La aniquilación de materia/antimateria produce rayos gamma a frecuencias específicas. Eso significa que podemos detectar regiones del espacio donde interactúan la materia y la antimateria. La lógica que muestra la asimetría entre materia y antimateria es algo así:

1. Obviamente, en nuestra área local del Universo (sistema solar, Vía Láctea) se compone de materia.
2. No puedo decir si las galaxias distantes consisten en materia o antimateria, espectros, etc. de todos modos. El universo podría consistir en dominios de materia y antimateria, con asimetría bariónica neta.
3. Si los dominios de materia/antimateria están en contacto, los rayos gamma se producen en el límite a partir de la aniquilación. El fondo de rayos gamma cósmicos indica que los dominios deben tener un tamaño de al menos ~Gpc.
4. Los vacíos entre dominios aparecerían en el CMB.

(lista de El origen de la asimetría entre materia y antimateria - pdf)

El fondo de rayos gamma no revela los límites del dominio. WMAP no muestra vacíos entre dominios grandes .

-- Entonces, si hay mucha antimateria ahí fuera, no está en contacto con la materia en ninguna parte que podamos ver, y tampoco está separada de la materia normal por vacíos cósmicos. Eso no deja mucho espacio para la antimateria en el universo observable.

TL;DR

La respuesta a tus preguntas es complicada. Sabemos que en la Vía Láctea y en el Grupo Local, la materia debe dominar a la antimateria en 10-15 órdenes de magnitud. También hemos puesto límites a otros cúmulos de galaxias que indican que la proporción oscila entre 5,5 y 8 órdenes de magnitud, según el cúmulo. No sabemos si el componente dominante de estos cúmulos es materia o antimateria; solo sabemos que hay una asimetría muy alta, y el consenso, aplicando el principio cosmológico, es que es más probable que sea la materia la que domine, en lugar de la antimateria. Si pudiéramos demostrar que el componente dominante en esos grupos es la materia, la respuesta a su pregunta sería un rotundo sí.

En términos de técnicas: podemos medir la proporción de antimateria a materia en una variedad de escalas, desde el interior de la galaxia (es decir, unos pocos kiloparsecs) hasta cúmulos de galaxias completos (del orden de decenas de megaparsecs) buscando la firma de la materia. -aniquilación de antimateria -a saber, fotones- o antipartículas mismas. Durante el último medio siglo, se han impuesto límites estrictos a esta relación en diferentes lugares y regímenes. Se conocen límites muy bajos para nuestra propia galaxia, mientras que para los cúmulos lejanos tenemos resultados que no son tan bajos pero que son bastante buenos, aunque no podemos probar si el componente predominante en el cúmulo es materia o antimateria.

antimateria galáctica

En el medio interestelar (ISM) entre estrellas, podemos intentar encontrar focos de antimateria ( Steigman 1976 ). Un método de detección directa simple consiste en observar la polarización de la luz que pasa a través del ISM y un efecto llamado rotación de Faraday , donde la luz interactúa con un campo magnético a gran escala. Grandes cantidades de antimateria (probablemente antiprotones y positrones) deberían dejar una firma de polarización característica en esta rotación, pero esto no se ha observado incluso desde los primeros estudios ( Gardner & Whiteoak 1963 en adelante). Las mediciones ISM indirectas de los productos de la aniquilación de materia y antimateria (rayos gamma, principalmente, así como neutrinos) tienen límites superiores fuertemente restringidos a las fracciones de antimateria galáctica:

• En nubes interestelares: f ~ 10 ^-15
• En el medio interestelar: f ~ 10 ^-15
• En el halo galáctico: f ~ 10 ^-10

La revisión de Steigman también menciona que solo se han encontrado unas pocas fuentes compactas de rayos gamma, lo que implica una falta de estrellas hechas de antimateria, pero esto está bastante desactualizado, ya que tanto Fermi como los telescopios de rayos gamma más modernos han encontrado muchas más fuentes de alta energía. (ver, por ejemplo , TeVCat para obtener una lista de fuentes galácticas y extragalácticas de alta energía). Dicho esto, hemos identificado la naturaleza de estas fuentes (nebulosas de viento púlsar, binarias de alta energía, etc.), y es probable que aún se puedan descartar las estrellas de antimateria.

El límite superior de la fracción en la galaxia colocada por Steigman es ~ 10 ^-4 , correspondiente a unos 10 millones de estrellas. Esto supone que las estrellas se formaron a partir de bolsas condensadas de antimateria, ya que la vida útil de una antipartícula en el ISM es de solo unos 300 años. El cálculo se realizó en base a la luminosidad esperada de la aniquilación de materia y antimateria cuando una estrella pasa a través del gas, y se comparó con la luminosidad total de rayos gamma de la Vía Láctea.

Antimateria extragaláctica

Un método clave de detección directa de fuentes extragalácticas es el estudio de los rayos cósmicos. Si una fracción significativa de ellos son núcleos de antimateria, esto podría ser un golpe contra la idea de una asimetría tan fuerte entre materia y antimateria. Sin embargo, en una amplia gama de energías, encontramos límites bastante buenos, que van desde f ~ 10 ^-1 a 10 ^-4 ( Steigman 1976 , y presumiblemente estos han mejorado). La detección de rayos cósmicos de antimateria (por ejemplo, antihelio) implicaría que una galaxia activa que contiene predominantemente antimateria podría ser la culpable.

Podemos estudiar la fracción de antimateria en las escalas de los cúmulos de galaxias comprobando la aniquilación de materia-antimateria en el gas intracúmulo entre galaxias; deberíamos ver rayos gamma si hay cantidades significativas tanto de materia como de antimateria. La relación entre el flujo de rayos X (del gas caliente) y el flujo de rayos gamma (de la aniquilación) se puede utilizar para resolver esto.

Los datos de EGRET ( Reimer et al. 2003 ) restringen la proporción del componente dominante (ya sea materia o antimateria) al componente más raro (ya sea antimateria o materia) en varios grupos destacados ( Steigman 2008 ; versión arXiv ). Para muchos, por ejemplo, el Cúmulo de Virgo y el Cúmulo de Perseo, la fracción es de alrededor de ~ 10 ^-8 o menos. Un valor atípico es Bullet Cluster, que tiene un ~ 10 ^-5.5 comparativamente alto , pero la mayoría de los clústeres están muy por debajo de este.

Ahora, no podemos diferenciar las galaxias de materia de las galaxias de antimateria a esta escala, pero podemos decir que en las escalas cosmológicas, los grupos de materia y antimateria deben estar separados por decenas de megaparsecs como mínimo , ciertamente más grandes que los tamaños de los cúmulos individuales.