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La expansión y la edad del Universo
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
La materia oscura intergaláctica
Pares y grupos de galaxias
Las observaciones de la materia oscura por la
curva de rotación o la
agitación
de las estrellas conciernen a la vecindad inmediata de las galaxias. La masa y
el tamaño de los halos de materia oscura que se deducen sólo constituyen valores
mínimos. Para determinar estos parámetros más precisamente, es necesario aún
alejarse de las galaxias y estudiar la gravedad más allá de su vecindad
inmediata.
Para eso, se puede, por ejemplo, observar un par de galaxias en órbita una
alrededor de la otra. Esta clase de estudio es muy difícil, ya que los
movimientos relativos no son medibles, a menos de observar las galaxias a lo
largo de
miles de millones de años, lo que no es especialmente práctico. Por esta razón,
es necesario recurrir a argumentos estadísticos, lo que vuelve los resultados
menos fiables. Algunas observaciones, sin embargo, se han intentado, y han
mostrado que el tamaño y la masa de un halo típico son alrededor de diez
veces el de la galaxia visible.
Más bien que los pares, se puede igualmente considerar los
grupos de galaxias.
En ese caso, se mide la agitación de las galaxias dentro del grupo, lo que
permite considerar la intensidad de la gravedad, así pues, la masa del grupo.
Estos cálculos dan resultados similares a los obtenidos a partir de los pares.
Confirman que un halo típico posee un diámetro aproximadamente de 600.000
años-luz, a comparar con los 100.000 años-luz de la parte visible de nuestra
Galaxia. Confirman también que los halos de materia oscura tienen una masa más o
menos diez veces más grande que la parte visible.
Cúmulos de galaxias
Tras los grupos, podemos pasar a conjuntos aún más gigantescos, los cúmulos de
galaxias. Es por otra parte, estudiando los cúmulos, que el astrónomo suizo
Fritz Zwicky fue el primero, en 1933, en entrever el hecho de que la masa del
Universo pueda estar dominada por una materia invisible. Como en el caso de los
grupos, se mide la velocidad de las galaxias dentro del cúmulo y se deduce la
intensidad de la gravedad que estabiliza el conjunto, así pues, su masa total.
Estas observaciones han puesto de manifiesto que la masa total de un cúmulo es
mucho más grande que la masa de su contenido visible, pero también mayor que la
masa calculada teniendo en cuenta los halos de materia oscura. Por término medio,
la masa total de un cúmulo es alrededor de tres veces mayor que la suma de la
masa sus constituyentes, galaxias y halos incluidos, así pues, alrededor de
treinta veces mayor que la masa de sus constituyentes visibles.
Se puede deducir que la materia oscura tiene al menos dos componentes: los halos
que rodean las galaxias y una nube difusa distribuida en todo el espacio
intergaláctico dentro de los cúmulos. La materia visible ordinaria sólo
representa un pequeño porcentaje del total.
Estos resultados han sido confirmados por otro método, apoyándose en el efecto
de
lente gravitacional provocado por algunos cúmulos. En efecto, la desviación
de los rayos luminosos por este efecto depende de la masa del cúmulo en
cuestión, pero no de la naturaleza de esta masa. El análisis de las imágenes nos
permite, pues, medir la masa real de los cúmulos y hasta su distribución
general. Este método ha confirmado el factor tres entre la masa total de un
cúmulo y la suma de la masa de sus constituyentes, galaxias y halos incluidos.
Una imagen Sloan Digital Sky Survey/Telescopio Espacial Spitzer del Cúmulo de
Coma en ultravioleta y visible. NGC 4874 (centro derecha, bajo la estrella
brillante) y NGC 4889 (centro izquierda) son las dos galaxias elípticas gigantes
situadas en el centro del cúmulo y la gran galaxia espiral NGC 4921 (esquina
izquierda) Fuente: NASA/JPL-Caltech/GSFC/SDSS
La materia oscura a escala cosmológica
La existencia de la materia oscura ha sido confirmada en 2003 por el satélite WMAP
con otro método, esta vez a una escala cosmológica. WMAP tenía por misión
medidas de las escasas variaciones de temperatura de la
radiación fósil causadas
por las
fluctuaciones de densidad del Universo primordial. Comparando los datos
de WMAP a las predicciones de diferentes modelos cosmológicos, los astrofísicos
pueden deducir muy precisamente la proporción de cada tipo de materia o energía
en el contenido total del Universo.
El análisis de los resultados ha mostrado que la materia ordinaria
sólo constituye el 4,6 por ciento del contenido del Universo. Esta materia se
califica también de bariónica, ya que sus dos componentes principales, protones
y neutrones, son miembros de la categoría de los bariones en la física de las
partículas. Una materia oscura no bariónica, calificada de exótica, representa
el 23 por ciento del contenido. El resto, 73 por ciento, no está compuesto de
materia, sino de lo que se ha llamado
energía oscura.
La etapa siguiente en el estudio de la materia invisible del Universo consiste
en intentar comprender la naturaleza física de la
materia oscura bariónica,
invisible a nuestros telescopios pero constituida de materia ordinaria, y de la
materia oscura exótica, cuya naturaleza es más misteriosa. |
