El Lado Oculto del Universo: La Materia Oscura.

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El término "materia oscura" se refiere a la materia cuya existencia no puede ser detectada mediante procesos asociados a la luz, es decir, no emiten ni absorben radiaciones electromagnéticas, así como no interaccionan con ella de modo que se produzcan efectos secundarios observables; esta materia ha sido inferida solamente a través de sus efectos gravitacionales. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo observable.

Hay también una extensa evidencia circunstancial de que al menos alguna cantidad de esta materia oscura es de naturaleza no barionica, es decir, compuesta de partículas elementales distintas a los protones, neutrones y electrones (los bariones son todas aquellas partículas compuestas por tres quarks, tales como el protón o el neutrón; el electrón no es un barión sino un leptón, pero por simplicidad siempre que nos referimos a los bariones cuando hablamos sobre materia oscura se sobreentiende que incluimos a los electrones como si de un barión más se tratase). Estas partículas deben haber sobrevivido desde el Big Bang, y por lo tanto o deben ser estables o tienen tiempos de vida que exceden la edad actual del universo.

La materia oscura también juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".

La primera persona en proporcionar pruebas e inferir la existencia del fenómeno que se ha llamado "materia oscura" fue el astrofísico suizo Fritz Zwicky, del Instituto Tecnológico de California (Caltech) en 1933. Aplicó el teorema de virial al cúmulo de galaxias Coma y obtuvo pruebas de masas no visibles. Zwicky estimó la masa total del cúmulo basada en los movimientos de las galaxias cerca de su borde. Cuando comparó esta masa estimada con una basada en el número de galaxias y con el brillo total del cúmulo, encontró que había unas 400 veces más masa de la esperada. La gravedad de las galaxias visibles en el cúmulo estaría lejos de ser demasiado pequeña para tal velocidad de órbita, con lo que se necesita algo adicional. Esto es conocido como el "problema de la masa desaparecida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky infirió que tendría que haber alguna forma de materia no visible que proporcionaría suficiente masa y gravedad para soportar el cúmulo conjuntamente.

La abundancia de materia oscura normalmente se contabiliza en términos de su densidad de masa en unidades elegidas de modo que son equivalentes a tantos por uno, siendo la densidad que contabiliza toda la masa existente, independientemente de su naturaleza igual a uno. La cantidad total de materia visible, es decir, materia cuya existencia es inferida mediante emisión o absorción de fotones, es aproximadamente 0.005, con una incertidumbre de al menos un factor de dos veces la medida.

La evidencia más fuerte de materia oscura está en las curvas de rotación de las galaxias espirales. En estas observaciones, la velocidad azimutal de las nubes de hidrógeno rodeando la galaxia es medida (mediante desplazamiento Doppler) en función de la distancia al centro de la galaxia o radio galáctico. Si no hubiese materia oscura, a distancias suficientemente alejadas del centro o bulbo de la galaxia encontraríamos que la velocidad es inversamente proporcional al radio o distancia galáctica, ya que la masa visible de una galaxia espiral está prácticamente concentrada en su centro, estando el resto sobrante distribuido a su alrededor en forma de lo que denominamos brazos. Sin embargo, observaciones de muchas galaxias espirales indican una velocidad que es independiente de la distancia a grandes distancias con un valor típico de unos 200 Km s-1. En otras palabras, el movimiento de la materia que compone la estructura de una galaxia espiral no verifica las leyes de Kepler.

Una "curva de rotación plana" como esta implica que la masa total dentro de un radio dado crece linealmente con la distancia. Se sugiere como modelo para intentar explicar este hecho el de una esfera autogravitante de gas ideal a una temperatura uniforme, que depende directamente de la masa de la partícula de materia oscura, podría tener este perfil de masa.

Las curvas de rotación se miden a lo largo de algunas decenas de kiloparsec, implicando una masa total dentro de este radio que es típicamente unas diez veces la masa visible. En nuestra galaxia, estimaciones de la densidad local de la materia oscura típicamente da un valor de 0.3 GeV cm-3 , pero este resultado es muy sensible al modelo del halo de materia oscura en la galaxia.

Otras indicaciones de la presencia de materia oscura vienen de observaciones del movimiento de galaxias y gas caliente en cúmulos de galaxias. El resultado total es que la densidad de materia oscura es aproximadamente 0.2. Estudios en campos de velocidad a gran escala resultan en una densidad igual o mayor que 0.3. Sin embargo estos métodos de determinación requieren algunas suposiciones astrofísicas sobre cómo se forman las galaxias.

