Materia oscura

La materia oscura es una forma hipotética de materia que se piensa que representa aproximadamente el 85 % de la materia del universo. La materia oscura se llama "oscura" porque no parece interactuar con el campo electromagnético, lo que significa que no absorbe, refleja ni emite radiación electromagnética y, por lo tanto, es difícil de detectar. Varias observaciones astrofísicas, incluidos los efectos gravitacionales que no pueden explicarse mediante las teorías de la gravedad actualmente aceptadas a menos que haya más materia presente de la que se puede ver, implican la presencia de materia oscura. Por esta razón, la mayoría de los expertos piensan que la materia oscura es abundante en el universo y ha tenido una fuerte influencia en su estructura y evolución.

La evidencia principal de la materia oscura proviene de cálculos que muestran que muchas galaxias se comportarían de manera muy diferente si no contuvieran una gran cantidad de materia invisible. Algunas galaxias no se habrían formado en absoluto y otras no se moverían como lo hacen actualmente. Otras líneas de evidencia incluyen observaciones en lentes gravitacionales y el fondo cósmico de microondas, junto con observaciones astronómicas de la estructura actual del universo observable, la formación y evolución de las galaxias, la ubicación de la masa durante las colisiones galácticas y el movimiento de las galaxias dentro de la galaxia. racimos En el modelo estándar de cosmología Lambda-CDM, el contenido total de energía de masa del universo contiene un 5 % de materia ordinaria, un 26,8 % de materia oscura y un 68,2 % de una forma de energía conocida como energía oscura. Así, la materia oscura constituye el 85% de la masa total, mientras que la energía oscura y la materia oscura constituyen el 95% del contenido total de masa-energía.

Debido a que nadie ha observado directamente la materia oscura todavía, suponiendo que exista, apenas debe interactuar con la materia bariónica ordinaria y la radiación, excepto a través de la gravedad. Se cree que la materia oscura no es bariónica; puede estar compuesto de algunas partículas subatómicas aún no descubiertas. El candidato principal para la materia oscura es algún nuevo tipo de partícula elemental que aún no se ha descubierto, en particular las partículas masivas de interacción débil (WIMP). Muchos experimentos para detectar y estudiar directamente las partículas de materia oscura se están realizando activamente, pero ninguno ha tenido éxito. La materia oscura se clasifica como "fría", " "caliente," o "caliente" según su velocidad (más precisamente, su duración de transmisión gratuita). Los modelos actuales favorecen un escenario de materia oscura fría, en el que las estructuras emergen por la acumulación gradual de partículas.

Aunque la comunidad científica generalmente acepta la existencia de la materia oscura, algunos astrofísicos, intrigados por observaciones específicas que no están bien explicadas por la materia oscura ordinaria, abogan por varias modificaciones de las leyes estándar de la relatividad general. Estos incluyen la dinámica newtoniana modificada, la gravedad tensor-vectorial-escalar o la gravedad entrópica. Estos modelos intentan dar cuenta de todas las observaciones sin invocar materia no bariónica suplementaria.

Historia

Historia temprana

La hipótesis de la materia oscura tiene una historia elaborada. En una charla pronunciada en 1884, Lord Kelvin estimó el número de cuerpos oscuros en la Vía Láctea a partir de la velocidad de dispersión observada de las estrellas que orbitan alrededor del centro de la galaxia. Mediante el uso de estas medidas, estimó la masa de la galaxia, que determinó que es diferente de la masa de las estrellas visibles. Lord Kelvin concluyó así: "Muchas de nuestras supuestas miles de millones de estrellas, quizás la gran mayoría de ellas, pueden ser cuerpos oscuros". En 1906, Henri Poincaré en "La Vía Láctea y la Teoría de los Gases" usó el término francés matière dark ("materia oscura") al hablar de Kelvin' trabajo

El primero en sugerir la existencia de materia oscura usando velocidades estelares fue el astrónomo holandés Jacobus Kapteyn en 1922. Una publicación de 1930 señala que el sueco Knut Lundmark fue el primero en darse cuenta de que el universo debe contener mucha más masa de la que podemos observar. El holandés y pionero de la radioastronomía Jan Oort también planteó la hipótesis de la existencia de materia oscura en 1932. Oort estaba estudiando los movimientos estelares en el vecindario galáctico local y descubrió que la masa en el plano galáctico debe ser mayor que la observada, pero más tarde se determinó que esta medida era ser erróneo

En 1933, el astrofísico suizo Fritz Zwicky, que estudió los cúmulos de galaxias mientras trabajaba en el Instituto de Tecnología de California, hizo una inferencia similar. Zwicky aplicó el teorema virial al Coma Cluster y obtuvo evidencia de una masa invisible que llamó dunkle Materie ('materia oscura'). Zwicky estimó su masa basándose en los movimientos de las galaxias cercanas a su borde y lo comparó con una estimación basada en su brillo y número de galaxias. Estimó que el cúmulo tenía unas 400 veces más masa de lo que se podía observar visualmente. El efecto de la gravedad de las galaxias visibles era demasiado pequeño para órbitas tan rápidas, por lo que la masa debe ocultarse a la vista. Basándose en estas conclusiones, Zwicky infirió que alguna materia invisible proporcionaba la masa y la atracción gravitatoria asociada para mantener unido el cúmulo. Las estimaciones de Zwicky estaban equivocadas en más de un orden de magnitud, principalmente debido a un valor obsoleto de la constante de Hubble; el mismo cálculo actual muestra una fracción más pequeña, utilizando valores mayores para la masa luminosa. No obstante, Zwicky concluyó correctamente de su cálculo que la mayor parte del asunto era oscuro.

Otros indicios de anomalías en la relación masa-luz provinieron de las mediciones de las curvas de rotación de las galaxias. En 1939, Horace W. Babcock informó sobre la curva de rotación de la nebulosa de Andrómeda (conocida ahora como la galaxia de Andrómeda), que sugería que la relación masa-luminosidad aumenta radialmente. Lo atribuyó a la absorción de luz dentro de la galaxia oa la dinámica modificada en las partes exteriores de la espiral y no a la materia que faltaba que había descubierto. Tras el informe de Babcock de 1939 sobre una rotación inesperadamente rápida en las afueras de la galaxia de Andrómeda y una relación masa-luz de 50; en 1940, Jan Oort descubrió y escribió sobre el gran halo no visible de NGC 3115.

