Materia invisible en el Universo

Materia invisible en el Universo
Vladimir Avila-Reese
Instituto de Astronomía, UNAM
1. Introducción.
Durante muchas décadas las observaciones astronómicas han mostrado que la
dinámica interna de las galaxias, así como de los sistemas que ellas conforman,
implica la presencia de fuerzas gravitatorias faltantes. Por otro lado, para garantizar
en el Universo temprano la supervivencia de las semillas de formación de galaxias, se
requiere del dominio de una componente de materia oscura fría exótica (no bariónica),
es decir aquella que no interactúa con la radiación y que por ende es invisible. Estos y
otros aspectos de la realidad cósmica, en un contexto unificado -como suele ser en la
astronomía- han conducido al desarrollo, en los últimos 20 años, de un escenario
cosmológico y cosmogónico donde la materia oscura (MO) globalmente es cinco
veces más abundante que la materia bariónica, constituyendo ambas alrededor del
27% de la densidad de materia-energía del Universo actual. El restante 73% parece
estar asociado a una componente repulsiva responsable de la expansión acelerada
reciente del espacio, misma que fue bautizada como energía oscura.
Los problemas de la materia y energía oscuras, aparentes componentes invisibles que
actualmente contribuyen con más del 95% a la densidad de materia-energía del
Universo, son centrales en la Astronomía, Cosmología, Física de Partículas
Elementales y disciplinas afines. Estos problemas han planteado las bases de lo que se
puede considerar como el inicio de una nueva revolución científica.
A continuación presentaré una breve revisión de: las principales evidencias
observacionales de fuerzas gravitatorias faltantes (S. 2), la necesidad de introducir
MO exótica en la formación de estructuras cósmicas y el éxito de esta propuesta (S.
3), y los candidatos más viables de MO, su detección y alternativas (S. 4). Finalmente
presentaré algunas reflexiones conclusivas (S. 5).
2. Evidencias observacionales de materia oscura.
Los sistemas gravitacionalmente ligados más grandes del Universo son los cúmulos
de galaxias. En los años 30 el astrónomo F. Zwicky midió las velocidades radiales de
las galaxias en el cúmulo cercano de Coma y calculó las velocidades aleatorias
promedio con relación a la velocidad promedio del cúmulo. Las velocidades orbitales
de las galaxias en los cúmulos son balanceadas por la gravedad total del cúmulo.
Zwicky, usando dinámica newtoniana, encontró que las velocidades orbitales
implican una masa dinámica más de un orden de magnitud mayor a la esperada de
sumar las masas luminosas de todas las galaxias pertenecientes al cúmulo: éste
literalmente tendría que estar explotando; pero no, se encuentra en equilibrio virial.
Tal resultado indujo a Zwicky a proponer que en los cúmulos hay una enorme
cantidad de materia “escondida” responsable de producir la gravedad que balancea la
alta dispersión de velocidad de las galaxias.
Hoy en día sabemos que en los cúmulos existe una gran cantidad de gas caliente que
emite en rayos X y que suma dos o más veces la masa luminosa de todas sus galaxias
(suponiendo equilibrio virial, la distribución espacial de temperatura de este gas es un
trazador también de la masa dinámica de los cúmulos). Sin embargo, incluso tomando
en cuenta la gravedad que produce el gas intracúmulo, la deficiencia de masa sigue
siendo considerable; grosso modo, la masa dinámica de los cúmulos está constituida
en un 5% por las galaxias luminosas, 10% por el gas caliente y el resto por materia no
luminosa. La comunidad astronómica tomó con reserva el resultado de Zwicky pero
la primera vertiente del concepto de MO empezó a fluir desde entonces.
En las décadas posteriores nuevas vertientes acrecentaron el río de evidencias
observacionales de fuerzas faltantes en sistemas dinámicos astronómicos. Por
ejemplo, la dinámica de pares y grupos de galaxias inferida por las órbitas de sus
componentes implicaba masas totales de esos sistemas mucho mayores a la suma de
las masas luminosas de sus componentes. Incluso exagerando en los cocientes de
masa estelar a luminosidad, Ms/L, que se usan para pasar de L a Ms, las fracciones de
MO inferidas siguen siendo altas.
