Cúmulos de galaxias y materia oscura.

Abell 262, Abell 383, Abell 1413 y Abell 2390: ¿Es la materia oscura más "difusa" que "fría"?
Cúmulos de galaxias en imagen compuesta.
Imagen compuesta que combina rayos x y óptico.


Cúmulos de galaxias, imagen en visión óptica.

Los astrónomos han utilizado datos del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA para estudiar las propiedades de la materia oscura, la sustancia misteriosa e invisible que constituye la mayoría de la materia en el universo. El estudio, que involucra a 13 racimos de galaxias, explora la posibilidad de que la materia oscura sea más "borrosa" que "fría", quizás incluso añadiendo más complejidad a la que rodea este enigma cósmico.

Durante varias décadas, los astrónomos han sabido de la existencia de la materia oscura. Aunque no puede ser observada directamente, la materia oscura interactúa a través de la gravedad con la materia normal, radiante (es decir, cualquier cosa hecha de protones, neutrones y electrones agrupados en átomos). Aprovechando esta interacción, los astrónomos han estudiado los efectos de la materia oscura usando una variedad de técnicas, incluyendo observaciones del movimiento de estrellas en galaxias, el movimiento de galaxias en racimos de galaxias y la distribución de rayos X que emiten gas caliente en racimos de galaxias . La materia oscura también ha dejado una huella en la radiación que sobró del Big Bang hace 13.800 millones de años.

El Chandra.

Sin embargo, los astrónomos han estado luchando durante décadas para entender las propiedades detalladas de la materia oscura. En otras palabras, les gustaría saber cómo se comporta la materia oscura en todos los ambientes y, en última instancia, de qué está hecha.

El modelo más popular asume que la materia oscura es una partícula más masiva que un protón que es "frío", lo que significa que se mueve a velocidades mucho más pequeñas que la velocidad de la luz. Este modelo ha sido exitoso en explicar la estructura del universo en escalas muy grandes, mucho más grandes que las galaxias, pero tiene problemas con explicar cómo la materia se distribuye en las escalas más pequeñas de las galaxias.

Por ejemplo, el modelo de materia oscura fría predice que la densidad de materia oscura en el centro de las galaxias es mucho mayor que en las regiones circundantes cercanas al centro. Debido a que la materia normal es atraída por la materia oscura, también debe tener un fuerte pico de densidad en el centro de las galaxias. Sin embargo, los astrónomos observan que la densidad de la materia oscura y materia normal en el centro de las galaxias está mucho más uniformemente extendida. Otro problema con el modelo de la materia oscura fría es que predice un número mucho mayor de pequeñas galaxias orbitando alrededor de galaxias como la Vía Láctea que los astrónomos realmente ven.

Para abordar estos problemas con el modelo de materia oscura fría, los astrónomos han sugerido modelos alternativos donde la materia oscura tiene propiedades muy diferentes. Uno de estos modelos aprovecha el principio de la mecánica cuántica de que cada partícula subatómica tiene una onda asociada a ella. Si la partícula de materia oscura tiene una masa extremadamente pequeña, aproximadamente diez mil billones de trillones de veces menor que la masa de un electrón, su longitud de onda correspondiente será de unos 3.000 años luz. Esta distancia desde un pico de la ola a otro es aproximadamente un octavo de la distancia entre la Tierra y el centro de la Vía Láctea. Por el contrario, la longitud de onda más larga de la luz, una onda de radio, es solamente algunas millas de largo.

Las olas de diferentes partículas en estas grandes escalas pueden superponerse e interferir unas con otras como las ondas en un estanque, actuando como un sistema cuántico en escalas galácticas en lugar de atómicas.

La gran longitud de onda de la onda de las partículas significa que la densidad de la materia oscura en el centro de las galaxias no puede ser fuertemente elevada. Por lo tanto, para un observador fuera de una galaxia estas partículas parecerían borrosas si pudieran ser detectadas directamente, por lo que este modelo ha sido llamado materia oscura difusa. Debido a que la materia normal es atraída por la materia oscura, también se extenderá a grandes escalas. Esto explicaría naturalmente la falta de un fuerte pico en la densidad de la materia en el centro de las galaxias.

