mediciones a principios de los años 60 del movimiento de galaxias

• mediciones a principios de los años 60 del movimiento de galaxias en cúmulos descubrieron una discrepancia
• había demasiada gravedad para el número de galaxias contadas = problema de materia oscura

La mayoría de las galaxias ocupan grupos o cúmulos con de 10 a cientos de
miembros. Cada grupo se mantiene unido por la gravedad de cada galaxia.
Cuanta más masa, mayores son las velocidades de los miembros, y este hecho
se puede usar para evaluar la presencia de materia invisible.

Las primeras mediciones indicaron que las galaxias en cúmulos se movían demasiado rápido para la cantidad de materia estimada
de contar las galaxias. Este alto movimiento también se detectó en otros estudios cinemáticos, como el binario.
galaxias, rotación de galaxias y movimiento a gran escala de supercúmulos. Esto se conoce como el problema de la materia oscura.

• mediciones posteriores mostraron que la materia oscura es la forma dominante de la materia en el Universo, hasta el 95% de la
  El universo está compuesto de materia oscura, pero su identificación nos ha eludido

Hasta el 95% de la masa en racimos no se ve, u oscuro. Desde el
La física de los movimientos de las galaxias es tan básica que no hay escapatoria
conclusión de que la mayoría del asunto en el universo no ha sido
identificado, y que el asunto que nos rodea es especial. La pregunta que
queda si la materia oscura es bariónica (normal) o una nueva sustancia.

• Si bien no hemos identificado la materia oscura, podemos estudiar sus propiedades.
• caracterizamos la influencia de la materia oscura mediante el estudio de la relación de masa a luz (M / L) sobre varios
  ubicaciones

De comparar las estimaciones de masa con la cantidad observada de luz de
galaxias, y de la abundancia de elementos ligeros, que hay un
problema con la fracción de la masa del universo que está en
Materia normal o bariones. La fracción de elementos ligeros indica
que la densidad del universo en bariones es solo del 2 al 4% de lo que
medir como la densidad observada. El resto de la masa parece ser
‘faltante’, que significa no observado u oscuro.

Exactamente cuánto del Universo está en forma de materia oscura es un
misterio y difícil de determinar, obviamente porque no es
visible. Tiene que inferirse por sus efectos gravitacionales en el
materia luminosa en el Universo (estrellas y gas) y generalmente es
expresado como la relación masa-luminosidad (M / L). Un alto M / L indica
mucha materia oscura, un bajo M / L indica que la mayor parte de la materia está en
la forma de materia bariónica, estrellas y remanentes estelares más gas.

Un punto importante para el estudio de la materia oscura es cómo se distribuye.
Si se distribuye como la materia luminosa en el Universo, eso más
de eso está en galaxias. Sin embargo, los estudios de M / L para un rango de escalas
muestra que la materia oscura se vuelve más dominante en escalas más grandes.

• la materia oscura forma los halos alrededor de las galaxias y el espacio intragrupo entre galaxias
• es cada vez más importante a gran escala, la esperanza inicial era que la materia oscura
  ser suficiente para cerrar el Universo (Omega = 1), sin embargo, su valor máximo en 0.3

Lo más importante, en escalas muy grandes de 100 Mpc (Mpc = megaparsec,
un millón parsecs y kpc =
1000 parsecs) la cantidad de materia oscura inferida está cerca del valor necesario
para cerrar el universo. Por lo tanto, es por dos razones que la materia oscura
problema es importante, uno para determinar cuál es la naturaleza de la oscuridad
¿Es una nueva forma de materia no descubierta ?, la segunda es la
determinar si la cantidad de materia oscura es suficiente para cerrar el
Universo.

• el problema clave para el siglo XXI es determinar la naturaleza de la materia oscura
• las búsquedas de materia oscura se han dividido en dos caminos, uno para buscar un candidato a materia oscura bariónica, como
  como viejas estrellas

No es demasiado sorprendente encontrar que al menos parte del asunto en el
El universo es oscuro ya que requiere energía para observar un objeto, y la mayoría
de espacio es frío y bajo en energía. ¿Puede la materia oscura ser alguna forma de
materia normal que es fria y no irradia energia? Por ejemplo,
estrellas muertas?