La vertiente más caudalosa llegaría en la década de los 70 y principios de los 80 con
mediciones de las curvas de rotación Vrot(r) de galaxias individuales de disco por
parte de astrónomos como V. Rubin, M. Roberts, A. Bosma entre otros. Este tipo de
galaxias, mismas que en número son cerca del 80% en el Universo local, mantienen
equilibrio centrífugo, lo cual, en una primera aproximación, suponiendo esfericidad y
órbitas circulares, significa Vrot2 = Vc2 = GM(<r)/r, donde Vc es la velocidad circular y
G la constante gravitacional. Así, dada la curva de rotación se puede inferir la
distribución de masa. Las curvas de rotación medidas a partir de líneas espectrales
asociadas a estrellas o por la línea de 21 cm del hidrógeno neutro (gas), crecen
rápidamente del centro hasta cierto radio y luego se mantienen constantes o incluso
crecen ligeramente hasta radios que van incluso más allá del disco óptico. Por otro
lado, la curva de Vc(r) que se infiere a partir de la distribución de luminosidad de las
galaxias de disco y que se convierte a distribución de masa estelar usando el cociente
Ms/L, crece en la mayoría de los casos similar a la observada pero al llegar a cierta
fracción del radio óptico de la galaxia empieza a decrecer rápidamente
(keplerianamente), evidenciando que la materia luminosa es extremadamente escasa
como para explicar las curvas de rotación planas o crecientes observadas.
Estudios posteriores, con observaciones más precisas, determinaciones independientes
del cociente Ms/L, relajando suposiciones de movimientos circulares y tomando en
cuenta modelos de estructura galáctica cada vez más completos, sólo confirmaron los
resultados previos: hasta el radio óptico de las galaxias se requiere de una componente
de MO que puede ser igual o hasta 10 veces mayor que la luminosa (estrellas y gas),
desde galaxias masivas y concentradas hasta enanas y de baja concentración
respectivamente. Pero la historia no termina ahí. Con la línea de 21 cm se puede trazar
la dinámica de las galaxias hasta radios 2-3 veces más allá del óptico ya que el disco
de gas es más extendido que el disco de estrella. En algunos casos, los parámetros
orbitales de cúmulos globulares o galaxias satélites permiten trazar la dinámica
incluso hasta radios más externos. En todos los casos, los resultados, siempre bajo la
suposición de dinámica newtoniana (o de Relatividad General), apuntan a la presencia
de MO más allá de donde termina la galaxia estelar.
En la última década un nuevo caudal de evidencias observacionales directas de MO
en las galaxias y cúmulos de galaxias llegó con la aplicación de la técnica de lentes
gravitatorias, tanto en el régimen fuerte como en el débil. La deflexión que sufre la
luz de fondo al atravesar regiones del espacio-tiempo curvadas por concentraciones de
materia, permite justamente estimar la distribución de masa en dichas regiones de una
manera independiente a las inferencias dinámicas. En el caso de los masivos cúmulos
de galaxias, las lentes gravitatorias producen arcos espectaculares con la luz de
galaxias de fondo, tan alejadas que en algunos casos podrían ser las primeras galaxias
del Universo, accesibles al telescopio sólo gracias a la magnificación que sufren por
el efecto de la lente gravitatoria. Dichos arcos revelan cantidades de materia mucho
mayores a la bariónica en el interior de los cúmulos.
Los arcos no son comunes en el caso de las galaxias. Sin embargo sus masas son
capaces de producir distorsiones muy tenues (generalmente elongaciones) de las
galaxias de fondo. Haciendo uso de grandes catastros de galaxias, los astrónomos
examinan las deformaciones laterales aparentes de galaxias de fondo (lente débil) y
caracterizan estadísticamente la distribución promedio de masa alrededor de las
galaxias lentes. Los resultados han sido similares a los obtenidos con el método
dinámico: ¡galaxias de escalas como la Vía Láctea están inmersas en esferoides
(halos) de MO autogravitantes 20-30 veces más masivos que la galaxia luminosa y
15-20 veces más extendidos que su región óptica! Además para galaxias de escalas
menores o mayores, la fracción de MO se hace aún mayor.
