Los secretos de la materia oscura. Parte 6

Los avatares de la materia oscura; Los candidatos.

Artículo original de Richard Taillet, profesor de Física e investigador.

Se contemplan diferentes posibilidades para resolver el problema de la materia oscura. Éstas no son exclusivas: la solución es posiblemente una mezcla de varios ingredientes. En el estado actual de comprensión de las cosas, parece que se estén confrontado dos problemas distintos: el de la materia oscura bariónica (esta fracción de bariones se sabe que está presente por los argumentos presentados anteriormente, pero que no vemos) y la de la materia oscura no bariónica (que representa el componente principal). Vamos primero a analizar a algunos candidatos bariónicos, luego nos interesaremos por los candidatos no bariónicos, cuya naturaleza es todavía muy hipotética. Presentaremos por fin una aproximación radicalmente distinta, que consiste en suponer que no hay materia oscura, que es un problema falso, debido a nuestra mala comprensión de las leyes de la gravitación (como era el caso para el movimiento de Mercurio).

La materia oscura bariónica.

- A: Los objetos astrofísicos

No es insensato imaginar que exista materia en el Universo que no emita suficiente luz para ser vista directamente. Después de todo, la inmensa mayoría de los objetos que nos rodean en la vida diaria no emiten luz, los vemos sólo porque son iluminados por fuentes externas. La idea de materia oscura bariónica pues es finalmente bastante natural. He aquí los principales candidatos que pueden ser contemplados en uno u otro momento:

• Nubes de hidrógeno molecular H₂
• Enanas marrones
• Enanas blanca
• Estrellas de neutrones
• Agujeros negros

Cada una de estas hipótesis puede conducir a pruebas experimentales, como ninguno de estos objetos es perfectamente invisible, debería ser posible verlas directamente. Repasemos siguiendo el orden:

Las nubes moleculares pueden conducir a la emisión de rayos gamma cuando son atravesados por la radiación cósmica (partículas cargadas de alta energía, sin relación con la radiación de fondo de la que se habló anteriormente) que contiene la Galaxia, pueden absorber también una parte de la radiación que las atraviesa cuando se mira un objeto situado detrás.

Las enanas marrones, las enanas blancas (ver las imágenes más abajo) y las estrellas de neutrones son unos objetos de tipo estelar que emiten radiación en ciertas longitudes de onda. Las enanas blancas tienen la propiedad de poder enfriarse y apagarse (mientras que la mayoría de otros tipos de astros se calientan en el curso de su evolución), si bien podemos imaginar que el Universo contiene muchas bajo forma extinta y poco visibles entonces. De hecho, dado la edad de nuestra Galaxia, podemos determinar la luminosidad de las enanas blancas las menos brillantes de las que contiene, (son las más viejas), y resulta que el telescopio espacial Hubble se halla en situación de detectarlos. Difícil de esconderse, pues...

Enana marrón de 0.06 masas solares (60 veces la masa de Júpiter), vista por Chandra durante una erupción de rayos X.

© R. Rutledge (Caltech) et al., NASA

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Enanas blancas. Espectacular nacimiento en una nebulosa.

© R. Sahai (JPL) et al., Hubble Heritage Team (STScI/AURA), NASA

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Sirio B, una enana blanca bastante difícil de ver (la mancha superior) motivado por el deslumbramiento de Sirio A (objeto principal)

© NASA/ CXC/ SAO

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Imagen del cúmulo globular M4 en el cual las enanas blancas que tuvieron tiempo de enfriarse aparecen más difíciles de observar.

© H. Richer (UBC) et al., WFPC2, HST, NASA

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Los agujeros negros, por otra parte, como las enanas marrones, las enanas blancas, las estrellas de neutrones, y en cierta medida las nubes moleculares compactas, pueden ser detectados por el fenómeno de lente gravitacional, que describiremos más adelante.

Parece que ninguno de estos candidatos pueda tener realmente todas las propiedades requeridas para resolver el problema de la materia oscura, aunque se procura sólo poner en evidencia la pequeña fracción de naturaleza bariónica. Las tentativas de detectar una demasía de estos objetos fueron en parte suspendidas (ver más adelante, microlentes gravitacionales). Además, varias de estas soluciones son poco satisfactorias desde el principio, porque verdaderamente no se comprende cómo una cantidad importante de enanas blancas o de agujeros negros, por ejemplo, podría formarse durante la historia del Universo.

- B: El gas primordial

Es posible detectar las grandes nubes primordiales de hidrógeno, gracias a sus propiedades de absorción: observando una fuente muy lejana (desviación hacia el rojo del orden de 2 o más) cuyo espectro es conocido, podemos ver rayas de absorción causadas por estas nubes. La raya de absorción de cada nube es movida hacia el rojo de un factor que depende de la distancia a la cual se encuentra.

