujeros negros en el origen del universo». RT en Español. Consultado el 20 de diciembre de 2021. 
6. ↑ NASA (ed.). «Algunas Teorías Ganan, Otras Pierden». Archivado desde el original el 21 de febrero de 2008. Consultado el 10 de octubre de 2007. , utilizando los datos del WMAP
7. ↑ ^{a b} Cline, David B. (marzo de 2003). La Búsqueda de la Materia Oscura. Scientific American. Archivado desde el original el 12 de octubre de 2007. Consultado el 10 de octubre de 2007. 
8. ↑ Freese, Katherine; Brian Fields, David Graff. Muerte de los Candidatos a Materia Oscura Bariónica Estelar. arΧiv:astro-ph/0007444.  La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
9. ↑ Freese, Katherine; Brian D. Field, David S. Graff. Muerte de la Materia Oscura Bariónica Estelar. arΧiv:astro-ph/0002058.  La referencia utiliza el parámetro obsoleto |coautores= (ayuda)
10. ↑ ESA (ed.). «El XMM descubre parte de la materia perdida del universo». Archivado desde el original el 9 de mayo de 2008. Consultado el 8 de mayo de 2008.