Resumiendo, desde escalas de galaxias enanas hasta cúmulos de galaxias (masas
bariónicas de ~106 M hasta ~1014 M, M= masa solar), las inferencias
observacionales, tanto dinámicas como de curvatura del espacio-tiempo, apuntan a la
existencia de enormes cantidades de MO distribuida en halos muy extendidos, todo
esto en el entendido de que la Relatividad General (RG) y la dinámica newtoniana
como su límite de campo débil son correctas.
3. Formación de estructuras cósmicas: necesidad de materia oscura exótica
Una afluente mayor al río de argumentos de existencia de MO exótica surgió de
manera independiente a las observaciones, alcanzando su máximo cause en los
últimos 15 años. Esta afluente tiene que ver más bien con el contexto de formación,
evolución y estructura de las galaxias y sus sistemas.
Ya en los años 70, con las primeras simulaciones numéricas de N cuerpos, se
encontró que los discos galácticos son estructuras dinámicamente frágiles que en
pocas rotaciones podrían destruirse por inestabilidades intrínsecas como ser
formación de barras. En consecuencia sería muy difícil explicar la alta fracción de
galaxias de disco observadas en el Universo local. Pronto se mostró que la situación
es otra si los discos se encuentran inmersos en esferoides (halos) de MO
dinámicamente caliente.
Otro gran argumento -o más bien necesidad- a favor de la existencia de MO exótica
surgió de la siguiente manera. Si de alguna forma en el Universo muy temprano se
produjeron perturbaciones al campo de densidad homogéneo1, es fácil mostrar que
éstas se amortiguan hasta escalas de ~5x1013 M en las épocas del Universo caliente,
1
Tales perturbaciones se entiende que tienen que haber sido extremadamente tenues a fin de no violar
la homogeneidad e isotropía global del espacio (principio cosmológico), condiciones que permiten
resolver las ecuaciones de campo de Einstein y que finalmente describen exitosamente la geometría y
dinámica global del Universo observado (ecuaciones de Friedmann).
cuando materia bariónica y radiación se encuentran acopladas. El análisis perturbativo
del plasma relativista de materia-radiación en un medio en expansión muestra que las
perturbaciones que cruzan el horizonte en esas épocas (se conectan causalmente) caen
por debajo de la longitud o masa de Jeans, lo cual significa que son estables al colapso
gravitacional: el gradiente de presión del fluido, producido básicamente por la
radiación, contrarresta a la gravedad de la perturbación. El campo de perturbaciones
se encuentra en un estado de oscilaciones gravito-acústicas. Sin embargo, a medida
que nos acercamos a la época de la recombinación (desacoplamiento de la materia y
radiación), el fluido es cada vez menos ideal en el sentido de que el camino libre
medio de los fotones aumenta (difusión fotónica). Esto produce que el estado de
oscilación gravito-acústica de perturbaciones cada vez mayores se amortigüe, proceso
conocido como amortiguamiento de Silk después del trabajo pionero de J. Silk en el
1968. Los cálculos muestran que a la época de la recombinación se amortiguan
perturbaciones hasta de escalas correspondientes ~5x1013 M; es decir desaparecen
las proto-esctucturas de tamaños de grupos de galaxias y más chicas.
En los años 70’s el grupo soviético bajo el liderazgo de Y. Zel´dovich desarrolló un
escenario convincente de formación de galaxias bajo la hipótesis de que después de la
recombinación no existen perturbaciones de densidad de escalas galácticas. La
propuesta fue que las galaxias surgen más bien de la fragmentación por
inestabilidades térmicas de las perturbaciones que sobrevivieron al amortiguamiento
de Silk. Estas enormes perturbaciones de gas bariónico, en primera aproximación de
forma elipsoidal, colapsan gravitacionalmente más rápido sobre uno de los semiejes
menores formando delgados “panckakes”, los cuales son susceptibles a las
inestabilidades térmicas. La piedra en el zapato para este escenario de formación de
estructuras “de lo grande a lo chico” es que para llegar a formar galaxias maduras
como las que se observan en el Universo local, se requiere que la amplitud de las
perturbaciones  de grandes escalas a la época de la recombinación sea del orden
de 10-2-10-3. Los experimentos de mediciones de anisotropías en la temperatura
(T/T ) de la Radiación Cósmica de Fondo (RCF) no detectaban amplitudes de
ese orden. En los 90’s, el satélite COBE al fin pudo medir la amplitud de las
anisotropías en la RCF, siendo éstas del orden de 10-4-10-5, ¡diez-cien veces menores
a lo requerido por el escenario de los panckakes bariónicos! Los investigadores
principales de la misión COBE recibieron el Premio Nobel en Física 2006.