Observamos entonces en el espectro de los quásares todo un montón de rayas correspondiente al conjunto de las nubes que se encuentran sobre lo linea de visión. Hablamos de bosque Lyman alpha (Lyman alpha es el nombre de la transición atómica que da origen a cada una de las rayas individuales). Su estudio es de una gran importancia en cosmología, de una parte porque permite estudiar la manera en la que las nubes están repartidas en el espacio (y someter a un test los modelos de formación de las grandes estructuras) y por otra parte, porque se puede medir la cantidad de gas presente en las regiones sondeadas. El resultado neto es que la densidad de gas observado es muy compatible con las predicciones de nucleosíntesis primordial. Dicho de otro modo, logramos detectar la totalidad de bariones en el Universo primordial, y verdaderamente no hay problema de materia oscura bariónica a grandes escalas.

Bosque Lyman alpha obtenido en una simulación numérica, en una caja de 30 millones de años de luz de lado.

© J. Shalf, Y. Zhang (UIUC) et al., GCCC

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La materia oscura no bariónica

- A: Los neutrinos.

Podemos contemplar también la posibilidad que los neutrinos constituyen una parte de la materia oscura. Los neutrinos son unas partículas que interactúan muy poco con la materia, y que según el modelo del Big Bang deberían estar presentes en cantidad comparable a la de los fotones de la radiación de fondo cosmológico.

Su densidad es muy bien conocida, y si se logra determinar su masa, podemos entonces deducir de eso inmediatamente su contribución a la materia oscura. La cuestión de la masa de los neutrinos tiene una historia movida, pero estos últimos años, un conjunto de experimentos específicos aportó importantes contradicciones sobre estas masas. Éstas, para comenzar, no son nulas: los neutrinos son partículas masivas. No obstante no son suficientes para que los neutrinos constituyan una parte importante de la materia oscura.

Además, son demasiado ligeros para explicar cómo pudieron formarse las grandes estructuras. Los neutrinos, con una masa débil, se desplazan a una velocidad cercana a la de la luz mientras que las grandes estructuras se hunden. Veremos más adelante por qué esto hace a los neutrinos malos candidatos a la materia oscura.

El detector de neutrinos Kamiokande, visto en el momento de su rellenado. Las paredes están tapizadas con fotodetectores. Momento de su limpieza por el equipo en barca.

© Super-Kamiokande Collaboration, Japón

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- B: Las pistas de la Física de partículas.

La física de las partículas describe los fenómenos elementales de la naturaleza. Todo los fenómenos que observamos parecen poner en juego campos cuánticos que tienen propiedades poco intuitivas, teniendo características que se atribuirían a ondas, y otros que se atribuirían a las partículas. La teoría que describe estos fenómenos es la llamada teoría cuántica de los campos.

De hecho, tener una teoría no es suficiente. Para convencernos, volvamos a la mecánica clásica. Esta teoría indica la manera en la que un cuerpo es puesto en movimiento, con relación a las fuerzas a las cuales está sometido. Nada dice qué son estas fuerzas, y para comprender el movimiento de los planetas, hay que suponer más que la ley de atracción gravitacional tiene una forma particular. Es la mismo en física de partículas, y debemos hacer hipótesis sobre las interacciones entre las partículas. A los físicos les gusta basar estas hipótesis en argumentos de simetría, y resulta que simetrías simples conducen a un modelo que da cuenta de los fenómenos observados, en particular en el campo de las altas energías; Llamado Modelo Estándar de la Física de Partículas. Esta aproximación condujo a la unificación de la interacción débil y la interacción electromagnética.

A pesar de sus éxitos, este modelo estándar no lo explica todo. Por ejemplo, no permite comprender por qué el Universo que se observa está hecho de materia sin una notable contrapartida en antimateria, ni por qué todas las partículas conocidas tienen cargas eléctricas que son múltiples enteros de una carga elemental, por citar sólo algunos ejemplos. Esto conduce a los investigadores a pensar que existe un modelo más completo, posiblemente basado en una teoría también más completa, que proporcione estas explicaciones. Han sido propuestas estas extensiones del modelo estándar:

- Las teorías de la Gran Unificación, que parten de la hipótesis que las diferentes interacciones (interacción electromagnética, interacción débil, interacción fuerte) son diferentes aspectos de la misma interacción fundamental.

- Las teorías supersimétricas, que parten de simetrías más extensas que en las del modelo estándar.

Las teorías de cuerdas, en las cuales los objetos fundamentales no son más que puntos, (como las partículas), pero pueden ser vistas como cuerdas. Estas cuerdas poseen varios modos de excitación (como las vibraciones de una cuerda de guitarra), con las que se puede identificar a diferentes partículas. Así, las diferentes partículas no serían más que las distintas excitaciones del mismo objeto fundamental, y las reacciones entre partículas serían los pasos de un modo de vibración a otro, acompañado eventualmente por una separación de la cuerda en varios trozos. Apuntamos que estas teorías de cuerdas descansan en general en la supersimetría y en la unificación.