Ninguna de estas observaciones nos da una indicación directa de la naturaleza de la materia oscura. Si es barionica, las formas que puede tomar están severamente restringidas, ya que la mayoría de las formas permitidas de este tipo de materia oscura emite y absorbe fotones en por lo menos una banda de frecuencia observable. Algunas posibles excepciones incluyen remanentes (de enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros) de una temprana generación de estrellas masivas u objetos más pequeños que nunca iniciaron la combustión nuclear (y podrían por lo tanto tener masas menores que aproximadamente la décima parte de la masa solar).

Estos objetos masivos y compactos del halo son colectivamente llamados machos. Resultados preliminares de la búsqueda de machos mediante efectos de lente gravitacional indican que un halo estándar tiene una fracción de masa no mayor que el 0.66% de machos con masa menor que 0.1 masas solares al 95% de nivel de confianza, pero es posible construir modelos de un halo sólo compuesto de machos que es consistente con todas las observaciones.

Hay, sin embargo, varios argumentos indirectos los cuales argumentan a favor de una cantidad substancial de materia oscura no barionica. En primer lugar, la nucleosíntesis (o formación de núcleos en el espacio) nos da los límites 0.010<W ·h2<0.016 , donde "W " es la densidad de materia oscura y "h" es un parámetro que depende del valor de la constante de Hubble. El límite superior en W es substancialmente menor que el valor W ³ 0.3 dado por medidas a gran escala, incluso la constante de Hubble está cerca del límite inferior de su intervalo permitido de la forma más optimista posible, 0.4<h<1.0. Un segundo argumento puramente teórico es que los modelos inflacionarios (se utilizan para explicar la evolución del universo según el modelo del Big Bang y son ampliamente considerados como proveedores de explicaciones de un gran número de extrañas paradojas de otra índole con resultados hasta ahora muy satisfactorios) generalmente predicen que la densidad total de toda la materia es la unidad, englobando todas las especies presentes sean cuales sean. Finalmente, sin materia oscura no barionica es difícil construir un modelo de formación de galaxias que prediga fluctuaciones lo suficientemente pequeñas en la radiación de fondo cósmica de microondas que observamos experimentalmente de forma inequívoca.

Con el propósito de obtener modelos de formación de galaxias, la materia oscura no barionica se clasifica como "caliente" o "fría", dependiendo de si las partículas de materia oscura son relativistas (se mueven a velocidades próximas a la de la luz) o no relativistas (su velocidad es significativamente inferior a la velocidad de la luz) en el momento en le que el horizonte de la futura galaxia engloba suficiente materia como para comenzar el proceso de formación.

Si las partículas de materia oscura están en equilibrio termodinámico con los bariones de materia visible y la radiación (es decir, la materia oscura, los bariones y la radiación o fotones están a la misma temperatura y presión), entonces sólo la masa de la partícula de materia oscura es relevante para conocer si la materia oscura es caliente o fría, con una línea divisoria en una masa de 1 KeV (para comparar recordemos que la masa de un electrón en estas unidades es de 511 KeV). Además, especificar un modelo requiere dar la función de las fluctuaciones de la densidad inicial de todo el cúmulo de materia que se dispone a convertirse en galaxia. Los modelos inflacionarios generalmente predicen una que es casi invariante ante cambios de escalas.

  

Dada esto, los modelos con sólo materia oscura fría son mucho más exitosos que los modelos con sólo materia oscura caliente al reproducir la estructura observada del universo. Otra clase de modelos usa fluctuaciones debidas a defectos topológicos en la configuración inicial del conjunto de materia que comienza a formar la galaxia, pero estos son mucho más duros de analizar con un detalle cuantitativamente comparable al resto de los modelos, por lo que las comparaciones y los contrastes entre distintos modelos se hace muy difícil.

El mejor candidato para materia oscura caliente es uno de los tres neutrinos (es decir, si tenemos un neutrino por cada familia o generación de partículas elementales, el candidato es el neutrino de una de las tres familias), dotado con una masa calculada con el modelo de Majorana. Tal neutrino contribuiría a la densidad de materia oscura en un valor igual al resto de la densidad multiplicado por su propia masa.

Hay otra restricción para los neutrinos si están formando los halos de las galaxias enanas: el principio de exclusión de Pauli, que impide que dos neutrinos distintos tengan la misma energía, restringe el número de neutrinos que pueden encajar dentro del espacio de un halo, lo cual pone un límite inferior a la masa del neutrino en m³ 80 eV.

No hay actualmente partículas conocidas que puedan ser candidatos a materia oscura fría. Sin embargo, muchas extensiones propuestas del modelo standard (modelo global que explica de manera unificada la naturaleza y características de todas las partículas conocidas, y que es el que hasta ahora mayores resultados a producido) predicen una partícula estable (o de vida suficientemente larga). La clave se convierte entonces en predecir el valor de la densidad de materia oscura para conocer su masa y cualidades imposibles de predecir.

