No hubo conmoción inmediata en las calles. Sólo una pequeña banda de científicos estaban participando y poniendo gran atención a lo que estaba ocurriendo
Sam Treiman 1999. The Odd Quantum (Princeton University Press)
A
principios del siglo XX se creía que toda la masa del universo
residía en las estrellas. Un siglo más tarde la
situación parece bastante más compleja y sorprendente,
según refleja la tabla a continuación:
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Componente |
Fracción de la masa en función de la densidad crítica |
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Estrellas |
~ 0.5% |
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Gas neutro |
~ 0.5% |
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Gas ionizado |
~ 3% |
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Total de materia bariónica |
~ 4 a 5% |
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~ 0.1 a 5% |
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~ 25 a 33% |
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~ 60 a 72% |
Desde los años treinta se sabe que las velocidades peculiares de las galaxias en cúmulos corresponden a una masa total del cúmulo de aproximadamente un orden de magnitud mayor que el total de toda la materia luminosa observada dentro de las propias galaxias. ¿Cómo se sabe esto?. Hay una maneras simple de hacer una estimación de la masa del cúmulo. La única fuerza apreciable entre las galaxias de un cúmulo es la gravedad. Cuanto mayor sea la masa de un cúmulo, las galaxias exteriores estarán sometidas a una mayor fuerza graviatoria total y por tanto a una mayor aceleración, alcanzando mayores velocidades. Por tanto, la velocidad media de las galaxias de un cúmulo es una medida de su masa – El lector puede visualizar este hecho utilizando esta simulación java–. Este mismo argumento nos permite calcular la masa utilizando medidas de las mayores velocidades que se observan en el cúmulo. Éstas no pueden ser mucho mayores que la velocidad de escape, o en caso contrario las galaxias se habrían alejado del cúmulo.
Siempre por supuesto, una idea simple en astronomía suele estar acompañada de dificultades observacionales. En este caso, desde luego que no podemos observar las galaxias moviéndose realmente. Sólo podemos obtener una instantánea del cúmulo junto con una medida, a través del desplazamiento doppler, de las velocidades peculiares de cada galaxia. Pero podría pasar que las galaxias con velocidades más elevadas estuvieran realmente escapando del cúmulo, o que no pertenezcan realmente a éste, o que simplemente sean galaxias de fondo atravesando la franja del cielo donde está el cúmulo.
También, desde los años
sesenta se ha observado una situación similar en las partes
exteriores de las galaxias espirales y al
menos en algunas elípticas. Si
imaginamos una galaxia a modo de Sistema Solar, con las estrellas
girando en órbitas cerradas alrededor del centro donde se
concentra una gran cantidad de masa, cabría esperar entonces
que las velocidad de las estrellas disminuyeran a medida que nos
alejamos del centro siguiendo una ley kepleriana
del tipo del inverso de la raíz cuadrada de la distancia. La
representación de la velocidad de rotación frente a la
distancia se denomina curva de rotación. El
lector puede visualizar diferentes tipos de curvas de rotación
según la masa central en esta aplicación java.
Sin embargo, las observaciones indican otra cosa. La velocidad parece mantenerse prácticamente constante hasta el límite observacional externo de la galaxia, como podemos observar en el ejemplo de la curva de rotación de la derecha correspondiente a la galaxia NGC3198 (fuente: Berkeley). Sólo existen dos posibles explicaciones a este fenómeno:
1. Existe una cantidad de materia distribuida de manera diferente a la materia visible
2. Bien las leyes dinámicas o bien la teoría gravitatoria que aplicamos a esas escalas no son correctas.
Aunque existe al menos una teoría dinámica alternativa (MOND) y alguna teoría gravitatoria alternativa (Gravedad Conforme por ejemplo), éstas tienen algunos problemas y de momento nadie ha encontrado ninguna desviación de las predicciones de la Teoría General de la Relatividad. Por tanto, antes de abandonar sin motivos suficientes una teoría consistente de tal éxito observacional como la Relatividad General tenemos que probar con la alternativa más simple.