Estas pistas son todavía solamente teóricas, en el sentido que ninguna de ellas está apoyada por una confirmación experimental. Hay que subrayar también que incluso a nivel puramente teórico, todavía quedan unos problemas de coherencia y obstáculos conceptuales. Estas teorías predicen la existencia de nuevas partículas:

• Partículas supersimétricas. P.ej. los neutralinos.
• Axiones.
• Neutrinos pesados.
• Q-Balls
• Wimpzillas, cryptones, (estos nombres se mencionan para excitar la curiosidad del lector). Los físicos son muy juguetones, y dedican una parte no despreciable de su imaginación a inventar los nombres de los nuevos objetos que inventan o descubren.

La inmensa mayoría de estas partículas son inestables y se desintegran espontáneamente en otras partículas. No obstante, algunas pueden ser estables (o por lo menos tener un tiempo muy largo de vida). Si tal nueva partícula estable puede existir, y si pudo ser creada en el cualquiera momento del pasado del Universo, entonces podemos imaginar que el Universo actual está relleno de ellas y que esta partícula constituye la materia oscura.

Para resumir este complicado cuadro, digamos que esto apañaría a los físicos de partículas si una teoría viene para reemplazar o para completar el modelo estándar, y también a los astrofísicos porque las nuevas partículas podrían constituir entonces la materia oscura. Examinemos más detalladamente un ejemplo particular de esta lista: el neutralino.

- C: Los neutralinos, materia oscura “fría”.

Entre los candidatos aportados por la física de las partículas, el neutralino desempeña un papel bastante importante. Se trata de una partícula nueva introducida por la supersimetría. Es neutra, es estable en ciertas versiones de la supersimetría, y podría constituir la materia oscura. Precisemos este último punto: las propiedades que importan para determinar si una partícula puede constituir la materia oscura son su masa y su sección eficaz (su capacidad de reaccionar con otra partícula cuando se las pone juntas).

Comencemos por detallar la importancia de la masa: cuanto más masiva es una partícula, menos elevada es su velocidad para una energía dada. Esto implica que en todo momento de la evolución cosmológica, las partículas muy ligeras son relativistas mientras que las más pesadas no lo son más. Entonces, en el momento en el que las fluctuaciones de densidad comienzan a hundirse sobre ellas mismas para formar lo que devendrá más tarde en las primeras grandes estructuras cósmicas (galaxias, cúmulos de galaxias y supercúmulos), la situación es completamente diferente si las partículas de materia oscura son o no relativistas.

• En el primer caso (hablamos de materia oscura caliente), pudieron escaparse rápidamente tan pronto como formaron un sobredensidad, lo que tiende a disminuir su hundimiento ulterior, en particular en las pequeñas escalas espaciales. La formación de las estructuras comienza entonces por las grandes escalas espaciales, supercúmulos de galaxias, que en el curso del tiempo se fragmentan para dar cúmulos de galaxias, y luego galaxias. Hablamos de un escenario top-down ("de arriba a abajo" en inglés).

• En el segundo caso (hablamos entonces de materia oscura fría), el fenómeno precedente no tiene lugar y las pequeñas estructuras (galaxias, pequeños cúmulos de galaxias) se forman primero. Las grandes estructuras se forman más tarde, por agrupamiento y fusión de estructuras más pequeñas. Hablamos ahora de un escenario bottom-up, (de abajo hacia arriba).

En cuanto a la sección eficaz, es también una cantidad crucial, porque determina la cantidad de partículas que pueden sobrevivir a las numerosas reacciones que tienden a disminuir su densidad en el momento de la expansión cosmológica. El neutralino es bastante notable a este respecto, porque la física de las partículas abastece una gama de secciones eficaces (y no una sola sección eficaz, desgraciadamente) que conduce a densidades reliquias (es el término usual para la densidad de partículas supervivientes) correspondiendo al por mayor a la densidad de la materia oscura. Es muy alentador y la hipótesis del neutralino se encuentra entre las favoritas de los astrofísicos. Un punto menos alentador es que está confrontada aquí con una cierta paradoja: para que una partícula sea abundante hoy en el universo, no hace falta que su sección eficaz sea demasiado grande, hace falta que sea poco reactiva. ¡Como es por sus reacciones que se detecta a las partículas, esto implica que serán más dificiles de detectar!

