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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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La naturaleza de la materia oscura bariónica

 

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La expansión del Universo
El principio del Universo y la paradoja de Olbers
La edad del Universo por la constante de Hubble
La edad del Universo por sus constituyentes
La aceleración de la expansión y la energía oscura

La materia oscura
La materia oscura en las galaxias
La materia oscura intergaláctica
La naturaleza de la materia oscura bariónica
La observación de las enanas rojas y marrones
La microlente gravitacional
La naturaleza de la materia oscura exótica
Los detectores de materia oscura exótica

El futuro del Universo
El futuro de las estrellas, galaxias y cúmulos
La evaporación de los agujeros negros
La desaparición de la materia
La posibilidad de un Big Crunch

 

 

 

 

Hubble_ultra_deep_field

El campo ultra profundo de Hubble, una imagen de una pequeña porción del cielo en la constelación Fornax (el horno), tomada por el telescopio espacial Hubble del del 3 de septiembre de 2003 al 16 de julio de 2004. Se eligió la porción de cielo, ya que posee pocas estrellas brillantes cercanas. Crédito: NASA and the European Space Agency.

 

La naturaleza de la materia oscura bariónica

Enfrentados al desafío principal que les pone la materia oscura, los astrofísicos se propusieron descubrir su naturaleza física. Dos tipos de posibilidades se presentaron entonces: aquéllas que recurren a astros constituidos de materia ordinaria, por ejemplo, los cuerpos poco luminosos, y aquéllas que se basan en la introducción de partículas no ordinarias calificadas de exóticas. Analicemos aquí los candidatos posibles formados de materia ordinaria o bariónica, es decir, de neutrones y protones.

Las enanas rojas

Una de las soluciones más simples es recurrir a las estrellas menos brillantes: las enanas rojas. Estas estrellas forman parte de la secuencia principal, pero se distinguen por su baja masa, entre el ocho y el 80 por ciento de la del Sol. Por esta razón, su superficie es relativamente fría, apenas algunos millares de grados, y su luminosidad muy escasa, entre una diezmilésima y algunas décimas de la del Sol. Estas estrellas pasan así inadvertidas si se encuentran más allá de nuestra vecindad inmediata.

Es estudiando las enanas rojas más cercanas que los astrónomos se dieron cuenta que estas estrellas poco brillantes son muy numerosas. Así, en la vecindad del Sol, una estrella de cada dos es una enana roja, aunque muy pocas de ellas figuran entre los millares de estrellas visibles a simple vista. Los astrónomos son, pues, muy naturalmente inducidos a pensar que las galaxias podían ser dominadas en número por estas estrellas casi invisibles. Su presencia aumentaría la masa total de una galaxia sin afectar verdaderamente su luminosidad global.

 

RedDwarfNASA

 

Concepción artística de una enana roja. Crédito: NASA/Walt Feimer

 

Las enanas marrones

 

Otra solución consiste en recurrir a astros aún menos masivos: las enanas marrones. Se designan por este término las estrellas cuya masa es inferior al ocho por ciento de la del Sol. Debido a esta masa demasiado baja, el núcleo de estas estrellas no está suficientemente comprimido y caliente para que las reacciones nucleares de fusión puedan establecerse. Las enanas marrones son, así pues, estrellas malogradas que no emiten luz y son prácticamente imposibles de observar, incluso en la vecindad inmediata del Sol. Estas propiedades las hacen candidatas perfectas para la materia oscura.

Observemos que la masa mínima de las enanas marrones es varias veces la masa de Júpiter. Lo que diferencia estas estrellas de los planetas gigantes es su modo de formación. Como todas las estrellas, las enanas marrones se forman durante el colapso de una nube de gas, mientras que los planetas se forman por acumulación de granos de polvo.

 

2M1207b_First_image_of_an_exoplanet

 

Imagen compuesta que muestra un exoplaneta (la zona roja abajo a la izquierda), en rotación en torno a 2M1207, una Enana marrón (en el centro). 2M1207b es el primer exoplaneta directamente fotografiado, y el primer descubrimiento cerca de un enana marrón. La fotografía se tomó por primera vez en 2004. Su carácter de planeta y sus características se confirmaron en 2005 después de un año de observación. 2M1207b es una gigante gaseosa cinco veces más grande que Júpiter. Está dos veces más distante de su estrella que Neptuno del sol. Este sistema está a una distancia de 230 años-luz de la tierra, en la constelación de Hydra. Foto basada en tres exposiciones en el infrarrojo cercano (bandas H, K y L) con el telescopio de 8,2 m “Yepun” del observatorio de la ESO sobre el Cerro Paranal.
Fuente: http://www.eso.org/public/images/26a_big-vlt/

 

Los planetas

 

Otra explicación posible de la materia oscura bariónica es la presencia en las galaxias de una gran cantidad de planetas, en particular planetas masivos como Júpiter. Sin embargo, cuerpos de esta naturaleza no pueden proporcionar una enorme proporción de materia oscura. En efecto, los planetas contienen elementos más pesados que el hidrógeno o el helio. Ahora bien, estos elementos son raros en el Universo, sólo representan un solo núcleo por cien núcleos de hidrógeno, como todas las observaciones lo confirman

Los residuos de estrellas

Por fin, se puede recurrir a los tres tipos de residuos estelares: enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro. La contribución de los dos últimos tipos está limitada por la observación. En efecto, estrellas de neutrones y agujeros negros aparecen durante la explosión de una supernova que da nacimiento a una gran cantidad de elementos pesados. Como estos últimos son raros, el número de explosiones que tiene lugar, por lo tanto, el número de residuos estelares de este tipo, debe ser relativamente escaso.

¿Cuáles de estos candidatos contribuyen realmente a la masa oscura bariónica? La respuesta está obviamente en las observaciones.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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