¿Cómo calculan las personas las proporciones de materia oscura, energía oscura y materia bariónica del universo?

Question

La página de Wikipedia sobre materia oscura menciona que la misión Planck reveló que en nuestro universo la materia bariónica ordinaria, la materia oscura y la energía oscura están presentes en la proporción: 4.9%, 26.8% y 68.3% respectivamente. No entiendo exactamente cómo se obtuvo este resultado. ¿La misión Planck escaneó el universo entero tal como está hoy en día para obtener estas cifras o solo una parte del universo? (¿Realmente es posible escanear el universo entero si es infinitamente grande?) ¿Puede alguien explicar el principio detrás del cálculo?

También noto que las cifras anteriores se dan en términos de porcentajes. ¿Puedo obtener los valores absolutos de las cantidades individuales como, energía oscura total = .... Julios en el universo?

En caso de que solo se haya escaneado una parte, ¿es posible que en el futuro estas cifras cambien si una porción más grande del universo es escaneada por otra misión?

Answer 1

No está claro si estás pidiendo detalles sobre cómo se analiza el espectro de potencia de la radiación cósmica de fondo (CMB), o si se trata de una pregunta general sobre cómo se realiza este tipo de medición. Supondré lo último, espero que esto sea de interés para otros aunque no sea lo que pretendías.

Hay una buena discusión del procedimiento en el artículo de Wikipedia sobre el modelo Lambda-CDM, que a menudo se describe como cosmología de concordancia.

Es muy común en Física que no puedas medir directamente una cantidad. En su lugar, construyes un modelo matemático para describir tus resultados experimentales, en el que la cantidad que estás tratando de determinar es un parámetro ajustable. Luego pasas tus resultados a una gran computadora que ajusta el parámetro para obtener el mejor ajuste a partir del experimento. El resultado es tu medición, pero es una medición indirecta. Prácticamente todo lo medido por el LHC en realidad es un mejor ajuste obtenido a partir de un modelo matemático.

Así es como se determina la proporción de materia bariónica, etc. Una descripción mínima del universo requiere seis parámetros:

• densidad física de bariones
• densidad física de materia oscura
• densidad de energía oscura
• índice espectral escalar
• amplitud de fluctuación de curvatura
• profundidad óptica de la reionización

(No, tampoco sé qué son los últimos tres, pero como siempre, Wikipedia es tu amiga.)

Planck no midió el CMB en todo el universo, sin embargo, midió el CMB tal como se ve desde la Tierra en todas direcciones. Asumimos que el universo es homogéneo e isotrópico, por lo que los resultados medidos desde la Tierra deberían ser básicamente iguales a los medidos en cualquier otro lugar del universo.

De todos modos, se construye un modelo matemático para describir el CMB utilizando estos seis parámetros, luego una computadora ajusta los valores para obtener el mejor ajuste. El resultado son los valores calculados para la fracción de materia bariónica, etc. Como mencionó dmckee, un ajuste similar se puede hacer para otras mediciones como las oscilaciones acústicas bariónicas, y reconfortantemente los resultados están en línea con el ajuste de CMB.

Los valores pueden y cambian a medida que más datos están disponibles. Antes de Planck, el cálculo se realizaba utilizando los datos de WMAP, y las mediciones de Planck (mucho más precisas) revisaron los valores determinados a partir de los datos de WMAP. Mediciones futuras pueden provocar una revisión adicional, sin embargo, es probable que solo aumente la precisión en lugar de una revisión completa de nuestros modelos actuales.

Answer 2

Existen tres técnicas principales para medir los parámetros cosmológicos $\Omega_\Lambda$ (densidad de energía oscura) y $\Omega_M$ (densidad de materia): los corrimientos al rojo de supernovas, las mediciones del CMB y las mediciones de las oscilaciones acústicas de bariones (BAO). Cada una de estas es suficiente individualmente para descartar una cosmología sin energía oscura ($\Omega_\Lambda=0$). Combinar las tres proporciona una verificación de consistencia y también resulta en una mejor determinación de $\Omega_\Lambda$ y $\Omega_M$ de la que se podría obtener de una sola. La técnica BAO es más sensible a $\Omega_M$, las supernovas a $\Omega_\Lambda-\Omega_M$ y el CMB a $\Omega_\Lambda+\Omega_M$. La figura a continuación muestra los parámetros cosmológicos de nuestro universo, después de Perlmutter 1998 y Kowalski 2008. Las tres regiones sombreadas representan las regiones de confianza del 95% para los tres tipos de observaciones.

La densidad de materia $\Omega_M$ se puede desglosar en materia bariónica y no bariónica (materia oscura). Hay varias formas de hacer esto (Roos 2012):

(1) Tenemos modelos de nucleosíntesis durante la era poco después del Big Bang (antes de la formación de las primeras estrellas). Las abundancias relativas observadas de hidrógeno, helio y deuterio no pueden reconciliarse con la densidad de materia no relativista inferida de los datos observacionales. Si la densidad de masa inferida fuera totalmente debido a la materia bariónica, entonces las reacciones nucleares en el denso universo temprano deberían haber procedido relativamente eficientemente, conduciendo a una proporción mucho mayor de helio a hidrógeno y una abundancia mucho menor de deuterio.

(2) También se requiere la existencia de materia no bariónica para conciliar la densidad observada de galaxias con la fuerza observada de las fluctuaciones del CMB.

(3) En la fusión de cúmulos de galaxias se ha observado que el potencial gravitacional está desplazado del plasma radiante.

Kowalski 2008, http://arxiv.org/abs/0804.4142

Perlmutter, 1998, http://arxiv.org/abs/astro-ph/9812133

Roos, 2012, http://arxiv.org/abs/1208.3662

Answer 3

La cantidad de materia oscura se puede calcular mediante lentes gravitacionales. A escala cósmica, cuando hay una fuente grande de luz L, como la luz de una galaxia que se encuentra detrás de un cuerpo de gran masa (materia visible + invisible) M, la masa de M actúa como una lente y dobla la luz de L. Por lo tanto, cuando observamos este sistema, observaremos múltiples imágenes de L alrededor de M. Debido a que entendemos la relatividad general, podemos trabajar hacia atrás y calcular cuánta masa debería haber en el sistema para producir esa imagen. Esto dará la masa total del sistema y si resta la masa visible, obtendrá la cantidad de materia oscura en ese sistema. Lo que observamos es que la proporción de materia visible y oscura permaneció aproximadamente igual, alrededor del 25-30%, en múltiples observaciones, por lo tanto, tiene la cantidad de materia oscura dada en %, que es bastante constante en diversas observaciones, aunque la masa de las galaxias involucradas en cada observación podría variar. Extrapolando este hecho, decimos que alrededor del 30% del universo es materia oscura.

Para la energía oscura, una vez que se estima la materia visible total + materia oscura, primero calculamos la energía total conocida del universo que proviene de toda la materia visible + toda la radiación + todo lo demás que se puede contabilizar. Luego observamos la tasa de expansión del universo y calculamos cuánta energía se necesita para hacer que el universo acelere a la tasa observada. Descubrimos que esta energía requerida es mucho más que la energía contabilizada de la materia visible y oscura. La diferencia entre la energía conocida y la energía requerida es igual a la energía oscura.