Una vez que una estrella ha agotado su combustible de hidrógeno, generalmente termina su vida como un
estrella enana blanca, enfriándose lentamente para convertirse en una enana negra. sin embargo, el
la escala de tiempo para enfriar a una enana negra es miles de veces más larga que la
edad del universo. Las estrellas de gran masa explotarán y sus núcleos lo harán
forman estrellas de neutrones o agujeros negros. Sin embargo, esto es raro y lo haríamos
necesita que el 90% de todas las estrellas se conviertan en supernova para explicar toda la oscuridad
importar.

• si bien existen remanentes estelares y objetos de baja masa, no parecen existir en los números necesarios
  explicar la materia oscura, por lo tanto, un segundo camino es considerar candidatos no bariónicos

Otra vía de pensamiento es considerar los objetos de baja masa. Estrellas que
son muy bajos en masa no logran producir su propia luz por termonuclear
fusión. Por lo tanto, muchas, muchas estrellas enanas marrones podrían formar la oscuridad
materia de población. O, incluso más pequeños, numerosos planetas del tamaño de Júpiter, o
incluso rocas simples, estarían completamente oscuras fuera de la iluminación de un
estrella. El problema aquí es que para maquillar la masa de toda la oscuridad
la materia requiere un gran número de enanas marrones, e incluso más de Júpiter o
rocas No encontramos muchos de estos objetos cerca, así que supongamos que
existe en la materia oscura halos no es compatible.

• la materia oscura es tan inusual que parece plausible que no esté compuesta de materia normal
• se consideran partículas conocidas y partículas nuevas

Una idea alternativa es considerar formas de materia oscura no compuestas de
quarks o leptones, más bien hechos de algún material exótico. Si el
el neutrino tiene masa, entonces sería un buen candidato para la materia oscura ya que
interactúa débilmente con la materia y, por lo tanto, es muy difícil de detectar.
Sin embargo, los neutrinos formados en el Universo temprano también tendrían masa,
y esa masa tendría un efecto predecible en el grupo de
galaxias, que no se ve.

Otra sugerencia es que existe una nueva partícula similar a la
neutrino, pero más masivo y, por lo tanto, más raro. Esto débilmente
La partícula masiva interactiva (WIMP) escaparía a la detección en nuestro
aceleradores de partículas modernos, pero ninguna otra evidencia de su existencia tiene
ha sido encontrado

• algunas soluciones no usan nuevas partículas sino que consideran efectos exóticos del Universo temprano

Las soluciones propuestas más extrañas al problema de la materia oscura requieren
El uso de reliquias o defectos poco entendidos del Universo temprano. Uno
escuela de pensamiento cree que los defectos topológicos pueden haber aparecido
durante la transición de fase al final de la era GUT. Estos defectos
habría tenido una forma de cadena y, por lo tanto, se llaman cadenas cósmicas.
Las cuerdas cósmicas contendrían los restos atrapados de la densidad anterior
fase del universo. Al ser de alta densidad, también serían altos en
masa pero solo son detectables por su radiación gravitacional.

Por último, el problema de la materia oscura puede ser una ilusión. En lugar de faltar
importa, la gravedad puede operar de manera diferente en escalas del tamaño de galaxias.
Esto nos haría sobreestimar la cantidad de masa, cuando es el
gravedad más débil para culpar. Esto no es evidencia de gravedad modificada en nuestro
experimentos de laboratorio hasta la fecha.

• el trabajo reciente con una supernova distante demuestra que el Universo no se está desacelerando hasta la gravedad desde
  materia normal y oscura, pero en cambio se está acelerando

Las observaciones y estimaciones actuales de la materia oscura es que el 20% de la materia oscura
la materia es probablemente en forma de neutrinos masivos, a pesar de que esa masa
es incierto. El otro 5% a 10% está en forma de restos estelares.
y enanas marrones de baja masa. El resto de la materia oscura se llama MDL (frío
materia oscura) de origen desconocido, pero probablemente frío y pesado. los
La combinación de todas estas mezclas solo hace del 20 al 30% de la cantidad de masa
necesario para cerrar el universo. Por lo tanto, el universo parece estar abierto,
es decir, Ω _M es 0.3.