Antes de 1980 se asumía habitualmente que esta "materia oscura" era materia ordinaria en alguna forma no detectable como gas, estrellas de baja masa y cadáveres estelares del tipo enana blanca o agujero negro. Sin embargo, los años ochenta trajeron a escena otra fascinante idea: que la materia oscura está formada por neutrinos o alguna forma más exótica de partículas aún no descubierta en los laboratorios de altas energías. ¿Por qué piensan los cosmólogos en estos tipos de materia exótica?. La razón es que muchas observaciones convergen a un valor del parámetro de densidad del orden de un 30% de la densidad crítica. Pero la nucleosíntesis primigénea, es decir, el modelo de formación de los elementos químicos ligeros en los primeros instantes del universo, indica que la cantidad de materia bariónica (aquella formada por protones y neutrones) no puede ser muy diferente de un 4 a 5% de la densidad crítica. El total de materia luminosa visible está por debajo de esta cantidad, lo que implica que debe haber mucha materia no detectada en forma de objetos compactos denominados habitualmente MACHOS (del inglés Objetos Compactos del Halo [Galáctico]). Todo esto nos lleva a que al menos un 85% de la materia está formada por algún tipo de materia exótica.
La primera partícula que se pensó podía formar parte de esta materia oscura fue el neutrino. El neutrino es una partícula emitida en la desintegración beta donde un protón (p) reacciona con un antineutrino (n-)convirtiéndose en un neutrón (n) y un positrón (e+) [reaction#1] ó un protón (p) interacciona con un electrón (e-) para producir un neutrón (n) y un neutrino (n).
En el Modelo Estándar de la física de partículas, el neutrino es una partícula que no tiene masa. Sin embargo se pueden hacer modificaciones en la teoría que permita la existencia de neutrinos masivos de forma que tienen que ser las observaciones o los experimentos los que decidan cuál es el caso. Al ser el neutrino una partícula sin masa o tremendamente ligera se mueve a la velocidad de la luz o a velocidades muy cercanas, lo que los convierte en lo que se denominan partículas relativistas. Actualmente se denomina a cualquier tipo de partículas relativistas en cosmología materia oscura caliente (del inglés Hot Dark Matter o abreviado HDM)
La nucleosíntesis
primigénea establece que el número de tipos de
neutrinos sólo puede ser tres (hecho que confirman los
experimentos del CERN)
y que su número actual tiene que ser del orden de unos 115
neutrinos de cada especie por centímetro cúbico.
Teniendo en cuenta que la densidad
crítica es del orden del peso de 2 ó 3 átomos
de hidrógeno por metro cúbico, si los neutrinos tienen
que contribuir con algo así como del orden de la densidad
detectada (1/3 de la densidad crítica aprox.) tendríamos
que unos 100 millones de neutrinos tendrían que pesar algo así
como un átomo de hidrógeno. Un átomo de
hidrógeno pesa (en unidades de energía) unos 1000 MeV.
Por tanto la masa del neutrino tendría que ser del orden de
unos 10 eV para que
pudiera constituir el resto de la masa oscura.
Pero si los neutrinos constituyen la masa dominante de
estructuras como galaxias podemos hacer
una nueva estimación de la masa del neutrino de la siguiente
manera: Las galaxias tienen unas masas dinámicas que podemos
deducir aproximadamente del simple hecho de que las estrellas estén
unidas gravitacionalmente al cuerpo de la galaxia. Se debe cumplir
entonces que la energía de ligadura gravitacional (G m M/r)
sea como muy poco del orden de la energía cinética de
las estrellas (1/2 m v2), con objeto de que éstas
no escapen de sus órbitas. Por ejemplo, para nuestra galaxia,
con el Sol situado a unos 10 kpc
gira con una velocidad de unos 220 km/s implica una masa mínima
de algo más de 5 ×109 masas solares. Los
neutrinos son fermiones
(partículas de spin
semientero) y el principio
de exclusión de Pauli establece un máximo de
densidad de neutrinos del orden de un millón por centímetro
cúbico. Esto establece una masa mínima para el neutrino
de unos 30 eV, lo que es incompatible con el cálculo anterior
que establecía un límite superior de unos 10 eV.
