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.

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.

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.