tde-i18n/tde-i18n-es/docs/tdeedu/kstars/darkmatter.docbook

<sect1 id="ai-darkmatter">

<sect1info>
<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
><address
> <email
>mutlaqja@ku.edu</email>
</address
></affiliation>
</author>
</sect1info>

<title
>Materia oscura</title>
<indexterm
><primary
>Materia oscura</primary>
</indexterm>

<para
>Los científicos se encuentran hoy en día cómodos con la idea de que el 90% de la masa del universo está en una forma de materia que no puede ser vista. </para>

<para
>Aunque disponemos de mapas fiables del universo cercano que cubren el espectro desde las ondas de radio hasta los rayos gamma, únicamente somos capaces de contabilizar el 10% de la masa de lo que debe de haber ahí fuera. Como dijo Bruce H. Margon, un astrónomo de la Universidad de Washington, en el periódico New York Times en 2001: <citation
>Es una situación súmamente embarazosa admitir que no logramos hallar el 90% del universo</citation
>. </para>

<para
>El término que identifica a esta <quote
>masa perdida</quote
> es el de <firstterm
>materia oscura</firstterm
>, y esas dos palabras resumen muy bien todo lo que conocemos sobre este tema. Sabemos que hay <quote
>materia</quote
>, porque podemos ver los efectos de su influencia gravitacional. Sin embargo, la materia no emite una radiación electromagnética que sea detectable, por lo tanto es <quote
>oscura</quote
>. Existen varias teorías sobre la realidad de la masa perdida, que van desde exóticas partículas subatómicas hasta una población de agujeros negros aislados. También se habla de enanas blancas y y marrones. El término <quote
>masa perdida</quote
> puede conducir a error, ya que la masa como tal no está perdida, tan solo su luz. Pero, ¿qué es exactamente la materia oscura y cómo sabemos que existe si no podemos verla? </para>

<para
>La historia comenzó en 1933, cuando el astrónomo Fritz Zwicky estaba estudiando el movimiento de cúmulos masivos de galaxias distantes, en concreto el cúmulo Coma y el cúmulo Virgo. Zwicky estimaba la masa de cada galaxia en el cúmulo basándose en su luminosidad, y sumaba las masas de todas las galaxias para obtener la masa total del cúmulo. Entonces hizo una segunda estimación de la masa del cúmulo, independiente de la primera, basándose en las velocidades individuales de las galaxias en el cúmulo. Para su sorpresa, esta segunda estimación sobre la <firstterm
>masa dinámica</firstterm
> era <emphasis
>400 veces</emphasis
> mayor que la masa estimada basándose en la luz de las galaxias. </para>

<para
>Aunque en la época de Zwicky ya había una seria evidencia, hasta los años 70 los científicos no comenzaron a investigar más profundamente esta discrepancia. Fué en esa época cuando se empezó a tomar en serio la existencia de la materia oscura. La existencia de tal materia no sólo resolvería las deficiencias de masa en los cúmulos de galaxias, además tenía consecuencias mucho más importantes para la evolución y el destino del propio universo. </para>

<para
>Otro fenómeno que sugirió la existencia de la materia oscura fué la existencia de las curvas rotacionales en las <firstterm
>galaxias espirales</firstterm
>. Las galaxis espirales contienen una gran población de estrellas que orbitan alrededor del centro de la galaxia de forma casi circular, tal y como los planetas orbitan alrededor de una estrella. Al igual que las órbitas planetarias, las estrellas con grandes órbitas galácticas se espera que tengan una menor velocidad orbital (este es uno de los puntos de la tercera ley de Kepler). En realidad, la tercera ley de Kepler sólo se aplica a las estrellas cercanas al perímetro de una galaxia espiral, ya que asume que la masa rodeada por la órbita es constante. </para>

<para
>Sin embargo, los astrónomos han realizado observaciones de las velocidades orbitales de las estrellas en las partes más exteriores de un gran número de galaxias espirales, y ninguna de ellas seguía la tercera ley de Kepler como se esperaba. En vez de caer en un radio más grande, las velocidades orbitales permanecían insistentemente constantes. La explicación es que la masa rodeada por una órbita de radio grande aumenta, incluso en las estrellas que aparentemente se encuentran en el límite de la galaxia. Aunque parecen estar al borde de la parte luminosa de la galaxia, la galaxia tiene un perfil de masa que aparentemente se extiende más allá de las regiones ocupadas por las estrellas. </para>

<para
>Hay otra forma de pensar en ello. Considere las estrellas cercanas al perímetro de una galaxia espiral, con velocidades orbitales observadas típicamente en torno a los 200 kilómetros por segundo. Si la galaxia consistiese sólo de la materia que podemos ver, estas estrellas se separarían muy rápidamente de la galaxia, ya que sus velocidades orbitales son cuatro veces más grandes que la velocidad de fuga de la galaxia. Como parece que las galaxias no se deshacen, debe haber una masa en la galaxia con la que no contamos al sumar todas las partes que podemos ver. </para>

<para
>La literatura se ha visto surcada por varias teorías al respecto de la masa perdida, como las <acronym
>WIMP</acronym
>s (partículas masivas que interaccionan debilmente), <acronym
>MACHO</acronym
>s (objetos del halo masivos y compactos), agujeros negros primordiales, neutrinos masivos y otras más, cada una con sus pros y sus contras. Ninguna de las teorías ha sido aún aceptada por la comunidad astronómica, básicamente por la imposibilidad actual de contrastar unas hipótesis frente a otras. </para>

<tip>
<para
>Puede ver los cúmulos de galaxias que el profesor Zwicky estudió para descubrir la materia oscura. Utilice la ventana de búsqueda de objetos de &kstars; (<keycombo action="simul"
>&Ctrl;<keycap
>F</keycap
></keycombo
> ) para centrarse en <quote
>M 87</quote
> y encontrar el cúmulo de Virgo, y en <quote
>NGC 4884</quote
> para encontrar el cúmulo de Coma. Es posible que tenga que ampliar la imagen en esas galaxias. Tenga en cuenta que el cúmulo de Virgo parece ser mucho más grande en el cielo. En realidad Coma es el cúmulo más grande de los dos, aunque parecer se más pequeño debido a que se encuentra más lejos. </para>
</tip>
</sect1>