¿La mayor parte de la materia del universo observable se encuentra dentro de las galaxias?

Este nuevo documento aborda exactamente esta pregunta, aunque con simulaciones.

Aquí hay un desglose parcial de la distribución de la materia en el Universo, resumida del artículo anterior:

• La materia oscura constituye aproximadamente el 26% del presupuesto de densidad de energía crítica del Universo, mientras que la "materia bariónica" (que es la jerga para "materia visible" e incluye todos los bariones y leptones) representa aproximadamente el 4,8% del valor crítico ( medido a partir del fondo cósmico de microondas (CMB)). Dado que estamos bastante seguros de que el Universo es plano (o lo suficientemente cerca), la densidad crítica actual se corresponde estrechamente con la densidad total actual.
• A grandes desplazamientos al rojo (distancias), la densidad bariónica se puede estimar a partir de las observaciones de la absorción de hidrógeno neutro de la luz del cuásar por las nubes de gas intermedias, llamadas Ly-$\alpha$bosque en la jerga. La densidad estimada de esta manera está en buen acuerdo con el valor CMB.
• Con un corrimiento al rojo bajo, las estimaciones se quedan un 30 % por debajo del valor de CMB; estos bariones "faltan", pero se presume que están en un medio intergaláctico cálido-caliente difuso (WHIM) que es difícil de detectar.
• El artículo presenta los resultados de la simulación Illustris , encontrando que en la actualidad:
  • El 49% de la materia oscura se encuentra en estructuras colapsadas llamadas halos, el resto se encuentra en filamentos y vacíos.
  • El 23% de los bariones están en halos (lo que incluye galaxias y el "medio circungaláctico"). Este es el número que más se corresponde con la cantidad de materia visible "en las galaxias" sobre la que preguntaste.
  • Los filamentos contienen un 45% más de materia oscura y un 46% de bariones, por lo que hay muy poca materia oscura, alrededor del 6%, en los vacíos. Hay una cantidad quizás sorprendentemente grande de bariones (31%) en los vacíos, muchos de los cuales han sido expulsados ​​de halos/filamentos por "retroalimentación", incluidos vientos AGB , explosiones SN y retroalimentación AGN . Los modelos de retroalimentación siguen siendo un área de intensa investigación, por lo que esta cifra es quizás un poco dudosa.

Recomiendo encarecidamente echar un vistazo a las cifras del documento, todas son bastante intuitivas; muchas son imágenes que muestran cómo se distribuyen varios componentes de la materia. Otros muestran la evolución temporal de las distribuciones y cómo el presupuesto de materia se divide entre sistemas galácticos de diferentes tamaños. Incluiré una figura muy bonita del artículo aquí:

El panel izquierdo muestra la distribución de la materia oscura, similar al gráfico de simulación del milenio púrpura que mostró en su pregunta (aunque para una región más pequeña). El panel central muestra la distribución de la materia bariónica, que traza aproximadamente la materia oscura. Se pueden ver muchas "burbujas" explotadas por procesos de retroalimentación que expulsan bariones de las galaxias hacia los vacíos. El panel de la derecha es una repetición de la misma simulación, pero sin formación estelar ni retroalimentación de ningún tipo en la simulación (los bariones simplemente gravitan y obedecen las ecuaciones hidrodinámicas). En este caso, los bariones siguen muy de cerca la distribución de DM, pero aún no es una coincidencia 1:1, ya que los bariones están sujetos a fuerzas hidrodinámicas y a la gravedad, mientras que DM solo gravita.

Esta es la razón por la que los bariones (y también las galaxias) se denominan trazadores "sesgados" de la estructura de la materia oscura; obviamente, existe una fuerte correlación, pero no es una correlación perfecta de 1:1. El estudio de la agrupación de galaxias es bastante técnico, pero intentaré resumirlo brevemente aquí. La cantidad medible con la que tenemos que trabajar la distribución de las distancias de separación entre pares de galaxias, llamada función de correlación de galaxias de dos puntos.$\xi_{gg}(r)$. Luego, esto se ajusta usando un modelo de cómo las galaxias se distribuyen en halos de materia oscura: hay una contribución de dos galaxias que residen en el mismo halo de materia oscura principal, y otra contribución de pares donde cada miembro está en un halo de materia oscura separado ( los términos "un halo" y "dos halos"). Esto puede estar relacionado con la función de correlación de dos puntos de los halos.$\xi(r)$. En el caso más simple, se supone un "factor de sesgo lineal"$b_g$:

Por supuesto, esta relación es demasiado simple (aunque es una buena aproximación a grandes escalas físicas), por lo que se adopta una forma más complicada para que el sesgo intente hacerlo mejor, y esta sigue siendo un área de investigación activa. Si está interesado en los detalles técnicos, hay un buen resumen en la sección 15.6 de Mo, van den Bosch y White (2010) .