Con la convergencia de nuestra medición de la constante de Hubble y Ω _M , el final apareció en el sitio para el
determinación de la geometría y edad de nuestro universo. Sin embargo, todo fue
lanzarse a la agitación recientemente con el descubrimiento de la energía oscura. Oscuro
La energía está implícita en el hecho de que el Universo parece ser
acelerando, en lugar de desacelerar, como lo descubrieron las observaciones de lugares distantes
supernovas

La observación cosmológica más directa que puede hacer es encontrar algún estándar
vela, un objeto con una luminosidad conocida, y sigue su cambio en aparente
luminosidad con la distancia (como mirar los faros de un automóvil distante).
El problema es que la mayoría de los objetos, como las galaxias, cambian de brillo desde
pasado hasta ahora. Un objeto que es constante es el brillo de una supernova,
pero hasta hace poco la tecnología para capturarlos a grandes distancias no era
disponible A continuación se muestran los resultados del proyecto de supernova de alto desplazamiento al rojo, un
combinación única de trabajo de telescopio espacial y terrestre.

• las observaciones SN requieren una constante cosmológica, una que domine el Universo muy temprano y el lejano
  futuro

Esta nueva observación implica que falta algo más en nuestro
comprensión de la dinámica del universo, en términos matemáticos esto significa
esa constante cosmológica adicional en la ecuación de Friedmann, Λ.
La implicación aquí es que hay algún tipo de presión en la tela.
del universo que está impulsando la expansión más rápido. Una presión es
generalmente asociado con algún tipo de energía, hemos llamado energía oscura.
Al igual que la materia oscura, no conocemos su origen o características.

Con una constante cosmológica, hay muchos tipos posibles de universos,
casi cualquier tipo de curvatura masiva o ligera, abierta o cerrada, abierta
o historia cerrada es posible. Además, con altas Λ, el Universo podría escapar rápidamente.

• Las observaciones de SN, cluster y CMB producen un rango estrecho de valores para Omega M, Lambda yk

Afortunadamente, las observaciones, como los datos SN y las mediciones del fondo cósmico de microondas, limitan la
posibles valores para la densidad de la materia y la constante cosmológica. El siguiente diagrama muestra el
resultados y elipses de error para estas tres observaciones. La densidad de la materia está limitada por el clúster.
observaciones para estar alrededor de 0.3. La planeidad del CMB obliga a un universo k = 0, como se espera por el inflacionario
cosmología (ver próxima conferencia). Por último, los datos SN contravienen el valor de la constante cosmológica.

• el modelo de referencia tiene valores de 0.7, 0.3 y 0 para constante cosmológica, materia y curvatura
• por lo tanto, vivimos en un universo abierto y plano

Los datos de SN dan Ω _Λ = 0.7 y
Ω _M = 0,3. Esto da como resultado Ω _k = 0, o una curvatura plana. Esto a veces se conoce como el Modelo de referencia que da
Una era del Universo de 12.500 millones de años.

¿Es este el final del trabajo cosmológico? Es poco probable que continúe llegando información continua sobre
condiciones cerca del Big Bang. Por ejemplo, la siguiente es una lista de los actuales
Se están considerando modelos para explicar los primeros momentos del Universo: casi estables
estado (desplazamientos al rojo no cosmológicos), espacio NUT (espacio de microlente), gravitación de Brans-Dicke
(la energía oscura se une a la materia oscura y los bariones), la cosmología Godel (inclusión de cizalladura y
rotación), geometría de Lyra (singularidades 2D o paredes de dominio), topologías complejas (dodecaédrica
universo en forma), expansión cardassiana (constante de Hubble no lineal), cuantificó todo
(partículas basadas en el radio del universo), comsología de auto-creación (sin horizontes), cosmológica
sincronización (factores cosmológicos afectan los procesos de fluctuación), universo hacia atrás
(La evolución procede a menos orden).