Década de 1960

Las primeras observaciones de radioastronomía, realizadas por Seth Shostak, más tarde astrónomo sénior del Instituto SETI, mostraron que media docena de galaxias giraban demasiado rápido en sus regiones exteriores, lo que apunta a la existencia de materia oscura como un medio para crear la atracción gravitatoria necesaria para mantener las estrellas en sus órbitas.

Década de 1970

El trabajo de Vera Rubin, Kent Ford y Ken Freeman en las décadas de 1960 y 1970 proporcionó más pruebas sólidas, también utilizando curvas de rotación de galaxias. Rubin y Ford trabajaron con un nuevo espectrógrafo para medir la curva de velocidad de las galaxias espirales de canto con mayor precisión. Este resultado se confirmó en 1978. Un artículo influyente presentó los resultados de Rubin y Ford en 1980. Mostraron que la mayoría de las galaxias deben contener aproximadamente seis veces más masa oscura que masa visible; por lo tanto, alrededor de 1980, la aparente necesidad de materia oscura fue ampliamente reconocida como un problema importante sin resolver en astronomía.

Al mismo tiempo que Rubin y Ford exploraban las curvas de rotación óptica, los radioastrónomos usaban nuevos radiotelescopios para cartografiar la línea de 21 cm de hidrógeno atómico en las galaxias cercanas. La distribución radial del hidrógeno atómico interestelar (H-I) a menudo se extiende a radios galácticos mucho más grandes que los accesibles mediante estudios ópticos, extendiendo el muestreo de las curvas de rotación, y por lo tanto de la distribución de masa total, a un nuevo régimen dinámico. El mapeo inicial de Andrómeda con el telescopio de 300 pies en Green Bank y el plato de 250 pies en Jodrell Bank ya mostraba que la curva de rotación H-I no trazaba el declive kepleriano esperado. A medida que se dispuso de receptores más sensibles, Morton Roberts y Robert Whitehurst pudieron rastrear la velocidad de rotación de Andrómeda hasta 30 kpc, mucho más allá de las mediciones ópticas. Ilustrando la ventaja de rastrear el disco de gas en radios grandes, la Figura 16 de ese documento combina los datos ópticos (el grupo de puntos en radios de menos de 15 kpc con un solo punto más alejado) con los datos H-I entre 20 y 30 kpc, exhibiendo la planitud de la curva de rotación de la galaxia exterior; la curva sólida que alcanza su punto máximo en el centro es la densidad de la superficie óptica, mientras que la otra curva muestra la masa acumulada, que sigue aumentando linealmente en la medida más externa. Paralelamente, se estaba desarrollando el uso de matrices interferométricas para la espectroscopia H-I extragaláctica. En 1972, David Rogstad y Seth Shostak publicaron curvas de rotación H-I de cinco espirales mapeadas con el interferómetro Owens Valley; las curvas de rotación de los cinco eran muy planas, lo que sugiere valores muy grandes de relación masa-luz en las partes exteriores de sus discos H-I extendidos.

Una serie de observaciones en la década de 1980 respaldaron la presencia de materia oscura, incluida la lente gravitacional de los objetos de fondo por cúmulos de galaxias, la distribución de temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos, y el patrón de anisotropías en el fondo cósmico de microondas. Según el consenso entre los cosmólogos, la materia oscura se compone principalmente de un tipo de partícula subatómica aún no caracterizada. La búsqueda de esta partícula, por una variedad de medios, es uno de los mayores esfuerzos en la física de partículas.

Definición técnica

En la cosmología estándar, la materia es cualquier cosa cuya densidad de energía escala con el cubo inverso del factor de escala, es decir, ρ ∝ a ⁻³. Esto contrasta con la radiación, que escala como la cuarta potencia inversa del factor de escala ρ ∝ a⁻⁴, y una constante cosmológica, que es independiente de a. Los diferentes factores de escala para la materia y la radiación son consecuencia del corrimiento al rojo de la radiación: por ejemplo, después de duplicar gradualmente el diámetro del Universo observable a través de la expansión cósmica en la Relatividad General, a se ha duplicado. La energía de la radiación cósmica de fondo se ha reducido a la mitad (porque la longitud de onda de cada fotón se ha duplicado); la energía de las partículas ultrarrelativistas, como los neutrinos del modelo estándar de la era temprana, se reduce a la mitad de manera similar. (Sin embargo, en la era cósmica moderna, este campo de neutrinos se ha enfriado y ha comenzado a comportarse más como materia y menos como radiación). La constante cosmológica, como propiedad intrínseca del espacio, tiene una densidad de energía constante independientemente del volumen bajo consideración.

En principio, la "materia oscura" significa todos los componentes del universo que no son visibles pero que siguen obedeciendo ρ ∝ a⁻³. En la práctica, el término "materia oscura" se usa a menudo para referirse solo al componente no bariónico de la materia oscura, es decir, excluyendo los "bariones faltantes". El contexto generalmente indicará qué significado se pretende.

Evidencia observacional

Curvas de rotación de galaxias

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicho (A) y observado (B). La materia oscura puede explicar la apariencia 'flat' de la curva de velocidad hacia un radio grande.

Los brazos de las galaxias espirales giran alrededor del centro galáctico. La densidad de masa luminosa de una galaxia espiral disminuye a medida que se avanza desde el centro hacia las afueras. Si la masa luminosa fuera todo el asunto, entonces podemos modelar la galaxia como una masa puntual en el centro y probar las masas que orbitan a su alrededor, de forma similar al Sistema Solar. A partir de la Segunda Ley de Kepler, se espera que las velocidades de rotación disminuyan con la distancia desde el centro, de forma similar al Sistema Solar. Esto no se observa. En cambio, la curva de rotación de la galaxia permanece plana a medida que aumenta la distancia desde el centro.

Si las leyes de Kepler son correctas, entonces la forma obvia de resolver esta discrepancia es concluir que la distribución de masa en las galaxias espirales no es similar a la del Sistema Solar. En particular, hay mucha materia no luminosa (materia oscura) en las afueras de la galaxia.

Dispersiones de velocidad

Las estrellas en sistemas ligados deben obedecer el teorema del virial. El teorema, junto con la distribución de velocidad medida, se puede utilizar para medir la distribución de masa en un sistema unido, como galaxias elípticas o cúmulos globulares. Con algunas excepciones, las estimaciones de dispersión de velocidad de las galaxias elípticas no coinciden con la dispersión de velocidad prevista a partir de la distribución de masa observada, incluso suponiendo distribuciones complicadas de órbitas estelares.

