Materia oscura no bariónica

Materia oscura
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 excitante, según refleja la tabla a continuación:
Componente
Estrella y gas neutro
Gas ionizado
Total de materia bariónica
Materia Oscura Fría
Constante Cosmológica u otras formas de
energía oscura)
Fracción de la masa en función de la
densidad crítica
~ 1%
~ 3%
~ 4%
~ 30%
~ 66%
Primeras evidencias de materia oscura
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
difucultades 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 relamente a éste, o que simplemente sean galaxias de
fondo atravezando la franja del cielo donde se halla el cúmulo.
Evidencias aún más rotundas
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 raiz 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 distribuída 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.
Materia oscura no bariónica
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% 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.
Tipos de materia exótica no bariónica
Neutrinos
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 ()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 ().
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 ó 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 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.
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.
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)
Materia oscura fría.
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 ó partículas masivas débilmente
interactuantes). Algunos de estos tipos de partículas han sido propuestas
desde la teoría pero nunca observadas hasta ahora.
Energía Oscura
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
observacional 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 10 de Mayo de 2000)
¿Qué podría constituir esta energía oscura?. Se están explorando
actualmente dos posibilidades:
1. Constante Cosmológica.
2. Quintaesencia
Detección directa de materia oscura
1. Detectando MACHOS (Objetos Compactos del Halo Galáctico)
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 dsde 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
Curvas de
luz teóricas
para un
fenómeno
de
microlente
de una
estrella
pertenecient
e 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. -m representa la variación de
magnitud de la estrella durante el evento.
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
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 gravitatorioes 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 .
Uno de
los
evento
s
detecta
dos por
el
proyect
o
MACH
O. Las
curvas
de luz
con
filtro
azul
(blue) y con filtro rojo (red). Fuente: The MACHO project.
Las conclusiones básicas que se pueden extraer de las observaciones de
estos tres proyectos son:
1. Varios eventos correspondientes a microlentes gravitatorias han sido
observados. La independencia de las curvas con el color demuestran que
la interpretación de microlente gravitatoria de las curvas de luz es
perfectamente factible.
2. El número de eventos observados implica que el halo galáctico no
puede estar formado enteramente de MACHOs de masa subestelar.
3. Parece de nuevo inevitable la existencia de materia no bariónica en
nuestra galaxia.
2. Detectando
WINPS (Partículas
masivas de interacción débil)
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+ eEl 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 cantidada
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 produciendose 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:
 The HEIDELBERG-MOSCOW Double Beta 76GeV Experiment
 The HEIDELBERG DARK MATTER SEARCH (HDMS) Experiment
 GENIUS
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