Las medidas del experimento
Super-Kamiokande de 1999
indican que la masa del neutrino es probablemente mucho menor que
esta cantidad. La medidas del CERN
ponen un límite superior a la masa del neutrino más
pesado de unos 9 eV. Medidas
más recientes estiman la suma de los tres tipos de
neutrinos en algún lugar entre 0.05 y 8.4 eV
. Esto implicaría una contribución escasa a la densidad
de materia del universo, situada en algún lugar entre 0.001 y
0.18 de la densidad
crítica.
Las
observaciones de la supernova
1987A también son compatibles con la existencia de tres
tipos de neutrinos y con un límite superior de la masa del
neutrino electrónico de unos 25 eV.
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Pero hay un problema más grave que todo esto. Cuando ponemos tanta masa de neutrinos en el universo, las grandes estructuras galácticas como los supercúmulos tienden a formarse primero que las pequeñas estructuras como los cúmulos de galaxias (que se suele denominar formación de arriba a abajo), lo que contradice las observaciones que indican una formación relativamente reciente de las grandes estructuras (más compatible con una formación de estructuras jerarquizada de abajo a arriba). Además las concentraciones de materia en los grandes supercúmulos sería considerablemente mayor de lo observado (ver modelos de formación galáctica para más detalles). |
Comparación entre la distribución de galaxias observada (c), y una simulación numérica de las estructuras galácticas resultantes en un modelo de universo con neutrinos (b) y un modelo de universo con partículas más masivas y lentas (a) |
Se denomina materia oscura fría (del inglés Cold Dark Matter, abreviada CDM) a cualquier tipo de partículas relativamente masivas que se mueven a velocidades mucho menores que la velocidad de la luz. La búsqueda de este tipo de partículas como parte de la materia oscura tienes dos motivaciones básicas:
1. Su existencia es una característica general de las teorías de gran unificación que intentan unificar todas las interacciones a excepción de la gravedad.
2. Su inserción en las simulaciones de la formación de las estructuras galácticas consigue mejorar la semejanza con los observado (ver comparación en la figura anterior)
Las partículas que podrían formar la materia oscura fría podrían tener masas que rondan el Gigaelectrónvoltio e interactuarían sólo a través de la interacción débil y de la gravedad. Por ello se les suele llamar WIMPs (de Weak Interacting Massive Particles o partículas masivas débilmente interactuantes). Algunos de estos tipos de partículas han sido propuestas desde la teoría pero nunca observadas hasta la fecha.
Tanto la Relatividad General como la mismísima gravitación Newtoniana permiten la existencia de un término que puede producir una repulsión gravitatoria a gran escala, implicando un universo que podría estar incluso acelerando su expansión. Lo intrigante del caso es que existe evidencia de que ésta podría ser de hecho la situación, procedente de tres observaciones independientes:
1. De la relación desplazamiento al rojo-distancia aplicada al brillo de supernovas tipo Ia.
2. De las anisotropías de la radiación de fondo cósmico (ver noticia del 10 de Mayo de 2000)
3. Del estudio estadístico de lentes gravitatorias.
Todos estos estudios indican que esta componente de energía oscura contribuye con unos 2/3 de la masa del universo, implicando un universo muy cercano o justo con la densidad crítica, y por tanto de geometría espacial plana (ver noticia del 11 de febrero de 2003)
¿Qué podría constituir esta energía oscura?. Se están explorando actualmente dos posibilidades:
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Cuando un objeto compacto del Halo Galáctico como un planeta gigante, enana marrón, enana blanca, etc. pasa por delante de una estrella distante (por ejemplo situada en las Nubes de Magallanes), se produce un fenómeno que denominamos microlente gravitatoria, similar a las lentes gravitatorias producidas por la interposición de una galaxia ó un cúmulo de galaxias en nuestra línea de visión a un cuásar. El efecto de interposición de un MACHO produce una concentración de la luz de la estrella distante que se manificesta como un aumento de brillo. Teóricamente, si el MACHO y la estrella están prácticamente alineados en la línea de visión desde la Tierra se forma un anillo luminoso alrededor del objeto formado por todos los rayos de luz que convergen en el observador. Este anillo de denomina de Einstein |
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El radio del anillo de Einstein RE depende de la masa M del objeto y de las distancias L a la estrella y l al MACHO (ver figura)
RE = 2/c Raiz [G M L x (1-x)]
Donde c es la velocidad de la luz, G la constante de gravitación universal y
x = [distancia la Macho] / [distancia a la estrella] = l / L
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El factor de amplificación A viene dado por A = ( u2 + 2 ) / (u (u2+4)½) con u = [parámetro de impacto] / [radio del anillo de Einstein] = r / RE y es típicamente del orden de 1 a 1,5 magnitudes para estrellas de la Gran Nube de Magallanes. El tiempo que dura el evento está relacionado con la masa del MACHO implicado; Para estrellas de la Gran Nube de Magallanes es del orden de media hora si el MACHO interpuesto se trata de un cuerpo de masa planetaria, unas 3 semanas si se trata de un enana marrón y de 5 a 8 semanas si se tratara de una enana blanca. Es importante señalar que el problema de conocer los parámetros que intervienen en el fenómeno de microlente gravitatoria es un problema mal definido, porque en principio existen infinitas configuraciones de objetos que podrían llevar a la misma curva de luz. El problema sólo queda definido cuando hacemos alguna hipótesis de la posible posición de los objetos. Cuando miramos a estrellas de la Nube de Magallanes hay dos hipótesis que parecen razonables: 1) Que el fenómeno se produce debido a un objeto del Halo galáctico. 2) Que el el fenómeno se produce a consecuencia de un objeto perteneciente a la propia Gran Nube de Magallanes. Existen varios proyectos de observación que buscan eventos de este tipo, entre ellos el proyecto MACHO, el proyecto EROS, y el proyecto OGLE . |
Curvas de luz teóricas para un fenómeno de microlente de una estrella perteneciente a la Gran Nube de Magallanes producida por un MACHO con una masa 100 veces menor que la del Sol y una velocidad transversal vr de 200 km/s. La curva de arriba es para un parámetro de impacto r igual la mitad del radio del anillo de Einstein y la de abajo para un parámetro de impacto igual al radio del anillo de Einstein. -Dm representa la variación de magnitud de la estrella durante el evento. |
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Las conclusiones básicas que se pueden extraer de las observaciones de estos tres proyectos son:
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Nadie ha detectado todavía una WIMP, pero su existencia está bien motivada por dos razones básicas
1. Las observaciones de la estructura del universo a gran escala y de las propias galaxias como la nuestra parecen implicar la existencia de materia no bariónica de manera inevitable
2. Las teorías de gran unificación predicen la existencia de gran número de partículas exóticas que interaccionan con el resto de la materia sólo a través de la interacción débil y de la gravedad con masas del orden de algunos GeV hasta algunos cientos de GeV.
WINPS podrían haber sido producidas en el universo temprano en reacciones del tipo
positrón + electrón ® WIMP + anti WIMP
e+ + e- ® X + X+
Por supuesto que también se aniquilarían vía la reacción inversa X + X+ ® e+ + e-
El número de WIMPs que podrían atravesar un detector es bastante grande, del orden de un millón por cm2 de superficie del detector y por segundo para WIMPs de 1 GeV, disminuyendo la cantidad proporcionalmente a la masa de la partícula. La dificultad principal reside en que estas partículas, en caso de existir, interaccionarían muy débilmente con la materia produciéndose pocos eventos de baja energía (unos pocos keV). Es exactamente el mismo problema que para la detección de neutrinos y así uno necesita construir detectores con gran cantidad de material.
Existen dos peculiaridades que podrían intentar ser detectadas.
1. Variación del orden del 10% en la cantidad de interacciones con una periodicidad anual, debida al movimiento de traslación de la Tierra.
2. Variación asimétrica del orden del 50% en la dirección del flujo de WIMPs debida al movimiento del Sol a través del halo galáctico.
Existen varios proyectos en funcionamiento que son teóricamente capaces de detectar estas variaciones e incluso algunos son sensibles a propiedades de la partícula interactuante. Algunos de estos experimentos son:
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