Al igual que con las curvas de rotación de galaxias, la forma obvia de resolver la discrepancia es postular la existencia de materia no luminosa.

Cúmulos de galaxias

Los cúmulos de galaxias son especialmente importantes para los estudios de materia oscura, ya que sus masas se pueden estimar de tres formas independientes:

• De la dispersión en velocidades radiales de las galaxias dentro de los racimos
• De rayos X emitidos por gas caliente en los racimos. Desde el espectro de energía de rayos X y el flujo, se puede calcular la temperatura y densidad del gas, dando así la presión; asumiendo presión y equilibrio de gravedad determina el perfil de masa del cluster.
• La lente gravitacional (generalmente de galaxias más distantes) puede medir masas de racimo sin depender de observaciones de dinámica (por ejemplo, velocidad).

Por lo general, estos tres métodos están razonablemente de acuerdo en que la materia oscura supera a la materia visible en aproximadamente 5 a 1.

Lentes gravitacionales

Lente gravitacional fuerte como observa el Telescopio Espacial Hubble en Abell 1689 indica la presencia de materia oscura – agrandar la imagen para ver los arcos de lente.

Mapa de materia oscura para un parche de cielo basado en el análisis de lentes gravitacionales de una encuesta Kilo-Degree.

Una de las consecuencias de la relatividad general es que los objetos masivos (como un cúmulo de galaxias) que se encuentran entre una fuente más distante (como un cuásar) y un observador deben actuar como una lente para desviar la luz de esta fuente. Cuanto más masivo es un objeto, más lentes se observan.

La lente fuerte es la distorsión observada de las galaxias de fondo en arcos cuando su luz pasa a través de una lente gravitacional de este tipo. Se ha observado alrededor de muchos cúmulos distantes, incluido Abell 1689. Al medir la geometría de distorsión, se puede obtener la masa del cúmulo intermedio. En las docenas de casos en los que se ha hecho esto, las relaciones masa-luz obtenidas corresponden a las mediciones dinámicas de materia oscura de los cúmulos. La lente puede dar lugar a múltiples copias de una imagen. Al analizar la distribución de múltiples copias de imágenes, los científicos han podido deducir y mapear la distribución de la materia oscura alrededor del cúmulo de galaxias MACS J0416.1-2403.

Las lentes gravitatorias débiles investigan las distorsiones diminutas de las galaxias mediante análisis estadísticos de vastos estudios de galaxias. Al examinar la aparente deformación por corte de las galaxias de fondo adyacentes, se puede caracterizar la distribución media de la materia oscura. Las proporciones de masa a luz corresponden a las densidades de materia oscura predichas por otras mediciones de estructuras a gran escala. La materia oscura no desvía la luz por sí misma; la masa (en este caso la masa de la materia oscura) dobla el espacio-tiempo. La luz sigue la curvatura del espacio-tiempo, lo que resulta en el efecto de lente.

En mayo de 2021, Dark Energy Survey Collaboration reveló un nuevo mapa detallado de materia oscura. Además, el mapa reveló estructuras filamentosas no descubiertas previamente que conectan galaxias, mediante el uso de un método de aprendizaje automático.

Fondo de microondas cósmico

Aunque tanto la materia oscura como la materia ordinaria son materia, no se comportan de la misma manera. En particular, en el universo primitivo, la materia ordinaria estaba ionizada e interactuaba fuertemente con la radiación a través de la dispersión de Thomson. La materia oscura no interactúa directamente con la radiación, pero sí afecta el fondo cósmico de microondas (CMB) por su potencial gravitacional (principalmente a gran escala) y por sus efectos sobre la densidad y la velocidad de la materia ordinaria. Las perturbaciones de materia ordinaria y oscura, por lo tanto, evolucionan de manera diferente con el tiempo y dejan diferentes huellas en el CMB.

El fondo cósmico de microondas está muy cerca de un cuerpo negro perfecto pero contiene anisotropías de temperatura muy pequeñas de unas pocas partes en 100.000. Un mapa del cielo de anisotropías se puede descomponer en un espectro de potencia angular, que se observa que contiene una serie de picos acústicos en espacios casi iguales pero a diferentes alturas. La serie de picos se puede predecir para cualquier conjunto supuesto de parámetros cosmológicos mediante códigos informáticos modernos como CMBFAST y CAMB, y la comparación de la teoría con los datos, por lo tanto, restringe los parámetros cosmológicos. El primer pico muestra principalmente la densidad de la materia bariónica, mientras que el tercer pico se relaciona principalmente con la densidad de la materia oscura, midiendo la densidad de la materia y la densidad de los átomos.

La anisotropía CMB fue descubierta por primera vez por COBE en 1992, aunque tenía una resolución demasiado baja para detectar los picos acústicos. Después del descubrimiento del primer pico acústico por el experimento BOOMERanG a bordo de un globo en 2000, el espectro de potencia fue observado con precisión por WMAP en 2003-2012, y aún más precisamente por la nave espacial Planck en 2013-2015. Los resultados apoyan el modelo Lambda-CDM.

El espectro de potencia angular del CMB observado proporciona una poderosa evidencia en apoyo de la materia oscura, ya que su estructura precisa se ajusta bien al modelo Lambda-CDM, pero es difícil de reproducir con cualquier modelo de la competencia, como la dinámica newtoniana modificada (MOND).

Formación de estructuras

Mapa 3-D de la distribución a gran escala de materia oscura, reconstruido de mediciones de lente gravitacional débil con el Telescopio Espacial Hubble.

La formación de estructuras se refiere al período posterior al Big Bang, cuando las perturbaciones de densidad colapsaron para formar estrellas, galaxias y cúmulos. Antes de la formación de la estructura, las soluciones de Friedmann a la relatividad general describen un universo homogéneo. Más tarde, pequeñas anisotropías crecieron gradualmente y condensaron el universo homogéneo en estrellas, galaxias y estructuras más grandes. La materia ordinaria se ve afectada por la radiación, que es el elemento dominante del universo en épocas muy tempranas. Como resultado, sus perturbaciones de densidad se eliminan y no pueden condensarse en una estructura. Si solo hubiera materia ordinaria en el universo, no habría habido tiempo suficiente para que las perturbaciones de densidad crecieran en las galaxias y los cúmulos que se ven actualmente.