Este modelo simple ha sido exitoso en explicar la cantidad y ubicación de la materia oscura en galaxias pequeñas. Para galaxias grandes, se ha necesitado un modelo más complicado de materia oscura difusa. En este modelo, las concentraciones masivas de materia oscura pueden conducir a estados cuánticos múltiples (llamados "estados excitados"), en los que las partículas de materia oscura pueden tener diferentes cantidades de energía, similar a un átomo con electrones en órbitas de energía superior. Estos estados excitados cambian cómo la densidad de materia oscura varía con la distancia lejos del centro del racimo de la galaxia.

En un nuevo estudio, un equipo de científicos utilizó observaciones de Chandra del gas caliente en 13 conglomerados de galaxias para ver si el modelo de materia oscura difusa funciona a escalas más grandes que la de las galaxias. Utilizaron los datos de Chandra para estimar la cantidad de materia oscura en cada grupo y cómo la densidad de esta materia varía con la distancia del centro del racimo de la galaxia.

El gráfico muestra cuatro de los 13 cúmulos de galaxias utilizados en el estudio. Los racimos son, comenzando en la parte superior izquierda y en sentido horario, Abell 262, Abell 383, Abell 1413 y Abell 2390. En cada una de estas imágenes, los datos de rayos X de Chandra son rosados, mientras que los datos ópticos son rojo, verde y azul.

Al igual que con los estudios de galaxias, el modelo más simple de la materia oscura difusa donde todas las partículas tienen la menor energía posible no estaba de acuerdo con los datos. Sin embargo, encontraron que el modelo en el que las partículas tenían diferentes cantidades de energía, los "estados excitados", daba un buen acuerdo con los datos. De hecho, el modelo de materia oscura difusa puede igualar las observaciones de estos 13 grupos galácticos igual o bien Incluso mejor que un modelo basado en materia oscura fría.

Este resultado muestra que el modelo de materia oscura difusa puede ser una alternativa viable a la materia oscura fría, pero se necesita más trabajo para probar esta posibilidad. Un efecto importante de los estados excitados es dar ondulaciones, u oscilaciones, en la densidad de la materia oscura como una función de la distancia lejos del centro del racimo. Esto produciría ondulaciones en la densidad de la materia normal. La magnitud esperada de estas ondulaciones es menor que la actual incertidumbre en los datos. Se necesita un estudio más detallado para probar esta predicción del modelo.

Un documento que describe estos resultados fue recientemente aceptado para su publicación en los Avisos Mensuales de la Royal Astronomical Society y está disponible  en linea. Los autores son Tula Bernal (Instituto Politécnico Nacional, Ciudad de México), Victor Robles (Universidad de California, Irvine) y Tonatiuh Matos (Instituto Politécnico Nacional).

El Centro de Vuelo Espacial Marshall de la NASA en Huntsville, Alabama, administra el programa de Chandra para la Dirección de Misión Científica de la NASA en Washington. El Smithsonian Astrophysical Observatory en Cambridge, Massachusetts, controla la ciencia de Chandra y las operaciones de vuelo.

Créditos para Abell 262:
Rayos X : NASA / CXC / Cinestav / T.Bernal et al .; 
Óptico: Adam Block / Mt. Lemmon SkyCenter / U. Arizona
Constelación: Andromeda.

Créditos para Abell 383:
Rayos X: NASA/CXC/Cinestav/T.Bernal et al.; 
Optical: NASA/STScI
Constelación: Eridanus.

Créditos para Abell 1413:
Rayos X: NASA/CXC/Cinestav/T.Bernal et al.; 
Optical: NASA/STScI
Constelación: Leo

Créditos para Abell 2390:
Rayos X: NASA/CXC/Cinestav/T.Bernal et al.; 
Optical: NASA/STScI
Constelación: Pegasus.

Publicado en Chandra el 28 de abril del 2.017.

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