Hay 4 contribuyentes generales a la densidad de masa de nuestro parche de movimiento conjunto de lo que puede ser un universo más grande:

(1) Materia bariónica visible (incluidas las nubes de materia bariónica que pueden ser visibles solo como sombras que bloquean las galaxias). La NASA estima que el 4,6% de toda la materia es bariónica ( http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html ).

(2) Materia oscura (no visible, pero interactuando gravitacionalmente consigo misma y con la materia bariónica). La materia oscura es aproximadamente el 24% de la masa del Universo, según la NASA.

(3) Partículas relativistas (fotones y neutrinos). Estos son una parte insignificante de la masa actual total del universo, pero proporcionaron una contribución mucho mayor en las primeras etapas del Universo.

(4) Energía oscura: alrededor del 71,4% de la masa, según la NASA.

Si nuestro Universo (o al menos nuestro parche de movimiento conjunto) es plano, todas estas contribuciones deberían sumar una densidad suficiente para permitir que el Universo detenga su expansión después de un tiempo infinito sin colapsar sobre sí mismo. Esta densidad crítica puede considerarse un límite que es menor que una densidad que haría que el Universo se curvara hacia sí mismo (universo cerrado), y más que una densidad que permitiría que el Universo se curvara alejándose de sí mismo (universo abierto).

Esta densidad crítica a veces se representa como una proporción de 1. Aquí hay un enlace a una contabilidad de las contribuciones a la densidad total del Universo: http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/denpar.html . Sin embargo, notará que la página vinculada difiere de la estimación de la NASA. Reclama 27% de materia bariónica y oscura, 73% de energía oscura; y su división estimada entre materia bariónica y oscura no está sincronizada con la ciencia de consenso actual, como señala Ross Millikan en su comentario a continuación. Sin embargo, me he vinculado a esta página de GSU porque su método de contabilidad expresa la densidad crítica del Universo como 1, y todas las contribuciones como una fracción de 1. La estimación de GSU en realidad suma algo ligeramente mayor que 1, que es problemático ya que indicaría un Universo cerrado.

El problema con una densidad que se aleja de la densidad crítica es que la inflación, la teoría que explica la homogeneidad a gran escala de nuestro Universo, requiere que nuestro Universo sea plano.

Una estimación de la densidad crítica tiene que ser de aproximadamente 9,47 * 10^-27 Kg/m^3. Pero solo somos conscientes de nuestro parche de movimiento conjunto en lo que puede ser un Universo más grande. Según Wikipedia ( https://en.wikipedia.org/wiki/Observable_universe ), el volumen de nuestro parche de movimiento conjunto es de aproximadamente 4 * 10^80 m^3. Esa estimación debería incluir el volumen que no es visible pero que, en teoría, podría haber existido antes de que el Universo se volviera transparente. La densidad requiere tanto masa como volumen, y este enlace es un ejemplo de cómo un investigador estimó la masa del Universo: http://www.scientificjournals.org/journals2009/articles/1437.pdf .

Las fluctuaciones en la densidad de energía del Universo primitivo pueden haberse convertido en la estructura a gran escala que ahora observamos. La tendencia de las galaxias a agruparse y seguir filamentos de materia oscura puede proporcionar pistas sobre si nuestro Universo es cerrado, plano o abierto. La materia oscura ejerce atracción gravitacional sobre la materia visible, que aparece en mapas de cúmulos de galaxias. Aquí hay un enlace a un mapa de una pequeña parte del universo, que muestra cómo la estructura visible del universo se agrupa a lo largo de filamentos, que se cree que son materia oscura: https://en.wikipedia.org/wiki/File:2dfdtfe .gif _

El sesgo de los cúmulos de galaxias a lo largo de lo que puede ser una subestructura de materia oscura podría proporcionar evidencia de cómo fluctuó la masa-energía en las primeras etapas de nuestro Universo, y cómo actuó durante la inflación. Aquí hay una descripción de cómo cuantificar el sesgo de galaxias y cúmulos como fenómenos no locales, e incluye una forma de medirlo sin tener que asumir una estructura predeterminada de materia oscura: http://ned.ipac.caltech.edu/ nivel5/Marzo12/Bobina/Bobina5.html . Si navega por todo el sitio web, puede encontrar una excelente introducción a la estructura a gran escala del Universo y una respuesta a su pregunta de cómo los investigadores determinan dónde se encuentra la materia bariónica visible y no visible, y su relación con la ubicación. de materia oscura.

El proceso dinámico de cómo los bariones pueden haberse precipitado desde la materia más densa hasta su configuración actual puede explicarse por la "fricción" con la materia oscura. Aquí hay un enlace a un documento que explora esto: http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9410093.pdf .

Este enlace es una cuenta del mapeo más reciente de la materia oscura: http://www.sciencedaily.com/releases/2015/07/150702112045.htm . Aquí hay un enlace a un resumen de cómo se recolecta la evidencia de la materia oscura: http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro201/dm_evidence.htm

En resumen, sí, se cree que la materia visible y la materia oscura se agrupan en filamentos.