La materia oscura proporciona una solución a este problema porque no se ve afectada por la radiación. Por lo tanto, sus perturbaciones de densidad pueden crecer primero. El potencial gravitacional resultante actúa como un pozo de potencial atractivo para la materia ordinaria que colapsa más tarde, acelerando el proceso de formación de la estructura.

Grupo de viñetas

Si la materia oscura no existe, entonces la siguiente explicación más probable debe ser que la relatividad general, la teoría predominante de la gravedad, es incorrecta y debe modificarse. Bullet Cluster, el resultado de una colisión reciente de dos cúmulos de galaxias, presenta un desafío para las teorías de gravedad modificadas porque su centro de masa aparente está muy desplazado del centro de masa bariónico. Los modelos estándar de materia oscura pueden explicar fácilmente esta observación, pero la gravedad modificada tiene muchas más dificultades, especialmente porque la evidencia observacional es independiente del modelo.

Medidas de distancia de supernova tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia se pueden usar como velas estándar para medir distancias extragalácticas, que a su vez se pueden usar para medir qué tan rápido se expandió el universo en el pasado. Los datos indican que el universo se está expandiendo a un ritmo acelerado, cuya causa generalmente se atribuye a la energía oscura. Dado que las observaciones indican que el universo es casi plano, se espera que la densidad de energía total de todo en el universo sume 1 (Ω_tot ≈ 1). La densidad de energía oscura medida es Ω_Λ ≈ 0,690; la densidad de energía de la materia ordinaria (bariónica) observada es Ω_b ≈ 0,0482 y la densidad de energía de la radiación es insignificante. Esto deja un Ω_dm ≈ 0.258 faltante que, sin embargo, se comporta como materia (consulte la sección de definición técnica anterior): materia oscura.

Estudios del cielo y oscilaciones acústicas bariónicas

Las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) son fluctuaciones en la densidad de la materia bariónica visible (materia normal) del universo a gran escala. Se prevé que surjan en el modelo Lambda-CDM debido a las oscilaciones acústicas en el fluido fotón-bariónico del universo primitivo, y se pueden observar en el espectro de potencia angular del fondo cósmico de microondas. Los BAO establecen una escala de longitud preferida para los bariones. Como la materia oscura y los bariones se agruparon después de la recombinación, el efecto es mucho más débil en la distribución de galaxias en el universo cercano, pero es detectable como una preferencia sutil (≈1 por ciento) de que los pares de galaxias estén separados por 147 Mpc, en comparación con aquellos separados por 130–160 Mpc. Esta característica se predijo teóricamente en la década de 1990 y luego se descubrió en 2005, en dos estudios de desplazamiento al rojo de galaxias grandes, el Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey. La combinación de las observaciones de CMB con las mediciones de BAO de las encuestas de corrimiento al rojo de galaxias proporciona una estimación precisa de la constante de Hubble y la densidad de materia promedio en el Universo. Los resultados apoyan el modelo Lambda-CDM.

Distorsiones del espacio de corrimiento al rojo

Los sondeos de corrimiento al rojo de galaxias grandes se pueden usar para hacer un mapa tridimensional de la distribución de galaxias. Estos mapas están ligeramente distorsionados porque las distancias se estiman a partir de los desplazamientos al rojo observados; el corrimiento al rojo contiene una contribución de la llamada velocidad peculiar de la galaxia además del término dominante de expansión del Hubble. En promedio, los supercúmulos se expanden más lentamente que la media cósmica debido a su gravedad, mientras que los vacíos se expanden más rápido que el promedio. En un mapa de corrimiento al rojo, las galaxias frente a un supercúmulo tienen velocidades radiales excesivas hacia él y tienen corrimientos al rojo ligeramente más altos de lo que implicaría su distancia, mientras que las galaxias detrás del supercúmulo tienen corrimientos al rojo ligeramente bajos para su distancia. Este efecto hace que los supercúmulos parezcan aplastados en la dirección radial y, de la misma manera, los vacíos se estiran. Sus posiciones angulares no se ven afectadas. Este efecto no es detectable para ninguna estructura, ya que no se conoce la forma real, pero se puede medir promediando muchas estructuras. Fue predicho cuantitativamente por Nick Kaiser en 1987, y medido de manera decisiva por primera vez en 2001 por el 2dF Galaxy Redshift Survey. Los resultados están de acuerdo con el modelo Lambda-CDM.

Bosque Lyman-alfa

En espectroscopia astronómica, el bosque Lyman-alfa es la suma de las líneas de absorción que surgen de la transición Lyman-alfa del hidrógeno neutro en los espectros de galaxias y cuásares distantes. Las observaciones del bosque Lyman-alfa también pueden restringir los modelos cosmológicos. Estas restricciones concuerdan con las obtenidas de los datos WMAP.

Clasificaciones teóricas

Composición

Existen varias hipótesis sobre en qué podría consistir la materia oscura, como se establece en la siguiente tabla.

La materia oscura puede referirse a cualquier sustancia que interactúa predominantemente a través de la gravedad con la materia visible (por ejemplo, estrellas y planetas). Por lo tanto, en principio, no es necesario que esté compuesto por un nuevo tipo de partícula fundamental, pero podría, al menos en parte, estar compuesto por materia bariónica estándar, como protones o neutrones.

Materia bariónica

La mayor parte de la materia ordinaria familiar para los astrónomos, incluidos los planetas, las enanas marrones, las enanas rojas, las estrellas visibles, las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros, se denomina materia bariónica (en referencia a los bariones que dominan la masa de la materia más ordinaria). Los agujeros negros solitarios, las estrellas de neutrones, las enanas quemadas y otros objetos masivos que son difíciles de detectar se conocen colectivamente como MACHO; algunos científicos inicialmente esperaban que los MACHO bariónicos pudieran dar cuenta y explicar toda la materia oscura.