Anotemos para acabar que los cálculos de densidad reliquia permiten ya excluir ciertas propuestas de solución al problema de la materia oscura. En efecto, ciertas partículas estarían dotadas de secciones eficaces demasiado pequeñas, y su densidad reliquia hoy sería mucho más grande que la densidad total del Universo, lo que no es aceptable. Podemos pues eliminar estas partículas de la lista de los candidatos. Esto permite por ejemplo excluir ciertos valores de los parámetros de la supersimetría, para los cuales el neutralino sería demasiado abundante hoy.

Las modificaciones de las leyes de la gravitación

- A: Dimensiones suplementarias.

Por otras razones, ciertos teóricos estudian la posibilidad que nuestro Universo tenga más de 4 dimensiones. Esto puede parecer una idea muy extravagante, ya que no vemos estas dimensiones suplementarias. De hecho, hay dos razones por las cuales no se podría ver estas dimensiones, aunque existan:

• Son "compactas", es decir enrolladas a escalas sub-microscópicas.

• Otras fuerzas distintas de la gravitación no tienen efecto.

Esta hipótesis puede también conducir a la existencia de varias nuevas partículas, que podrían constituir la materia oscura. Conduce también a una modificación de la ley de la gravitación a pequeña distancia. Esto podría proporcionar un medio de validación o invalidarla.

En este mismo orden de cosas, se considera que padecemos la influencia gravitacional de lo que contiene otro espacio, unido al nuestro por estas dimensiones suplementarias. Las manifestaciones de la materia oscura serían entonces el efecto de un mundo paralelo sobre el nuestro. Podríamos hundirnos bastante rápido en un delirio sensacional, si nos contentásemos con esa manera de presentar las cosas, que se parece más a un episodio de Star Trek que a la Ciencia. De hecho, los científicos, cuando exprimen estas hipótesis muy especulativas, lo hacen (en general), en el marco de desarrollos teóricos precisos y controlados. En este caso, las teorías hacen intervenir dimensiones suplementarias que a menudo se colocan en el marco de la teoría de cuerdas.

- B: otra modificación de la gravitación, MOND

También ha sido propuesto empíricamente que las leyes de la gravitación no sean las leyes newtonianas, ni aquellas que proporciona la relatividad general. Un grupo de investigadores se preguntó que forma debería tener una fuerza de atracción gravitacional para explicar los movimientos internos de las galaxias, sin acudir a la materia oscura. Propusieron una "teoría" que llaman MOND, acrónimo del inglés MOdified Newtonian Dynamics (Dinámica newtoniana modificada). Este enfoque parte de una idea interesante, pero topa con varios graves problemas. Sufre de una cierta falta de coherencia teórica. Es elaborada desde un principio bajo un enfoque no relativista, y no resuelve el problema de la materia oscura a nivel cosmológico. Finalmente, señalemos que es posible poner en juego los diferentes modelos de materia oscura en la interpretación de ciertos sistemas muy bien observados, como los cúmulos de galaxias. Resulta que MOND llega siempre en los últimas plazas, lo que pone a esta hipótesis en una mala situación.

- C: Más allá de la relatividad general.

Puede contemplarse en fin que nuestra eventual incomprensión de la gravitación se remonta al origen, y que la relatividad general misma deba ser cuestionada. En el artículo original se remite a los lectores a aquí, (en francés).

Otros capítulos ya publicados de la serie

- Los secretos de la materia oscura. Parte 1
- Los secretos de la materia oscura. Parte 2, los cúmulos de galaxias.
- Los secretos de la materia oscura. Parte 3, la Cosmología.
- Los secretos de la materia oscura. Parte 4, las Galaxias.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 5, las propiedades de la materia oscura

Próximo capítulo:
La búsqueda de una prueba experimental: Testear los modelos "estándares".

Crédito de las imágenes (para toda la serie): O. López-Cruz (INAOEP) et al., AURA, NOAO, NSF, NASA, ESA, S. Allen (IoA Cambridge), W. N. Colley (U. Virgina & E. Turner (Princeton), J.A. Tyson (UC Davis), HST. Melanie Johnston-Hollitt, VIRGO/Joerg Colberg, Museo del Louvre, Steadelsches Kunstinstitut, Equipo científico WMAP/NASA, Hubble Heritage, David Martinez-Delgado (MPIA) & Gabriel Perez (IAC), R. Ibata (Strasbourg Observatory, ULP) et al., 2MASS, B. Koribalski (ATNF), S. Gordon (UQld), K. Jones (UQld), J. Dickey (UMinn), Ben Moore, R. Rutledge (Caltech) et al, R. Sahai (JPL) et al, (STScI/AURA), NASA/CXC/SAO, H. Richer (UBC) et al, WFPC2, HST, J. Shalf, Y. Zhang (UIUC) et al., GCCC, Super-Kamiokande Collaboration,

Enlace original: http://www.futura-sciences.com/

Fuente: astroseti.