La teoría de formación de galaxias estaba en crisis. Al auxilio llegaría en los años 80
la propuesta de MO exótica. Perturbaciones primigenias de este tipo de materia, al no
interactuar con la radiación, no están sujetas a pasar por la fase de oscilaciones
gravito-acústicas y mucho menos de sufrir el amortiguamiento de Silk. No obstante,
existe otro proceso de amortiguamiento para las perturbaciones de este tipo: el de
flujo libre. Si las partículas de MO son relativistas, estas se mueven libremente por su
geodésica abandonando las regiones sobredensas más pequeñas que el tamaño del
horizonte (del orden de ct) a una época dada t. Entonces mientras más tiempo
permanecen relativistas las partículas exóticas, perturbaciones más grandes son
borradas por el flujo libre. La condición de que una partícula X sea no relativista es
cuando su energía cinética se hace menor a su energía en reposo, es decir cuando
kTX~mXc2 donde TX y mX son la temperatura y masa de las partículas X en cuestión. En
las condiciones del universo temprano casi todas las partículas son térmicas y su
temperatura decrece inversamente proporcional al factor de expansión del Universo,
TX1/a. Cuándo domina la radiación, at1/2 por lo que entonces el tiempo cósmico
cuando la partícula X deja de ser relativista resulta inversamente proporcional a su
masa, tn.r.1/mX2. Partículas poco masivas se vuelven no relativistas muy tarde
alcanzando a borrarse así perturbaciones de grandes escalas, mientras que para las
partículas muy masivas, el borrado por flujo libre deja de operar desde épocas muy
tempranas, sobreviviendo prácticamente todas las escalas.
El amortiguamiento por flujo libre dio lugar a la clasificación de la MO exótica en
caliente, tibia y fría, dependiendo esto de la masa de la partícula en la mayoría de los
casos. De hecho, las únicas partículas exóticas confirmadas experimentalmente son
los neutrinos pero por su baja masa (<2 eV para el neutrino electrónico), se trata de
MO caliente, perturbaciones de la cual se habrían borrado desde escalas de cúmulos
de galaxias para abajo.
3.1. De las perturbaciones primigenias a la compleja estructura cósmica actual
Los astrofísicos se dieron a la tarea de explorar a fondo las consecuencias de un
universo dominado por MO fría (MOF) en lo que concierne a la formación de
estructuras y la dinámica de sistemas galácticos. Debido a que el proceso de colapso
gravitacional es altamente no lineal, además de enfoques estadísticos y aproximativos,
se desarrollaron intensamente las simulaciones numéricas. En el entendido de que la
MOF domina, el proceso de formación de estructuras en su fase primaria es entonces
básicamente gravitacional. Por esto las simulaciones de N cuerpos fueron suficientes
para seguir este proceso a nivel de Estructura a Gran Escala del Universo.
A finales de la década de los 80 se realizaron las primeras simulaciones cosmológicas
de N cuerpos con ~30,000 partículas; hoy en día se acercan a 1010 partículas en
volúmenes de cientos de Megaparsecs por lado. Tres astrofísicos destacan en los
grupos involucrados por haber sido pioneros y perseverantes hasta el presente en el
desarrollo de lo que ahora se conoce como el escenario cosmológico de MOF con
constante cosmológica  (MOF-): S. White, C. Frenk y A. Klypin, el segundo,
mexicano egresado de la Facultad de Ciencias de la UNAM.
