INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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La materia oscura

 

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La materia oscura intergaláctica

 

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La naturaleza de la materia oscura exótica

 

Los detectores de materia oscura exótica

 


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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.

 

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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.

 

 

 

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

 

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