Sin embargo, múltiples líneas de evidencia sugieren que la mayoría de la materia oscura no es bariónica:

• Suficiente difuso, gas bariónico o polvo sería visible cuando retroiluminado por estrellas.
• La teoría de la nucleosíntesis de Big Bang predice la abundancia observada de los elementos químicos. Si hay más baryones, entonces también debe haber más helio, litio y elementos más pesados sintetizados durante el Big Bang. El acuerdo con abundancias observadas requiere que la materia bariónica constituya entre el 4–5% de la densidad crítica del universo. En cambio, la estructura a gran escala y otras observaciones indican que la densidad total de la materia es alrededor del 30% de la densidad crítica.
• Búsquedas astronómicas para la microlenificación gravitacional en la Vía Láctea que se encuentra en la mayoría de una pequeña fracción de la materia oscura pueden estar en objetos oscuros, compactos, convencionales (MACHOs, etc.); la gama excluida de masas de objetos es de la mitad de la masa de la Tierra hasta 30 masas solares, que cubre casi todos los candidatos plausibles.
• Análisis detallado de las pequeñas irregularidades (anisotropías) en el fondo cósmico de microondas. Las observaciones de WMAP y Planck indican que alrededor de cinco sextos de la materia total está en una forma que interactúa significativamente con la materia ordinaria o los fotones sólo a través de efectos gravitacionales.

Materia no bariónica

Los candidatos para la materia oscura no bariónica son partículas hipotéticas como axiones, neutrinos estériles, partículas masivas de interacción débil (WIMP), partículas supersimétricas o geones. Los tres tipos de neutrinos ya observados son de hecho abundantes, oscuros y materia, pero debido a que sus masas individuales, por inciertas que sean, son casi con certeza demasiado pequeñas, solo pueden proporcionar una pequeña fracción de materia oscura, debido a los límites derivados de Estructura a gran escala y galaxias de alto desplazamiento al rojo.

A diferencia de la materia bariónica, la materia no bariónica no contribuyó a la formación de los elementos en el universo primitivo (nucleosíntesis del Big Bang), por lo que su presencia solo se revela a través de sus efectos gravitacionales o lentes débiles. Además, si las partículas que lo componen son supersimétricas, pueden sufrir interacciones de aniquilación consigo mismas, lo que posiblemente dé como resultado subproductos observables como rayos gamma y neutrinos (detección indirecta).

Agregación de materia oscura y objetos densos de materia oscura

Si la materia oscura está compuesta de partículas que interactúan débilmente, entonces una pregunta obvia es si puede formar objetos equivalentes a planetas, estrellas o agujeros negros. Históricamente, la respuesta ha sido que no, debido a dos factores:

Falta un medio eficiente para perder energía

La materia ordinaria forma objetos densos porque tiene numerosas formas de perder energía. La pérdida de energía sería esencial para la formación de objetos, ya que una partícula que gana energía durante la compactación o cayendo "interior" bajo gravedad, y no puede perderlo de otra manera, se calentará y aumentará velocidad e impulso. La materia oscura parece carecer de un medio para perder energía, simplemente porque no es capaz de interactuar fuertemente de otras maneras excepto a través de la gravedad. El teorema virial sugiere que tal partícula no permanecería ligada al objeto formando gradualmente, ya que el objeto comenzó a formar y compactar, las partículas de materia oscura dentro de ella se acelerarían y tendían a escapar.

Falta una gama de interacciones necesarias para formar estructuras

La materia ordinaria interactúa de muchas maneras diferentes, lo que permite que la materia forme estructuras más complejas. Por ejemplo, las estrellas se forman a través de la gravedad, pero las partículas dentro de ellas interactúan y pueden emitir energía en forma de neutrinos y radiación electromagnética a través de la fusión cuando se vuelven suficientemente energéticas. Los protones y neutrones pueden unirse a través de la interacción fuerte y luego formar átomos con electrones en gran medida a través de la interacción electromagnética. No hay evidencia de que la materia oscura es capaz de una gran variedad de interacciones, ya que parece interactuar sólo a través de la gravedad (y posiblemente a través de algunos medios no más fuerte que la interacción débil, aunque hasta que la materia oscura sea mejor comprendida, esto es sólo especulación).

Entre 2015 y 2017, la idea de que la materia oscura densa estaba compuesta por agujeros negros primordiales resurgió tras los resultados de las mediciones de ondas gravitacionales que detectaron la fusión de agujeros negros de masa intermedia. No se prevé que se formen agujeros negros con alrededor de 30 masas solares por colapso estelar (normalmente menos de 15 masas solares) o por la fusión de agujeros negros en centros galácticos (millones o miles de millones de masas solares). Se propuso que los agujeros negros de masa intermedia que causaron la fusión detectada se formaron en la fase inicial densa y caliente del universo debido al colapso de las regiones más densas. Un estudio posterior de alrededor de mil supernovas no detectó eventos de lentes gravitacionales, cuando se esperarían alrededor de ocho si los agujeros negros primordiales de masa intermedia por encima de un cierto rango de masas representaran la mayor parte de la materia oscura.

La posibilidad de que los agujeros negros primordiales del tamaño de un átomo representen una fracción significativa de la materia oscura se descartó mediante mediciones de flujos de positrones y electrones fuera de la heliosfera del Sol realizadas por la nave espacial Voyager 1. Se teoriza que los pequeños agujeros negros emiten radiación de Hawking. Sin embargo, los flujos detectados eran demasiado bajos y no tenían el espectro de energía esperado, lo que sugiere que los diminutos agujeros negros primordiales no están lo suficientemente extendidos como para explicar la materia oscura. No obstante, la investigación y las teorías que proponen cuentas de materia oscura densa para la materia oscura continúan a partir de 2018, incluidos los enfoques para el enfriamiento de la materia oscura, y la pregunta sigue sin resolverse. En 2019, la falta de efectos de microlente en la observación de Andrómeda sugiere que no existen pequeños agujeros negros.

Sin embargo, todavía existe un rango de masas mayormente ilimitado más pequeño que el que puede ser limitado por las observaciones de microlentes ópticos, donde los agujeros negros primordiales pueden representar toda la materia oscura.

Duración de transmisión gratuita

La materia oscura se puede dividir en categorías fría, tibia y caliente. Estas categorías se refieren a la velocidad en lugar de una temperatura real, lo que indica qué tan lejos se movieron los objetos correspondientes debido a movimientos aleatorios en el universo primitivo, antes de que se ralentizaran debido a la expansión cósmica; esta es una distancia importante llamada longitud de transmisión libre (FSL). Las fluctuaciones de densidad primordial más pequeñas que esta longitud se eliminan a medida que las partículas se esparcen de regiones sobredensas a regiones subdensas, mientras que las fluctuaciones más grandes no se ven afectadas; por lo tanto, esta longitud establece una escala mínima para la formación de estructuras posteriores.

