Cómo sabemos lo (poco) que sabemos de la materia oscura

Por Javier Coronado Blázquez (Investigador Predoctoral en el IFT UAM-CSIC)

El llamado modelo cosmológico estándar ΛCDM es uno de los grandes logros científicos y conceptuales de la Humanidad. Es un modelo enormemente exitoso, que parte de la Relatividad General de Einstein e introduce una forma de energía oscura como una constante cosmológica (Λ), que supone aproximadamente el 70% del contenido energético del Universo, y una componente de materia oscura fría (Cold Dark Matter – CDM), que da cuenta de un 25%. Sólo el 5% restante es lo que vemos en forma de luz y materia.

Aquí vamos a intentar entender por qué sabemos que el universo contiene esta componente de materia oscura, y cómo, a pesar de desconocer en gran medida su naturaleza, sí que sabemos unas cuantas cosas.

¿Frío, caliente, o todo lo contrario?

Cuando decimos que la materia oscura es fría nos estamos refiriendo a su energía. Intuitivamente la energía y la temperatura son conceptos análogos, por lo que algo que contenga poca energía no estará muy caliente.

De la misma manera, también podemos visualizar cómo un fluido de partículas que se muevan a gran velocidad tendrá más energía que uno en el que las partículas se muevan más despacio. Por ello, existe una estrecha relación entre energía, temperatura y velocidad.

Ahora imaginemos una lavadora. Si el tambor empieza a girar muy despacio, la ropa va cayendo constantemente y amontonándose en la parte de abajo. Sin embargo, cuando empieza a girar muy rápido, la fuerza centrífuga hace que la ropa no esté amontonada, sino que esté pegada a las paredes, haciendo imposible que “colapse”.

Aunque la realidad es mucho más compleja, la formación de estructuras como galaxias en la naturaleza es parecida a la ropa en la lavadora: la materia oscura colapsa, formando pozos gravitatorios de enorme masa que atraen a la materia visible, formándose por colapso estrellas, planetas y demás.

Al igual que si la energía del tambor de la lavadora (o su velocidad) era muy alta las prendas no se amontonaban unas sobre otras, si la materia oscura tiene una velocidad muy alta no puede colapsar y, por tanto, no atraerá materia ordinaria, por lo que no tendremos galaxias.

De aquí surge el concepto de materia oscura “fría”, en oposición a la materia oscura caliente (Hot Dark Matter – HDM). Cuanto más fría esté la materia oscura, más fácil es que colapse y que atraiga materia ordinaria, por lo que más nivel de estructura (galaxias, cúmulos, etc.) tendremos. También se propuso la materia oscura “templada” (Warm Dark Matter – WDM), una opción intermedia entre ambos escenarios.

Formación de estructuras: Según la temperatura de la materia oscura, tendremos más o menos nivel de estructura. En la imagen, simulación cosmológica de materia oscura. De izquierda a derecha, HDM (caliente), WDM (templada) y CDM (fría). La fila de arriba corresponde a un tiempo primitivo y la fila de abajo, al tiempo actual. (crédito: http://burro.case.edu/Academics/Astr222/Cosmo/Structure/darkmatter.html)

Al realizar simulaciones, como la de la imagen anterior, la única manera de reproducir las observaciones es introducir una componente de materia oscura fría. Si las simulaciones se realizan con materia oscura caliente, no se obtiene la estructura del Universo.

De todo esto, además, se deduce que la materia oscura debe ser realmente una forma de materia, es decir, debe tener masa, puesto que siente la gravedad y colapsa. Si fuera una partícula sin masa, como el gravitón o el fotón, debería tener siempre una velocidad igual a la de la luz, lo que está en contra de las bajas velocidades requeridas.

Nunca positivo, nunca negativo

Es posible que el nombre “materia oscura” nos sugiera algo así como una partícula negra, pero lo más correcto sería haberla llamado materia transparente o invisible.

Esta componente del Universo es oscura en el sentido de que no podemos verla. Pero ver algo significa que ese algo está emitiendo o reflejando luz, fotones. No por ello significa que tengamos que verlo con nuestros propios ojos, puesto que nuestro rango de visión (la parte del espectro electromagnético conocido como óptico o visible) es muy limitado, pero en alguna longitud de onda deberíamos ver una señal.