En los 80 emergió también un modelo clave para superar las limitaciones de la teoría
de la Gran Explosión, en particular aquella relacionada al origen de las
perturbaciones. Ese modelo llamado inflacionario, propone que las perturbaciones
primigenias tienen su origen en las fluctuaciones cuánticas del vacío, estado en el que
se encontraba el universo en épocas menores a 10-32 segundos. Dichas fluctuaciones al
salir del horizonte en la inflación producen perturbaciones clásicas a la métrica del
espacio-tiempo y cuando posteriormente se conectan causalmente, inducen
perturbaciones de densidad (en la MO y el plasma bariones-radiación). El proceso de
evolución en régimen lineal de las perturbaciones fuera y dentro del horizonte se ha
estudiado a detalle en el marco de la RG y la Teoría de Gran Explosión. Como
resultado se obtienen dos resultados fundamentales:
(1) La distribución de amplitudes de las perturbaciones en función de la escala
(espectro de potencias) a la época de la recombinación; éstas son justamente las
condiciones iniciales para calcular la ulterior evolución gravitacional de las
perturbaciones. La principal característica de estas condiciones cuando domina la
MOF es que existen semillas de estructuras en prácticamente todas las escalas, siendo
las más pequeñas las de mayor amplitud; la formación de estructuras procederá
entonces de “abajo a arriba”, colapsando las estructuras de MOF más pequeñas y
luego jerárquicamente, por agregación y fusiones, las más grandes.
(2) El campo de anisotropías de la RCF asociado. Esta es una predicción
extremadamente fina que puede ser confrontada con las observaciones de la RCF, el
fósil más antiguo que tenemos del Universo. Las anisotropías de la RCF detectadas
por el satélite WMAP muestran un acuerdo asombroso con las predicciones y ayudan
a constreñir con alta precisión, junto a otros sondeos cosmológicos, los parámetros
cosmológicos del modelo. Estamos en frente a uno de los triunfos intelectuales más
fantásticos de la humanidad, capaz de constreñir con precisión procesos acaecidos
hace más de 13,700 millones de años.
La evolución gravitacional –dinámica newtoniana en acción- del campo de
perturbaciones de MOF produce la estructura a gran escala conformada por paredes,
filamentos, nudos y huecos; es la esponja o telaraña cósmica. Esta estructura está
tejida por halos que tienen una abundancia en función de la masa bien definida a cada
época. El grado de acumulamiento de la materia en el presente en función de la escala
–caracterizado por la función de correlación de dos puntos- es tal que mientras menor
la escala, mayor es el acumulamiento; del otro lado, hacia escalas ya de 20-100 Mpc,
la distribución promedia es incluso disgregada (huecos). Llegando a los 200-300 Mpc,
la materia presenta ya una distribución homogénea.
¿Qué tiene que ver esto con la realidad? Mucho, pues es prácticamente una
descripción de las observaciones de distribución a gran escala de las galaxias
luminosas. La idea es que la MOF es el molde gravitacional donde se forman las
galaxias y cúmulos de galaxias, de tal manera que ellas trazan su distribución. Pero
resultados recientes, usando la técnica de la lente débil en catastros de millones de
galaxias de fondo, están revelando directamente la distribución de masa en el
Universo local… ¡y ella es tal cual la trazan las galaxias! Predecir y explicar la
compleja estructura a gran escala del Universo, como lo hace el escenario de MOF-,
es otro gran triunfo de este escenario. Incluso la abundancia de halos de MOF en
función de su masa concuerda bien con la observada para grupos y cúmulos, donde la
dinámica permite estimar sus masas totales. La medición de masas de los halos
galácticos a nivel de grandes volúmenes aún no ha sido posible; sólo para muestras
pequeñas se ha hecho, como se mencionó en la S. 2. Sin embargo, asignando con
enfoques físicos o estadísticos masas estelares (o luminosidades) a los halos de MOF,
es remarcable el acuerdo que se logra entre la abundancia predicha de galaxias en
función de su de masa estelar y la observada.
3.2. Formación y evolución de galaxias.
El estudio de la estructura, subestructura, rotación e historia de ensamblaje de los
halos de MOF fue el siguiente reto. La alta no linealidad del proceso dificultó las
predicciones. Nuestro grupo en la UNAM participó activamente en este tipo de
estudios. La relevancia de los mismos es que, por un lado, al comparar con las
observaciones de nuestra galaxia y galaxias cercanas, sondeos al escenario pueden ser
hechos a escalas galácticas y subgalácticas. Por otro lado, en el entendido de que las
galaxias se forman y evolucionan en el interior de los halos de MOF, es crucial
conocer a fondo las propiedades y ensamblaje de los mismos.