Las categorías se establecen con respecto al tamaño de una protogalaxia (un objeto que luego evoluciona a una galaxia enana): las partículas de materia oscura se clasifican como frías, cálidas o calientes según su FSL; mucho más pequeña (fría), similar a (cálida) o mucho más grande (caliente) que una protogalaxia. También son posibles mezclas de lo anterior: una teoría de materia oscura mixta fue popular a mediados de la década de 1990, pero fue rechazada tras el descubrimiento de la energía oscura.

La materia oscura fría conduce a una formación de estructura de abajo hacia arriba con galaxias que se forman primero y cúmulos de galaxias en una última etapa, mientras que la materia oscura caliente daría lugar a un escenario de formación de arriba hacia abajo con grandes agregaciones de materia que se forman temprano y luego se fragmentan en galaxias separadas; este último está excluido por las observaciones de galaxias de alto corrimiento al rojo.

Efectos del espectro de fluctuación

Estas categorías también corresponden a los efectos del espectro de fluctuación y al intervalo posterior al Big Bang en el que cada tipo se volvió no relativista. Davis et al. escribió en 1985:

Las partículas candidatas pueden agruparse en tres categorías sobre la base de su efecto en el espectro de fluctuación (Bond) et al. 1983). Si la materia oscura se compone de abundantes partículas de luz que permanecen relativistas hasta poco antes de la recombinación, puede ser llamada "caliente". El mejor candidato para la materia oscura caliente es un neutrino... Una segunda posibilidad es que las partículas de materia oscura interactúen más débilmente que los neutrinos, sean menos abundantes y tengan una masa de orden 1 keV. Tales partículas se denominan "materia oscura cálida", porque tienen velocidades térmicas inferiores a neutrinos masivos... hay actualmente pocas partículas candidatas que encajan en esta descripción. Se han sugerido gravitinos y photinos (Pagels y Primack 1982; Bond, Szalay y Turner 1982)... Cualquier partícula que se convirtió en no relativista muy temprano, y por lo tanto fueron capaces de difusar una distancia insignificante, se denominan "cold" materia oscura (CDM). Hay muchos candidatos para el MDL incluyendo partículas supersimétricas.

— Davis, Efstathiou, Frenk, " White (1985)

Definiciones alternativas

Otra línea divisoria aproximada es que la materia oscura cálida se volvió no relativista cuando el universo tenía aproximadamente 1 año y una millonésima parte de su tamaño actual y en la era dominada por la radiación (fotones y neutrinos), con una temperatura de fotones de 2,7 millones de Kelvin.. La cosmología física estándar da el tamaño del horizonte de partículas como 2 c t (velocidad de la luz multiplicada por el tiempo) en la era dominada por la radiación, por lo tanto, 2 años luz. Una región de este tamaño se expandiría a 2 millones de años luz en la actualidad (formación de estructura ausente). El FSL real es aproximadamente 5 veces la longitud anterior, ya que continúa creciendo lentamente a medida que las velocidades de las partículas disminuyen inversamente con el factor de escala después de que se vuelven no relativistas. En este ejemplo, el FSL correspondería a 10 millones de años luz, o 3 megaparsecs, en la actualidad, aproximadamente el tamaño que contiene una galaxia grande promedio.

La temperatura del fotón de 2,7 millones K proporciona una energía fotónica típica de 250 electronvoltios, lo que establece una escala de masa típica para la materia oscura cálida: las partículas mucho más masivas que esta, como las WIMP de masa GeV-TeV, se volverían mucho menos relativistas. antes de un año después del Big Bang y, por lo tanto, tienen FSL mucho más pequeños que una protogalaxia, lo que los hace fríos. Por el contrario, partículas mucho más ligeras, como los neutrinos con masas de solo unos pocos eV, tienen FSL mucho más grandes que una protogalaxia, lo que las califica como calientes.

Materia oscura fría

La materia oscura fría ofrece la explicación más sencilla para la mayoría de las observaciones cosmológicas. Es materia oscura compuesta de constituyentes con un FSL mucho más pequeño que una protogalaxia. Este es el enfoque para la investigación de la materia oscura, ya que la materia oscura caliente no parece capaz de soportar la formación de galaxias o cúmulos de galaxias, y la mayoría de los candidatos a partículas se ralentizaron temprano.

Se desconocen los componentes de la materia oscura fría. Las posibilidades van desde objetos grandes como MACHO (como agujeros negros y estrellas Preon) o RAMBO (como cúmulos de enanas marrones), hasta nuevas partículas como WIMP y axiones.

Los estudios de nucleosíntesis y lentes gravitacionales del Big Bang convencieron a la mayoría de los cosmólogos de que los MACHO no pueden constituir más que una pequeña fracción de la materia oscura. Según A. Peter: "... los únicos candidatos a materia oscura realmente plausibles son las partículas nuevas."

El experimento DAMA/NaI de 1997 y su sucesor DAMA/LIBRA en 2013 afirmaron detectar directamente partículas de materia oscura que pasan a través de la Tierra, pero muchos investigadores siguen siendo escépticos, ya que los resultados negativos de experimentos similares parecen incompatibles con los resultados de DAMA.

Muchos modelos supersimétricos ofrecen candidatos a materia oscura en forma de partículas supersimétricas más ligeras (LSP) de WIMPy. Por separado, existen neutrinos estériles pesados en extensiones no supersimétricas del modelo estándar que explican la pequeña masa de neutrinos a través del mecanismo de balancín.

Materia oscura cálida

La materia oscura cálida comprende partículas con un FSL comparable al tamaño de una protogalaxia. Las predicciones basadas en la materia oscura cálida son similares a las de la materia oscura fría a gran escala, pero con menos perturbaciones de densidad a pequeña escala. Esto reduce la abundancia prevista de galaxias enanas y puede dar lugar a una menor densidad de materia oscura en las partes centrales de las grandes galaxias. Algunos investigadores consideran que esto se ajusta mejor a las observaciones. Un desafío para este modelo es la falta de partículas candidatas con la masa requerida ≈ 300 eV a 3000 eV.