Sin embargo, no vemos nada. Esto quiere decir que la materia oscura es verdaderamente transparente: no interactúa con fotones. Como la base del electromagnetismo es el intercambio de fotones, si la materia oscura estuviese cargada dispersaría luz. Por tanto, debe ser neutra.

Si un fotón con una cierta energía impacta contra, por ejemplo, un electrón, ambas partículas interactuarán y según su energía, ángulo de colisión, etc. darán lugar a diversos procesos, que pueden llevar incluso a la creación de otras partículas. Pero cuando un fotón incide sobre una partícula de materia oscura, simplemente pasa de largo.

Interacciones. En la primera animación, interacción inelástica entre dos partículas, en la que una es destruida. En la segunda, una partícula de materia oscura se cruza con una partícula ordinaria, sin interactuar con ella. (créditos: https://www.symmetrymagazine.org/article/speak-physics-what-is-a-cross-section)

Prohibido tocar

Cuando dos partículas interactúan, uno de los parámetros más importantes es la sección eficaz de colisión. Al igual que en las animaciones anteriores, podemos imaginar que las dos partículas son bolas de billar. Cuando tiramos una contra otra, no es necesario que choquen frontalmente, puesto que, aunque choquen lateralmente, eso basta para iniciar el movimiento. Cuanto más grande sean las bolas, más fácil es que impacten. El área efectiva en el que pueden impactar es la sección eficaz, y se define de forma análoga para la interacción de partículas.

En sistemas muy dominados por materia oscura, como el Cúmulo de galaxias de la Bala, se observa que estas partículas apenas interactúan entre ellas. Este cúmulo en realidad son dos cúmulos chocando, y podemos distinguir tres componentes: objetos compactos, como las estrellas, objetos difusos, en forma de gas (que, en términos de masa, forma la mayor parte), y la materia oscura, medida por efecto de lente gravitacional, consistente en la deflexión de la luz de galaxias al fondo al atravesar la enorme masa de materia oscura que hay entre ellas y nosotros.

Lo que se observa es que las estrellas no chocan entre sí (es muy improbable que se produzca este tipo de colisión), pero el gas de ambos cúmulos interactúa entre sí y se frena, calentándose por fricción y emitiendo en rayos X. Sin embargo, ambas componentes de materia oscura, cada una de un cúmulo, se atraviesan sin apenas modificar su movimiento, es decir, “no se ven”. Esto quiere decir que prácticamente no interactúan, como sí hace el gas.

Cúmulo de la Bala. A la izquierda, imagen superpuesta del gas caliente (rosa) y frío (azul). A la derecha, mapa de distribución de masa. En rojo, el gas caliente; en azul, gas frío, y las líneas verdes son contornos de densidad de materia oscura. Se observa cómo la materia oscura se ha atravesado manteniendo la estructura radial de cada cúmulo de forma independiente, mientras que el gas ha interactuado al chocar ambos cúmulos (créditos -https://arstechnica.com/science/2015/03/colliding-galaxy-clusters-offer-stongest-case-yet-for-dark-matter/ https://physics.stackexchange.com/questions/48727/does-conformal-gravity-explain-the-bullet-cluster-lensing-effects)


Cuanta menor sea la masa de estas partículas, mayor debe ser su número para dar cuenta de ese 25% de contenido en energía del Universo. Sin embargo, cuantas más partículas haya, mayor será también la probabilidad de que interactúen entre ellas en zonas de alta densidad de materia oscura, siendo necesario un compromiso entre la sección eficaz y la masa.

En general, se dice que la materia oscura es prácticamente “collisionless”, es decir, que no experimenta colisiones. Esto, a su vez, implica que su recorrido libre medio (la distancia media que puede recorrer una partícula antes de sufrir una interacción que altere su trayectoria) sea enorme.