La teoría de evolución de galaxias recibió un tremendo impulso con el escenario de
MOF, sin embargo, aún está en pañales. A diferencia de la estructura a gran escala, en
el caso de las galaxias no sólo importa la física gravitacional de la MO, sino que
también los procesos hidro-termo-dinámicos del gas, su interacción gravitacional con
la MO en el centro de los halos, la formación y evolución estelar y su efecto de
retroalimentación sobre el gas, la física de los hoyos negros supermasivos y los
núcleos activos así como su efecto de retroalimentación, etc.
Como especialista en este campo, considero que el escenario de MOF- en general
ofrece condiciones iniciales y de frontera correctas para formar poblaciones de
galaxias similares a las observadas. Por ejemplo, como lo demostramos en trabajos en
colaboración con C. Firmani, la relación observacional más estrecha del mundo de las
galaxias, la que se cumple entre la luminosidad y la máxima velocidad de rotación de
las galaxias de disco (Tully-Fisher), puede ser explicada como una consecuencia de la
dinámica de los halos de MOF donde se forman las galaxias y ésta a su vez es
consecuencia del espectro de potencias de las perturbaciones de MOF.
En los siguientes años, el avance tanto teórico como observacional en el campo, está
centrado justamente en consolidar una teoría de formación y evolución de galaxias y
explorar a la luz de las observaciones cuan compatible es con el escenario
cosmológico de MOF- subyacente. Al momento, han surgido potenciales problemas
que sugieren alguna modificación a este escenario. Los más discutidos son: (1) los
halos de MOF parecen ser más concentrados internamente que lo que se infiere de
determinaciones dinámicas para ciertas galaxias; (2) el número y distribución por
masas de las subestructuras dentro de halos galácticos (subhalos) parece ser diferente
a la que trazan las galaxias satélites en la Vía Láctea y Andrómeda.
Estos problemas pueden tener soluciones “gastrofísicas” o pueden desaparecer cuando
las comparaciones entre predicción y observación sean más precisas. No obstante,
pueden también estar indicando que en vez de fría (hasta las perturbaciones más
pequeñas sobreviven), la MO es tibia (MOT; perturbaciones por debajo de una cierta
escala no muy grande se borran). En colaboración con P. Colín y O. Valenzuela
fuimos los primeros en explorar a fondo las consecuencias de usar MOT sobre la
estructura y subestructura de los halos galácticos. La virtud de un escenario de MOT
es que a escalas por encima a la del borrado (~109-1010 M), la formación de
estructuras es casi idéntica al caso de MOF; sus predicciones exitosas se mantienen.
Pero a escalas similares o menores, se disminuye radicalmente la abundancia de
subhalos; además los halos galácticos resultan algo menos concentrados que en el
caso de MOF. Actualmente se ha revivido el interés por el escenario de MOT. De
igual manera, nuestro grupo y otros, hemos explorado el caso de que la MO sea
ligeramente autointeractuante, en cual caso se afecta la estructura interna de los halos.
Pero a todo esto, ¿qué es la materia oscura? Los astrofísicos y cosmólogos la usan de
forma genérica e incluso, como acabo de mostrar, estamos intentando constreñir su
naturaleza (fría, tibia, autointeractuante, etc.), pero ¿es viable su existencia?
4. Candidatos a materia oscura, su detección y alternativas
En paralelo con los avances en astrofísica y cosmología, en la física de partículas se
tuvo la necesidad de desarrollar extensiones supersimétricas del Modelo Estándar
(MS). En estas teorías, cada partícula del MS tiene su compañera supersimétrica que
no decae en partículas ordinarias, garantizando su estabilidad en términos de
abundancia cósmica (a). Por otro lado, las partículas supersimétricas son neutras (b),
no tienen carga de color (c), interactúan sólo por fuerza débil y gravitacionalmente
(d), y su densidad de reliquia se establece en el Universo temprano, cuando la tasa de
expansión excede a su tasa de aniquilación/creación y se desconectan del equilibrio
térmico en el que estaban con las partículas del MS (d); dicha densidad, dada la
sección eficaz de aniquilación en escala electro-débil, es alentadoramente del orden
de la que se infiere en los sondeos cosmológicos para la componente de materia
oscura en el Universo. Las condiciones (a)-(d) son las requeridas para candidatos de
MO no-bariónica. Las partículas llamadas neutralino son la combinación lineal más
ligera de partículas supersimétricas. En comparación con las partículas del MS, son
masivas, m~10 Gev-TeV, ¡es decir corresponde a MOF!