Si la partícula es su propia antipartícula o hay partículas y antipartículas presentes en igual número (dependiendo de su naturaleza la partículas pueden presentarse de dos modos: para una partícula dada puede existir una partícula complementaria o antipartícula con la cual puede anularse o aniquilarse, o por el contrario ella misma es su propia antipartícula con lo que sólo puede aniquilarse con partículas de su propia especie) y estas partículas estuviesen en equilibrio térmico con la radiación (es decir, a la misma temperatura) al menos hasta que se conviertan en no relativistas debido a efectos de frenado, entonces su abundancia se determina por efectos secundarios procedentes de su aniquilación. Entonces uno encuentra que el valor necesario para que la densidad de materia oscura sea la que necesitamos es apreciablemente próximo al que se podría esperar para una partícula masiva de interacción débil, partículas que designamos wimp con una masa de 100 GeV.

Si la partícula de materia oscura no es su propia antipartícula, y el número de partículas menos el de antipartículas se conserva, entonces una asimetría inicial en las abundancias de partículas y antipartículas se preservará, y puede dar abundancias mucho mayores que las predichas para el caso anterior.

Si las partículas de materia oscura no estuviesen nunca en equilibrio térmico con la radiación, entonces su abundancia actual debe ser calculada de cualquier otra forma, y en general dependerá en la condición inicial precisa que se presuponga en el modelo de formación de galaxias.

Los dos candidatos a materia oscura fría mejor conocidos y más estudiados son el neutralino y el axión.

El neutralino es una predicción de las extensiones supersimétricas del modelo estándar: es una extensión del neutrino, el cual tal y como se conoce actualmente no verifica una de las simetrías que aparecen en la naturaleza de la mayoría de las partículas; teóricamente se predice que es posible la existencia de una partícula de propiedades idénticas a las del neutrino que además verifique dicha simetría. El neutralino se clasifica como un wimp, con una masa teórica esperada en el intervalo de las decenas a las centenas de GeV.

El axión es predicho por extensiones del modelo estándar que resuelven otros de los problemas de violación de simetrías en las interacciones fuertes entre partículas. No tiene equivalente o conexión con ninguna partícula actualmente conocida al contrario de lo que le ocurre al neutralino (que está relacionado con los neutrinos). Su masa debe ser aproximadamente 10-5 eV, si es que tiene que ser un componente significativo de la materia oscura. Los axiones pueden ocurrir en el universo temprano en la forma de condensación de Bose, que permite que una gran cantidad de partículas estén "condensadas" ocupando todas el mismo espacio, la cual nunca entra en equilibrio térmico con la radiación. Estos axiones son siempre no relativistas, a pesar de su pequeña masa.

Hay prospecciones para la detección experimental directa de ambos candidatos (y también otros candidatos a wimp). Los wimps se dispersarán al colisionar con núcleos a una velocidad calculable, produciendo retrocesos nucleares observables. Esta técnica ha sido usada para mostrar que toda la materia oscura no puede consistir de neutrino masivos o neutrinos predichos por modelos supersimétricos (modelos basados en extensión del modelo estándar con verificación de todas las simetrías) con masa en el intervalo de los 10 GeV a los 4 TeV. El neutralino es más difícil de detectar porque su dispersión por colisión con los núcleos es considerablemente más pequeña.

El axión puede ser detectado por una conversión de axión a fotón en un campo magnético inhomogéneo, y los límites en la relación axión-fotón permitida han sido ya establecidos teóricamente, los cuales no excluyen el valor que teóricamente es más favorable para su masa. Ambos tipos de experimentos de detección están actualmente en marcha.

Candidatos a wimp pueden dejar señales indirectas también por medio de aniquilaciones que ocurren actualmente en partículas que pueden ser detectadas como rayos cósmicos. La posibilidad más prometedora viene del hecho de que los wimp se concentran en el centro del Sol y de la Tierra, así que si se incrementara enormemente su tasa de aniquilación, produciendo así neutrinos de alta energía que pueden escapar y llegar a la superficie de la Tierra en número potencialmente observable.

Fuentes consultadas:
J. Kormendy and G. R. Knapp Dark Matter in the Universe: IAU Symposium Nº 117 (1987)
M. Srednicki Particle Physics and Cosmology: Dark Matter (North-Holland, Amsterdam, 1990)
M. Srednicki Physical Review D 54 116 (1996)
http://es.wikipedia.org/wiki/Materia_oscura

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Documental BBC. ¿De qué está hecho el Universo?

La Materia Oscura

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Ver Sección: Ciencia y Tecnología

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