Sobreviviré

Una de las mayores fuentes de información sobre la abundancia de materia oscura es el fondo cósmico de microondas (Cosmic Microwave Background – CMB). Sin entrar en detalles, este fondo es nuestra primera fotografía del Universo, cuando tenía 380.000 años (un 0.003% de su edad actual), al dejar de ser opaco. A pesar de ser el mejor cuerpo negro (emisor térmico ideal) del Universo, exacto en una parte por millón, experimentos como WMAP o Planck nos permiten medir sus anisotropías. Para ajustar los datos con un modelo teórico, éste debe contener necesariamente una componente de materia oscura.

Anisotropías del CMB. Los datos medidos por la sonda WMAP son los puntos rojos. Las distintas curvas implican distinto contenido de materia oscura. La curva superior asume que no existe materia oscura, con un pobre ajuste a los datos, mientras que la línea continua asume la proporción de ΛCDM, con un excelente acuerdo (crédito – https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March10/Garrett/Garrett3.html).

Además, en otras mediciones del Universo actual, como en las curvas de rotaciones de las galaxias, seguimos viendo el efecto de la materia oscura. En este caso, se mide la velocidad de rotación de las estrellas de una galaxia y se observa que, en lugar de caer como se esperaría por gravitación Newtoniana, la velocidad es aproximadamente constante al alejarnos del centro. Esto indica que existe mucha más materia de la que vemos en forma visible.

Curva de rotación de NGC 3198. Según la 3ª ley de Kepler, esperaríamos que las estrellas rotaran según la curva “disk”. Sin embargo, las medidas (puntos negros) indican que la distribución de velocidades es plana. Esto indica la existencia de una segunda componente, la curva “halo” de materia oscura, que se suma a la “disk”. (Crédito – http://physicsanduniverse.com/galaxy-rotation-curve-dark-matter/).

Ambos efectos nos llevan a discutir la estabilidad de la materia oscura, como la de muchas partículas. Por ejemplo, el neutrón tiene una vida media de unos 15 minutos, y todos aquellos neutrones en el Universo primitivo que no formaron un átomo estable al cabo de esos 15 minutos se desintegraron.

Si la materia oscura no fuera estable y se desintegrara rápidamente, podríamos ver su influencia en el CMB pero no en las curvas de rotación de nuestros días. Al contrario que el neutrón, no puede formar átomos ya que no siente la fuerza nuclear fuerte. Esto indica que, sea lo que sea, debe ser una partícula estable y sobrevivir hasta nuestros días, con una vida media al menos igual a la edad del Universo (13.800.000.000 años).

Uno de los primeros candidatos a materia oscura fueron los neutrinos, ya que son partículas masivas (pero muy poco), sin carga, casi no interactuantes y estables. Lamentablemente al tener tan poca masa su velocidad es demasiado alta, y no cumplen la condición de “fríos”. Además, la abundancia inferida, por ejemplo a partir del CMB, es una ínfima parte de la necesaria para dar cuenta de toda la materia oscura.

En resumen, aunque a día de hoy no tengamos ni una remota idea de la masa o sección eficaz de la materia oscura, ni siquiera si es una partícula (existen otras teorías alternativas como por ejemplo que está constituida por los agujeros negros primordiales), sí que tenemos una serie de fuertes requisitos, que cualquier nueva teoría que intente explicar la materia oscura deberá cumplir.

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Comentarios

Describir (matemáticamente) lo indescriptible, algún día nos permitirá conocer el misterio físico de las fuerzas invisibles que dominan el Universo.

La expansión del universo explicada brevemente y de forma alternativa.
a) La masa se mueve como un nudo corredizo en el éter global –red tridimensional de filamentos elásticos.
b) La energía electromagnética es torsión en la red –onda trasversal.
c) Cuando hay suficiente energía de torsión se crea masa dentro de una retícula, y el éter global se comprime. Las retículas evitan que los nudos se deshagan.
d) Cuando las estrellas pierden masa, están expandiendo el éter global.
e) La expansión no mueve mucho a las otras estrellas porque la interacción tiene la relación cuadrática v ^ 2 / c ^ 2 – similar a la energía cinética pero el efecto opuesto- por lo que parece que la expansión se genera en todas partes.
f) La Física Global no fue diseñada para explicar la expansión del universo, pero lo hace y la materia oscura ya no es necesaria.
https://molwick.com/es/astrofisica/145-materia-oscura.html#rotacion

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