El concepto de MO no-bariónica fluyó por todas las vertientes, teniendo como
principal candidato a los neutralinos o partículas similares (genéricamente llamadas
WIMPs por “weakly interacting massive particles”, no vaya a pensar otra cosa). Ante
tal éxito, obviamente surgió como reto mayor el poder detectar experimentalmente a
dichas partículas. En eso están muchos grupos científicos en todo el mundo. Son tres
las principales estrategias:
(1). Detección directa en la Tierra del flujo de WIMPs, basada principalmente en
procesos de dispersión elástica de estas partículas con los núcleos de ciertos
elementos atómicos, mismos que se excitan. Se requieren blancos masivos y
detectores de bajo fondo para evitar efectos de rayos cósmicos. Existen muchos
experimentos bajo tierra o en minas de este tipo a la caza de partículas tipo WIMPs.
Algunos de ellos (CREST-II y CoGeNT) han reportado recientemente observaciones
de eventos de baja energía en exceso sobre fondos conocidos. Estas señales junto a la
señal de modulación anual previamente reportada por el experimento DAMA/LIBRA
podrían surgir de la dispersión de una partícula oscura ligera, <10 GeV. No obstante,
otros experimentos reportan no haber detectado señal alguna de MO, tal es el caso de
las colaboraciones CDMS Xenon10 y Xenon100, mismas que desfavorecen el espacio
de parámetros sugerido por DAMA y CoGeNT. La búsqueda continúa.
(2). Detección indirecta, basada en la observación de productos de aniquilación de los
WIMPs (como ser rayos gamma, neutrinos y rayos cósmicos de antimateria) en
objetos astronómicos de alta densidad. Por ejemplo, los neutralinos al ser partículas
de Majorana, son ellas mismas sus antipartículas; entonces, en regiones densas hay
cierta probabilidad de aniquilación en rayos gamma. El centro galáctico ha sido el
principales blanco a observar en rayos gamma, tanto en el espacio (satélite Fermi)
como con telescopios Cherenkov en tierra (HESS, VERITAS). La desventaja de este
caso es la fuerte contaminación por fuentes astrofísicas, lo cual ha hecho polémica
varias posibles detecciones de aniquilación de MO. Las galaxias enanas-satélites
cercanas son otras potenciales fuentes de rayos gamma por aniquilación de MO. Hasta
ahora no se ha detectado señales atendibles de este tipo. Recientemente se ha
analizado datos del Fermi en búsqueda de emisión gamma extendida en cúmulos de
galaxias donde la subestructura intensifica la emisión y la contaminación de fuentes
astrofísicas es menos probable. El grupo de C. Frenk reporta resultados significativos
al 4.4 en Virgo de emisión gamma que podría asociarse a aniquilación de partículas
supersimétricas con masas de 20-60 GeV. Detecciones de anomalías en flujos de e+
(satélite PAMELA) y de e+e- (globo ATIC) han sido también reportados y propuestos
como evidencia de aniquilación de MO pero pueden tener también otras
explicaciones. El Observatorio Cherenkov HAWC en la Sierra Negra en México
detectará productos de rayos gamma de altas energías (>300 GeV –TeV) que podrían
estar asociados a aniquilación de MO.
(3) Producción de partículas de MO en colisionadores de partículas; a muy altas
energías, se puede dar la producción de partículas supersimétricas en procesos de
decaimiento de partículas ordinarias acompañados de la producción de otras
partículas ordinarias, mismas que serían las que se detectan. Además, tal como se está
estudiando con el LHC, se podrá comprobar o no la validez de las teorías
supersimétricas en sí.
