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24/12/13 - DJ:

Ni caliente ni fría: la teoría apunta a la materia oscura templada

T.E.L: 3 min. 43 seg.

Dos investigadores argentinos y un italiano elaboraron matemáticamente el espectro cosmológico de la materia oscura. Los neutrinos estériles, tiemblan...

Un equipo de investigadores del Observatorio de París, la Universidad Pierre y Marie Curie (UPMC) y la Universidad Milano-Biccoca, calcularon por primera vez el espectro de las fluctuaciones cosmológicas para diferentes tipos de materia oscura y obtuvieron la explicitación matemática en términos de masa de partículas y otros parámetros.
Esos espectros brindan los datos iniciales para la formación de estructuras en el universo y permiten identificar los parámetros físicos en los diferentes esquemas y evolución (lineal o no lineal) de las estructuras cósmicas y galaxias. Estos resultados teóricos son relevantes para ser comparados con observaciones de galaxias distantes (con alto corrimiento al rojo, z) y tiene implicaciones para la formación estelar.

Contexto
El 81% de la materia en el universo está compuesta de materia oscura [#1]. Es diferente de la ordinaria visible formada por átomos ya que no se percibe (porque no tiene interacción electrodébil) y se manifiesta a través de la acción gravitatoria. Para los modelos actuales esta materia resulta esencial para la composición de galaxias. Como resultado, la materia oscura y la gravedad juegan un rol decisivo en la formación y estructura de las galaxias.
La materia oscura aparece como tesis cuando se realizaron observaciones de la rotación de galaxias que no coincidían con la teoría gravitatoria (la de Newton). Esa discrepancia mereció diferentes hipótesis: Que la teoría de Newton requiere una corrección; o que existe algo en y entre las galaxias que no puede ser observado con instrumentos que detectan radiación.
Hay investigadores ocupados en lo primero. Respecto de la segunda hipótesis se abrieron varias alternativas: cuerpos masivos "oscuros" como agujeros negros o planetas o bien un tipo de materia no conocida hasta entonces. A esta división se la conoce como materia oscura bariónica (compuesta por bariones, como la materia que conocemos) y no bariónica, respectivamente. La bariónica parece descartada.
Para los cosmólogos los tres tipos de materia oscura no bariónica posibles son:
1-Fría (CDM), consistente en partículas muy pesadas, muy lentas (velocidad casi cero), por lo que están casi congeladas. (m ∼ 1 − 1000 GeV). Son las WIMP.
2-Caliente, consistente en partículas de muy poca masa y altas velocidades, cercanas a la de la luz. Sin embargo las observaciones de estructuras de gran escala y galaxias han mostrado que la materia oscura caliente es incapaz de formar galaxias, por lo que ya no se la considera.
3-Tibia(WDM): formada por partículas con masa en escalas de energía intermedia (m ∼ 1 keV) con sus correspondientes velocidades. Para grandes escalas, el modelo de materia oscura tibia arroja los mismos resultados que la materia oscura fría y es consistente con las observaciones de anisotropías del CMB (Fondo Cósmico de Microondas). Serían neutrinos estériles.

El trabajo
La evolución de las fluctuaciones primordiales durante los diferentes períodos de expansión del universo llevó a la formación de las estructuras que hoy se observan. El equipo resolvió matemáticamente esa evolución desde el big bang al presente y obtuvo el espectro de la materia oscura templada, sus propiedades y su comparación con la materia oscura fría. Estos espectros proveen los datos iniciales para la formación de estructuras y permiten identificar los parámetros físicos en los diferentes modelos de formaciones cósmicas: el modelo lineal (cuando las fluctuaciones son bajas), y el no-lineal (cuando las estructuras están formadas) y arrojan estos resultados:
1-Estructuras no lineales de materia oscura templada se comenzaron a formar después que en el caso de la materia oscura fría.
2-En ese régimen, la formación de estructuras comenzó más temprano para objetos pequeños que para los más grandes, por lo que hay un esquema jerárquico.
3-El efecto de remover las subestructuras de pequeña escala en materia oscura templada comparada con la fría incrementa con el corrimiento al rojo y las estructuras formadas con WDM reproduce las observaciones en todas las escalas.

Fig.1: Fluctuaciones primordiales de materia oscura fría: Producen las estructuras cósmicas de gran escala, pero resultan en muchas pequeñas formaciones no observadas. Ese es el problema de la CDM, la sobreabundancia de "satélites".

Fig.2: Fluctuaciones primordiales de materia oscura templada: Producen las estructuras grandes observadas y también el correcto número de pequeñas, en menor cantidad. La razón para ese efecto de remoción de pequeñas esctructuras es la masa y velocidad de las partículas.


Fig.3: Regímenes lineal y nolineal para diferentes tipos de WDM. La CDM se indica en la línea celeste. (El resto de las líneas son modelos de WDM como el de Dodelson-Widrow).
El diagrama muestra en la vertical el logaritmo de [0,7M/Sol] donde M es la masa de galaxias, versus los corrimientos al rojo z en la línea horizontal. Para grandes masas, la materia oscura fría y tibia arrojan resultados similares. Difieren principalmente para las pequeñas estructuras y para z>4, de allí la importancia de observaciones en esa escala.

Implicaciones
Las predicciones teóricas permiten la comparación con observaciones de estructuras distantes (gran z, entre 4 y 12). Tiene implicaciones en la formación de estrellas jóvenes: la acción de la WDM en la materia ordinaria produce la formación de filamentos con núcleos estelares o protoestelares a través del proceso de fragmentación. Precisamente los resultados de recientes observaciones con Herschel apuntan a la formación de estrellas a través de filamentos con esas características. Además, por desintegración, la WDM puede también estimular la producción de hidrógeno molecular y acelerar la formación de estrellas a un elevado z.

Los investigadores
Claudio Destri es investigador de la Universidad Milano-Bicocca e INFN.
Norma G. Sánchez y Héctor J. de Vega son dos investigadores argentinos radicados en Francia, en CNRS, LERMA, Observatorio de París. La Dra. Sánchez es la directora de la escuela "Daniel Chalonge".

Fuentes y links relacionados


  • C. Destri, H. J. de Vega, N. G. Sanchez
    Warm dark matter primordial spectra and the onset of structure formation at redshift z
    Phys. Rev. D88, 083512 (2013)
    DOI:10.1103/PhysRevD.88.083512
    arXiv:1308.1109v2 [astro-ph.CO]
  • Chalonge Scientific News (pdf): Dark Matter cosmological spectra and the beginnings of Structure Formation
  • [#1]Según la misión Planck, la distribución sería de 26,8% materia oscura; 4,9% materia ordinaria; 68,3% energía oscura.
Sobre las imágenes

  • Créditos de las Fig.1-3: C. Destri , H.J. de Vega y N.G. Sanchez.
  • Imagen inicial, Crédito: ESA / Planck Collaboration.
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