Ninguna partícula conocida puede clasificarse como materia oscura cálida. Un candidato postulado es el neutrino estéril: una forma de neutrino más pesada y lenta que no interactúa a través de la fuerza débil, a diferencia de otros neutrinos. Algunas teorías de la gravedad modificadas, como la gravedad escalar-tensor-vectorial, exigen una temperatura "cálida" materia oscura para que sus ecuaciones funcionen.

Materia oscura caliente

La materia oscura caliente consiste en partículas cuyo FSL es mucho más grande que el tamaño de una protogalaxia. El neutrino califica como tal partícula. Se descubrieron de forma independiente, mucho antes de la búsqueda de la materia oscura: se postularon en 1930 y se detectaron en 1956. Los neutrinos' la masa es menor que 10⁻⁶ la de un electrón. Los neutrinos interactúan con la materia normal solo a través de la gravedad y la fuerza débil, lo que los hace difíciles de detectar (la fuerza débil solo funciona en una pequeña distancia, por lo que un neutrino desencadena un evento de fuerza débil solo si golpea un núcleo de frente). Esto los convierte en "partículas delgadas de interacción débil" (WISP), a diferencia de los WIMP.

Los tres sabores conocidos de neutrinos son electrón, muón y tau. Sus masas son ligeramente diferentes. Los neutrinos oscilan entre los sabores a medida que se mueven. Es difícil determinar un límite superior exacto en la masa promedio colectiva de los tres neutrinos (o para cualquiera de los tres individualmente). Por ejemplo, si la masa promedio de los neutrinos fuera superior a 50 eV/c² (menos de 10⁻⁵ de la masa de un electrón), el universo colapsaría. Los datos de CMB y otros métodos indican que su masa promedio probablemente no supere los 0,3 eV/c². Por lo tanto, los neutrinos observados no pueden explicar la materia oscura.

Debido a que las fluctuaciones de densidad del tamaño de las galaxias son eliminadas por la materia oscura caliente que fluye libremente, implica que los primeros objetos que pueden formarse son panqueques enormes del tamaño de un supercúmulo, que luego se fragmentan en galaxias. Las observaciones de campo profundo muestran, en cambio, que las galaxias se formaron primero, seguidas de cúmulos y supercúmulos a medida que las galaxias se agrupan.

Detección de partículas de materia oscura

Si la materia oscura está formada por partículas subatómicas, millones, posiblemente miles de millones, de tales partículas deben atravesar cada centímetro cuadrado de la Tierra cada segundo. Muchos experimentos tienen como objetivo probar esta hipótesis. Aunque los WIMP han sido los principales candidatos de búsqueda, los axiones han atraído una atención renovada, con el Experimento de materia oscura Axion (ADMX) buscando axiones y muchos más planeados en el futuro. Otro candidato son las partículas pesadas del sector oculto que solo interactúan con la materia ordinaria a través de la gravedad.

Estos experimentos se pueden dividir en dos clases: experimentos de detección directa, que buscan la dispersión de partículas de materia oscura de los núcleos atómicos dentro de un detector; y detección indirecta, que busca los productos de la aniquilación o descomposición de partículas de materia oscura.

Detección directa

Los experimentos de detección directa tienen como objetivo observar retrocesos de baja energía (normalmente unos pocos keV) de núcleos inducidos por interacciones con partículas de materia oscura que (en teoría) atraviesan la Tierra. Después de tal retroceso, el núcleo emitirá energía en forma de luz de centelleo o fonones, a medida que pasan a través de un aparato de detección sensible. Para hacerlo de manera efectiva, es crucial mantener un fondo extremadamente bajo, que es la razón por la cual tales experimentos suelen operar bajo tierra, donde se minimiza la interferencia de los rayos cósmicos. Ejemplos de laboratorios subterráneos con experimentos de detección directa incluyen la mina Stawell, la mina Soudan, el laboratorio subterráneo SNOLAB en Sudbury, el Laboratorio Nacional Gran Sasso, el Laboratorio subterráneo Canfranc, el Laboratorio subterráneo Boulby, el Laboratorio subterráneo profundo de ciencia e ingeniería y el Laboratorio de China Laboratorio subterráneo de Jinping.

Estos experimentos utilizan principalmente tecnologías de detectores de líquidos nobles o criogénicos. Los detectores criogénicos que funcionan a temperaturas inferiores a 100 mK detectan el calor producido cuando una partícula golpea un átomo en un absorbedor de cristal como el germanio. Los detectores de líquidos nobles detectan el centelleo producido por una colisión de partículas en xenón o argón líquido. Los experimentos con detectores criogénicos incluyen: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Los experimentos con líquidos nobles incluyen LZ, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX y LUX, el experimento Large Underground Xenon. Ambas técnicas se centran en gran medida en su capacidad para distinguir las partículas de fondo (que dispersan predominantemente los electrones) de las partículas de materia oscura (que se dispersan de los núcleos). Otros experimentos incluyen SIMPLE y PICASSO.

Actualmente, no ha habido una afirmación bien establecida de detección de materia oscura a partir de un experimento de detección directa, lo que lleva, en cambio, a fuertes límites superiores en la masa y la sección transversal de interacción con los nucleones de tales partículas de materia oscura. Las colaboraciones experimentales DAMA/NaI y DAMA/LIBRA más recientes han detectado una modulación anual en la tasa de eventos en sus detectores, que afirman que se debe a la materia oscura. Esto resulta de la expectativa de que a medida que la Tierra gira alrededor del Sol, la velocidad del detector en relación con el halo de materia oscura variará en una pequeña cantidad. Esta afirmación no está confirmada hasta el momento y está en contradicción con los resultados negativos de otros experimentos como LUX, SuperCDMS y XENON100.

Un caso especial de experimentos de detección directa cubre aquellos con sensibilidad direccional. Esta es una estrategia de búsqueda basada en el movimiento del Sistema Solar alrededor del Centro Galáctico. Una cámara de proyección de tiempo de baja presión hace posible acceder a información sobre las pistas de retroceso y restringir la cinemática del núcleo WIMP. Los WIMP que provienen de la dirección en la que viaja el Sol (aproximadamente hacia Cygnus) pueden separarse del fondo, que debería ser isotrópico. Los experimentos de materia oscura direccional incluyen DMTPC, DRIFT, Newage y MIMAC.

Detección indirecta

Collage of six cluster collisions with dark matter maps. Los cúmulos se observaron en un estudio de cómo la materia oscura en cúmulos de galaxias se comporta cuando los cúmulos chocan.