Alternativas.- La actividad de detección de MO es muy intensa actualmente y aún no
hay un resultado contundente. Propuestas más exóticas como los campos escalares o
sectores oscuros han sido desarrolladas; en México, T. Matos y A. de la Macorra han
hecho propuestas interesantes al respecto. Por otro lado, la comunidad científica
piensa cada vez más seriamente en un enfoque alternativo al problema de la MO,
donde más que introducir una nueva componente física, se propone que las leyes de la
gravitación se modifican a escalas grandes y/o valores de la aceleración gravitacional
por debajo de un cierto umbral. Desde un punto de vista de la RG, las teorías
extendidas de gravitación proponen la intensificación del sector geométrico y suponen
la posibilidad que otros invariantes de curvatura podrían contribuir a la dinámica. La
propuesta de modificación a la dinámica newtoniana se centró básicamente en
plantear la modificación de tal manera que reproduzca las evidencias dinámicas de
MO a nivel de sistemas astrofísicos (curvas de rotación de galaxias, dispersión de
velocidades en cúmulos, etc.). Las propuestas de extensión de la RG, se centraron en
escala cosmológica y en la posibilidad de explicar la expansión acelerada del
Universo. Ningún modelo de gravedad modificada o extensión de la RG ofrece por el
momento un cuadro tan autoconsistente a nivel de dinámica de objetos astrofísicos,
cosmología y formación de estructuras cósmicas como el escenario de MOF con
constante cosmológica.
5. Conclusiones
En los últimos 20 años, en el seno de la astronomía, se han disparado las condiciones
de una nueva revolución científica:
(1) Los sondeos cosmológicos indican que 95.5% de la densidad de materia-energía
en el Universo actual tiene una naturaleza invisible, ya sea en forma de materia oscura
(22.5%) o de energía oscura (73%). La materia bariónica es sólo el 4.5% (de esa
fracción sólo un 10% está en forma de estrellas y gas en sistemas colapsados; el
restante 90%, los “bariones perdidos”, se empieza a descubrirlo en forma de gas tibiocaliente de baja densidad en el medio intergaláctico).
(2) Las observaciones astronómicas evidencian fuerzas faltantes a escalas de galaxias,
grupos y cúmulos de galaxias que tienen que ser atribuidas a la gravedad producida
por enormes concentraciones (halos) de MO no bariónica. Estudios basados en lentes
gravitatorias confirman dichas conclusiones. En las galaxias, la materia luminosa
constituye menos del 5% de toda la masa del sistema.
Figura 1. Escenario cosmológico de MOF- donde la MOF (o MOT) es ingrediente clave para
explicar (1) las anisotropías de la RCF, (2) la estructura a gran escala (telaraña cósmica) del Universo,
(3) la formación de galaxias y (4) la dinámica interna de las galaxias y cúmulos de galaxias.
(3) La formación de galaxias requiere que las perturbaciones primigenias hayan
estado dominadas por MO no bariónica de tipo fría o tibia. En el contexto de dominio
de MOF (o MOT) y dentro de una cosmología estándar (RG + Gran Explosión), las
perturbaciones primigenias son totalmente consistentes con las anisotropías de la RCF
y las predicciones de formación de estructuras a gran escala describen
excepcionalmente bien las observaciones astronómicas. El escenario cosmológico de
MOF (o MOT) con constante cosmológica ofrece un marco único para modelar la
formación y evolución de galaxias y su ulterior confrontación con las observaciones,
aspecto que se constituye en el ingrediente más fino para consolidar un posible nuevo
paradigma del micro y macrocosmos.
Los tres aspectos mencionados han conducido al desarrollo de un escenario
cosmológico y cosmogónico llamado de MOF (o MOT) con constante cosmológica
(Fig. 1). El mismo implica la existencia de una componente material invisible
dominante que podría corresponder a partículas predichas en las teorías de
supersimetría. Su detección es prioridad a nivel de experimentos directos, indirectos
(astrofísicos) y en el LHC. La constante cosmológica  podría ser remanente del
vacío primigenio o una constante fundamental asociada a la parte geométrica de las
ecuaciones de campo de Einstein. De descartarse la existencia de nuevas componentes
físicas en el Universo, las propuestas de modificación a la gravedad newtoniana, de
extensiones a la RG, de multidimensiones y otras tendrán que recibir mayor atención.
No obstante, cualquier propuesta debe tener en cuenta que el problema de la MO tiene
múltiples vertientes y por ende debe ser tratado de manera integral, desde aspectos
cosmológicos hasta los dinámicos en objetos astrofísicos, pasando ineludiblemente
por la conexión entre ambos: la formación y evolución de estructuras cósmicas.