Nuevas Observaciones Ahora SnIa Mass Power Spectrum Angular Power Spectrum Antes Universo en Expansión BBN (75% H, 25% He) CBR (2.735 K)

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Transcripción de la presentación:

Nuevas Observaciones Ahora SnIa Mass Power Spectrum Angular Power Spectrum Antes Universo en Expansión BBN (75% H, 25% He) CBR (2.735 K)

Materia Obscura en Galaxias GMm/r² = m v L ²/r I = I i exp(-r/R) v L ² = v 0 ² (I 0 K 0 - I 1 K 1 )

Galaxia NGC2903

Cúmulos de Galaxias

Lentes Gravitacionales

Tamaños Cúmulos de galaxias: Tamaños  Mpc  M 

Modelos de Materia Obscura

SnIa

Mass Power Spectrum

Angular Power Spectrum

Resumen  M ~ 0.35  0.1,   ~ 0.65  0.1  0 ~ 1. Las Componentes de la materia son  M =  b +  +  ~  DM, Donde  DM ~ Pero  DM ni   ??.  DM +   ~ 0.95 Todo Concuerda!!.

Simulaciones Numericas

Problemas del Modelo  CDM Energia Obscura: Fine Tuning Extremo Coincidencia Materia Obscura: Neutrinos Axiones WIMP’s

Axions m  eV Seidel and Suen PRL 66(1991)1659

WIMPs Perfil de densidades en Galaxias  (r)  r  as r  0 Simulaciones Numéricas   -1.5 Observaciones   Numero de Galaxias Enanas >> Densidad Central  c  0.02 M  /pc 3

Posibles Alternativas Self-Interacting DM Simulaciones Numéricas   2  2 /m = cm 2 /GeV Materia Obscura Escalar V = cosh