Los experimentos de detección indirecta buscan los productos de la autoaniquilación o descomposición de partículas de materia oscura en el espacio exterior. Por ejemplo, en regiones de alta densidad de materia oscura (por ejemplo, el centro de nuestra galaxia), dos partículas de materia oscura podrían aniquilarse para producir rayos gamma o pares de partículas y antipartículas del modelo estándar. Alternativamente, si una partícula de materia oscura es inestable, podría decaer en partículas del modelo estándar (u otras). Estos procesos podrían detectarse indirectamente a través de un exceso de rayos gamma, antiprotones o positrones que emanan de regiones de alta densidad en nuestra galaxia u otras. Una dificultad importante inherente a tales búsquedas es que varias fuentes astrofísicas pueden imitar la señal esperada de la materia oscura, por lo que es probable que se requieran múltiples señales para un descubrimiento concluyente.

Algunas de las partículas de materia oscura que atraviesan el Sol o la Tierra pueden dispersar átomos y perder energía. Por lo tanto, la materia oscura puede acumularse en el centro de estos cuerpos, aumentando la posibilidad de colisión/aniquilación. Esto podría producir una señal distintiva en forma de neutrinos de alta energía. Tal señal sería una fuerte prueba indirecta de la materia oscura WIMP. Los telescopios de neutrinos de alta energía como AMANDA, IceCube y ANTARES están buscando esta señal. La detección por parte de LIGO en septiembre de 2015 de ondas gravitacionales abre la posibilidad de observar la materia oscura de una nueva forma, especialmente si se encuentra en forma de agujeros negros primordiales.

Se han llevado a cabo muchas búsquedas experimentales para buscar dicha emisión de la aniquilación o descomposición de la materia oscura, ejemplos de los cuales se muestran a continuación. El Telescopio Experimental de Rayos Gamma Energéticos observó más rayos gamma en 2008 de lo esperado de la Vía Láctea, pero los científicos concluyeron que esto probablemente se debió a una estimación incorrecta de la sensibilidad del telescopio.

El telescopio espacial de rayos gamma Fermi está buscando rayos gamma similares. En abril de 2012, un análisis de los datos previamente disponibles de su instrumento Large Area Telescope produjo evidencia estadística de una señal de 130 GeV en la radiación gamma proveniente del centro de la Vía Láctea. La aniquilación de WIMP fue vista como la explicación más probable.

A energías más altas, los telescopios terrestres de rayos gamma han establecido límites en la aniquilación de materia oscura en galaxias esferoidales enanas y en cúmulos de galaxias.

El experimento PAMELA (lanzado en 2006) detectó un exceso de positrones. Podrían ser de la aniquilación de materia oscura o de púlsares. No se observaron antiprotones en exceso.

En 2013, los resultados del espectrómetro magnético Alpha de la Estación Espacial Internacional indicaron un exceso de rayos cósmicos de alta energía que podría deberse a la aniquilación de la materia oscura.

Collider busca materia oscura

Un enfoque alternativo para la detección de partículas de materia oscura en la naturaleza es producirlas en un laboratorio. Los experimentos con el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) pueden detectar partículas de materia oscura producidas en las colisiones de los haces de protones del LHC. Debido a que una partícula de materia oscura debería tener interacciones insignificantes con la materia visible normal, puede detectarse indirectamente como (grandes cantidades) de energía y momento faltantes que escapan a los detectores, siempre que se detecten otros productos de colisión (no despreciables). También existen restricciones sobre la materia oscura del experimento LEP que utiliza un principio similar, pero investiga la interacción de las partículas de materia oscura con electrones en lugar de quarks. Cualquier descubrimiento de búsquedas en colisionadores debe ser corroborado por descubrimientos en los sectores de detección indirecta o directa para demostrar que la partícula descubierta es, de hecho, materia oscura.

Hipótesis alternativas

Debido a que aún no se ha identificado la materia oscura, han surgido muchas otras hipótesis con el objetivo de explicar los mismos fenómenos observacionales sin introducir un nuevo tipo desconocido de materia. El método más común es modificar la relatividad general. La relatividad general está bien probada en escalas del sistema solar, pero su validez en escalas galácticas o cosmológicas no ha sido bien probada. Una modificación adecuada de la relatividad general puede, en principio, posiblemente eliminar la necesidad de la materia oscura. Las teorías más conocidas de esta clase son MOND y su generalización relativista tensor-vector-gravedad escalar (TeVeS), gravedad f(R), masa negativa, fluido oscuro y gravedad entrópica. Abundan las teorías alternativas.

Un problema con las hipótesis alternativas es que la evidencia observacional de la materia oscura proviene de tantos enfoques independientes (consulte la sección "evidencia observacional" más arriba). Es posible explicar cualquier observación individual, pero explicarlas todas en ausencia de materia oscura es muy difícil. No obstante, ha habido algunos éxitos dispersos para hipótesis alternativas, como una prueba de 2016 de lentes gravitacionales en gravedad entrópica y una medición de 2020 de un efecto MOND único.

La opinión predominante entre la mayoría de los astrofísicos es que, si bien las modificaciones a la relatividad general pueden posiblemente explicar parte de la evidencia observacional, probablemente haya suficientes datos para concluir que debe haber alguna forma de materia oscura presente en el Universo.

En la cultura popular

La materia oscura aparece regularmente como un tema en publicaciones periódicas híbridas que cubren tanto temas científicos reales como ciencia ficción, y la materia oscura misma ha sido referida como "el material de la ciencia ficción". La mención de la materia oscura se hace en obras de ficción. En tales casos, se le suelen atribuir propiedades físicas o mágicas extraordinarias, por lo que se vuelve inconsistente con las propiedades hipotéticas de la materia oscura en física y cosmología. Por ejemplo, la materia oscura sirve como elemento argumental en el episodio "Soft Light" de X-Files, de una manera que un crítico consideró que dependía de la ignorancia de la audiencia. Una sustancia inspirada en la materia oscura conocida como "Polvo" ocupa un lugar destacado en la trilogía His Dark Materials de Philip Pullman, y los seres hechos de materia oscura son antagonistas en Xeelee Sequence de Stephen Baxter.

En términos más generales, la frase "materia oscura" se usa metafóricamente para evocar lo invisible o invisible.

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