En busca de la materia oscura. Dr. Pablo García Abia

Transcripción

1 En busca de la materia oscura Dr. Pablo García Abia

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3 Radiación Elementos químicos (aparte de H y He) Estrellas Gas H y He Materia oscura Energía oscura Adaptado de Rocky Kolb

4 Radiación Elementos químicos (aparte de H y He) Estrellas Gas H y He Materia oscura Energía oscura Adaptado de Rocky Kolb

5 Radiación Elementos químicos (aparte de H y He) Estrellas Gas H y He Materia oscura Energía oscura Adaptado de Rocky Kolb

6 el 95% del Universo es de naturaleza desconocida

7 el 95% del Universo es de naturaleza desconocida el lado oscuro del Universo

8 el 95% del Universo es de naturaleza desconocida Cómo sabemos que hay un 95% oscuro: expansión acelerada del Universo, efectos gravitatorios. el lado oscuro del Universo

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13 la energía deforma el espacio-tiempo

14 1929: el universo se expande Lemaître Slipher Hubble

15 1929: el universo se expande Lemaître Slipher Hubble H 0 70 (km/s)/mpc

16 1929: el universo se expande Lemaître Slipher Hubble 1/H 0 1.4x10 10 años

17 1929: el universo se expande 1998: la expansión del universo es acelerada Lemaître Slipher Hubble 1/H 0 1.4x10 10 años

18 1929: el universo se expande 1998: la expansión del universo es acelerada Lemaître Slipher Hubble 1/H 0 1.4x10 10 años

19 el 85% de la materia del Universo es oscura

20 el 85% de la materia del Universo es oscura Falta masa para explicar la gravedad observada:

21 el 85% de la materia del Universo es oscura Falta masa para explicar la gravedad observada: curvas de rotación de galaxias/cúmulos, velocidad de dispersión de galaxias, lentes gravitacionales en cúmulos de galaxias, CMB + BAO, ( muy técnico!), distorsiones en el desplazamiento al rojo (!), Supernovas tipo Ia, bosque Lyman α (!), formación de estructuras (supercúmulos).

22 Curvas de rotación de galaxias v ~ R -1/2

23 Curvas de rotación de galaxias v ~ R -1/2

24 Curvas de rotación de galaxias v ~ R -1/2 Casi todas las galaxias tienen un halo de materia oscura

25 CALIFA 238 galaxias

26 Lentes gravitacionales la energía deforma el espacio-tiempo

27 Lentes gravitacionales la energía deforma el espacio-tiempo

28 Abell 1689 (Virgo)

29 Abell 1689 (Virgo) La materia oscura desvía y amplifica la luz

30 Cúmulo Bala (Carina)

31 Cúmulo Bala (Carina)

32 Cúmulo Bala (Carina) La materia oscura interacciona muy débilmente

33 Formación de estructuras Experimento DES

34 Formación de estructuras Las galaxias se forman en regiones de alta concentración de materia oscura Experimento DES

35 Formación de estructuras Experimento DES

36 Qué sabemos de la materia oscura? Es difusa: no forma objetos compactos, sino halos esféricos que alojan a las galaxias Interacciona muy débilmente, como los neutrinos Es fría, no relativista: se mueve despacio Las dos hipótesis preferidas : agujeros negros primordiales WIMPs: partículas exóticas procedentes del Big Bang

37 Qué sabemos de la materia oscura? Es difusa: no forma objetos compactos, sino halos esféricos que alojan a las galaxias Interacciona muy débilmente, como los neutrinos Es fría, no relativista: se mueve despacio Las dos hipótesis preferidas : agujeros negros primordiales WIMPs: partículas exóticas procedentes del Big Bang

38 Cómo detectar WIMPs? El Sistema Solar se mueve a través del halo galáctico: los WIMPs chocan con La Tierra a unos 250 km/s. Si la masa del WIMP = 100 m p : atraviesarían tu pulgar por segundo habría unos en esta aula la atravesarían unos millones por segundo Construimos detectores (barriles) de Ar líquido: casi imposible * que un WIMP choque con un átomo de Ar, pero si lo hace emite un tenue destello de luz. * 1 billón de veces más difícil que producir un bosón de Higgs

39 Detección de partículas en una cámara de niebla

40 Detección de partículas en una cámara de niebla

41 Darkside-20k Detector en forma de barril de 16 m 3, contendrá kg de LAr Tomará datos en La mayoría de las señales son rayos cósmicos y radiación natural: dificilísimo eliminarlas, pero posible con un análisis detallado de la luz registrada en el detector. 40

42 Darkside-20k Detector en forma de barril de 16 m 3, contendrá kg de LAr Tomará datos en La mayoría de las señales son rayos cósmicos y radiación natural: dificilísimo eliminarlas, pero posible con un análisis detallado de la luz registrada en el detector. Atravesarán el detector entre 500 y 5000 millones de WIMPs por segundo (depende de su masa) Esperamos unas 5 señales de WIMPs al año.

43 Darkside-20k Se instalará en los Laboratorios Nacionales del Gran Sasso (Italia), bajo 1400 m de roca (3400 m agua): pocos rayos cósmicos bajo tierra, foto de Darkside 50

44 Búsqueda de WIMPS

45 Búsqueda de WIMPS σ (Higgs)

46 Búsqueda de WIMPS σ (Higgs) 100 m p 1000 m p

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50 radiación de fondo años años oscuros energía oscura expansión acelerada desarrollo de galaxias, planetas, etc. primeras estrellas, unos 400 millones de años Expansión del Big Bang millones de años

51 ΔT/T años T = 3000 K

52 ΔT/T años T = 3000 K T hoy = 2.7 K

53 ΔT/T años T = 3000 K T hoy = 2.7 K radiación del fondo de microondas

54 ΔT/T años T = 3000 K origen de las galaxias T hoy = 2.7 K radiación del fondo de microondas

55 De la forma del espectro obtenemos los valores de los parámetros cosmológicos.

56 De la forma del espectro obtenemos los valores de los parámetros cosmológicos. densidad energía oscura 68.5% densidad materia oscura 26.5% densidad materia bariónica 5% geometría euclídea

57 68 % Supernovas tipo 1a: explosión violenta de una estrella enana blanca. Todas brillan con la misma luminosidad: son candelas estándar. El universo se expande cada vez más rápido. Energía oscura: gravedad repulsiva que acelera la expansión del universo.

58 68 % Supernovas tipo 1a: explosión violenta de una estrella enana blanca. Todas brillan con la misma luminosidad: son candelas estándar. El universo se expande cada vez más rápido. Energía oscura: gravedad repulsiva que acelera la expansión del universo.

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64 El espacio se puede oír en ondas gravitacionales.