Materia Oscura Y El Modelo De Materia Oscura Fría
El universo se ha definido como todo lo que existe en forma de energía y materia, pero representa para los científicos un gran enigma; ya que a pesar de lo mucho que se ha estudiado es poco lo que a ciencia cierta se sabe de él, se contempla que su distribución es de 5% materia bariónica, 23% materia oscura y 73% energía oscura. la materia y energía oscura en la actualidad han tomado un papel vitalicio en cuanto a la explicación de fenómenos presentes en el universo como la expansión acelerada e interacciones gravitacionales que no se pueden explicar sencillamente.
El termino materia oscura fue propuesto por Fritz Zwicky en 1933, al notar que existía una masa no visible que alteraba las velocidades orbitales de los cúmulos de estrellas, pero fue Horace Babcock quien hizo mediciones que dieron pie para el descubrimiento de esta materia, a pesar de que actualmente se conoce un poco más de ella gracias a las mediciones de Vera Rubin y Kent Ford, su naturaleza es una de las incógnitas más grandes que se tienen en la actualidad, sin embargo, se le atribuyen propiedades como la no interacción con ondas electromagnéticas, es decir, no las emite y tampoco las absorbe por lo que es prácticamente invisible a los telescopios, se sugiere que es estable o tiene una vida media más grande que la del universo debido a que no se descompone en otros elementos. Se sabe que es materia debido a que existen interacciones gravitacionales con la materia ordinaria y esta ha sido una de las pruebas más contundentes de su existencia. Estas interacciones gravitacionales de la materia oscura producen fenómenos ya mencionados como las curvas de rotación, la dinámica que se maneja al interior de los cúmulos, anisotropías de la radiación cósmica de fondo, choques entre cúmulos de galaxias.
Existieron candidatos a materia oscura bariónicos y no bariónicos, entre los candidatos bariónicos estuvieron múltiples objetos astronómicos que finalmente se descartaron porque no contribuyen de manera significativa a la densidad critica del universo y entre los no bariónicos estuvieron los neutrinos del modelo estándar, pero se descartaron debido a que la formación de estructuras se daría de forma anti jerárquica y esta entra en conflicto con las observaciones cosmológicas obtenidas. En la actualidad se ha considerado que está materia oscura se compone de partículas que siguen sin ser descubiertas como Neutrones estériles, axiones, WIMPs (Weakly interacting massive particles), entre una gran variedad.
Estas propuestas de partículas han llevado a la clasificación de la materia oscura de acuerdo a las velocidades de desacoplo de las partículas en el momento de separarse del plasma primitivo, donde se le denomina caliente a aquella partícula que al momento de desacoplarse tiene una velocidad relativista, fría a aquella partícula que adquiere una velocidad baja o no relativista y tibia a una con características intermedias.
Las observaciones han llevado a determinar que un modelo de materia oscura fría es concordante con lo obtenido y que los WIMPs, más específicamente los neutralinos; una partícula liviana supersimetríca, hacen parte de la propuesta más exitosa hasta el momento ya que ajusta con gran exactitud las anisotropías de la radiación cósmica de fondo, las curvas de rotación son consistentes y las simulaciones obtenidas al usar n-cuerpos son compatibles con la estructura a gran escala. A pesar de su éxito este modelo presenta dificultades al momento de ser un modelo convincente ya que no se han obtenido resultado por medio de los métodos de detección directa y este modelo en particular se ve afectado por la cantidad de galaxias satélites existentes prediciendo un número mayor de subestructuras a las observadas, pero se han corregido debido a núcleos activos de galaxias, supernovas y efectos de la reionización, observaciones del “hueco local” que muestran que contiene menos galaxias que las predichas por el modelo.
