Materia Oscura

sábado, 28 de agosto de 2010
Distribución en 3D de la materia oscura en la zona del Universo estudiada.
Imagen: ESA.

¿Qué es?

Así se le llama a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitatorios que causa en la materia visible (estrellas o galaxias), así como en las anisotropías de la radiación cósmica de fondo. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como los estudios sobre el Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo. También juega un papel central en al formación de estructuras y la evolución de galaxias. Todo esto sugiere que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo, contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética, el cual es denominado "El componente de materia oscura".

Composición

Hasta hoy, la composición de la materia oscura es desconocida, pero puede incluir neutrinos, partículas elementales, cuerpos astronómicos o nubes de gases no luminosos. Las pruebas recientes, sugieren que el componente primario son unas partículas elementales llamadas Materia Oscura No Bariónica.

Lo que compone la materia oscura tiene más masa que el componente del Universo 'visible'. La densidad de los bariones ordinarios y la radiación en el Universo, se estoma que son equivalentes (aproximadamente) a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Solo el 5% de la densidad de energía total del Universo puede observarse directamente, se estima que el 23% es materia oscura, y el restante 72% es energía oscura, un componente más extraño aún, distribuido difusamente en el espacio (Mañana se publicará el Megapost correspondiente).

La materia bariónica difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque solo constituye una pequeña porción. Del 5% de la materia bariónica estimada, la mitad no ha sido detectada, por lo que se considera materia oscura bariónica.La materia presente en las estrellas, galaxias y gas observables contienen menos de la mitad de los bariones que se supone deberían contener, por lo que se cree que la materia faltante esta distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad, formando una 'Red Universal' y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. Hace un par de años (En mayo de 2008), el telescopio XMM-Newton de la ESA ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.

La determinación de la naturaleza de esta materia, es una de las cuestiones principales de la física de partículas, si bien, aunque fue detectada por lentes gravitaciones en agosto de 2006, muchos aspectos continúan siendo especulativos. El experimento DAMA/Nal afirma haber detectado materia oscura pasando a través de la Tierra aunque, los resultados de otros experimentos, son prácticamente incompatibles con los mostrados por el DAMA, siempre y cuando, la materia oscura consista de neutrinos.

Estructura

La existencia de la materia oscura es crucial en el modelo del Big Bang, como un componente que se corresponde directamente a las medidas de los parámetros asociados con la métrica FLRW a la relatividad general. En particular, las medidas de las anisotropías de la radiación cósmica de fondo, le corresponden a un ambiente donde gran parte de la materia interactúa con los fotones de forma más débil que las fuerzas fundamentales conocidas, que acoplan las interacción de la luz con la materia bariónica. Además, se necesita una cantidad significativa de materia no bariónica fría para explicar la estructura a gran escala del Universo.

Las observaciones sugieren que la formación de estructuras en el Universo procede de una manera jerárquica, donde las estructuras más pequeñas se unen para formar galaxias, y estas últimas hacen lo propio para la formación de cúmulos de galaxias. Conforme se van realizando estas uniones, las estructuras comienzan a 'encenderse' puesto que la materia bariónica se calienta a través de la contracción gravitaciones y los cuerpos se aproximan al equilibrio hidrostático. La materia bariónica ordinaria tendría una temperatura demasiado alta y demasiada presión liberada desde el Big Bang para colapsar y formar estructuras más pequeñas, como las estrellas, a través de la inestabilidad de Jeans. La materia oscura actúa como una especie de compactador de estruscturas. Este modelo no sólo se corresponde con las investigaciones estadísticas de la estructura visible en el Universo, sino que también se corresponden de forma precisa con las predicciones de materia oscura de la radiación cósmica de fondo.


Estas son las imágenes que el Hubble tomó, y con las cuales se creó el mapa en 3D
Crédito: ESA


Pero ¿Existe la Materia Oscura?

Las estimaciones basadas en los efectos gravitaciones de la cantidad de materia presente en el Universo, sugieren que hay una cantidad de materia superior a la que podemos observar directamente, y la existencia de  esta materia oscura, resolvería ciertas inconsistencias en la teoría del Big Bang. Desde la década de 1930, se sabe que las velocidades peculiares de los cúmulos de galaxias corresponden a una masa total del cúmulo, de un orden magnitud mayor que el total de la materia luminosa observada dentro de las propias galaxias.

¿Cómo se obtuvo esta información? La única fuerza apreciable en un cúmulo de galaxias es la gravedad, cuanto mayor sea la masa, las galaxias exteriores estarán sometidas a una mayor fuerza gravitatoria total lo que resulta en una aceleración mayor. Por lo tanto, la velocidad nos permite calcular su masa utilizando mediciones de las velocidades mayores que se observan en el cúmulo, dado que estas no pueden ser superiores a la velocidad de escape, puesto que entonces, las galaxias se alejarían del cúmulo.

Ahora bien, en astronomía, una idea tan simple siempre viene acompañada de algunas dificultades observacionales, en este caso, es obvio que no podemos observar a las galaxias moviéndose, pero, podemos obtener un instante del cúmulo junto con una medición, a través del desplazamiento Doppler de las velocidades peculiares de cada galaxia.

En la década de 1960, se observó una situación similar en los brazos exteriores de las galaxias espirales y en menor proporción, en los confines externos de las galaxias elípticas. Imaginemos una galaxia similar a nuestro Sistema Solar, es decir, las estrellas giran en órbitas cerradas alrededor de un gran centro masivo, lo que podemos esperar entonces, es que la velocidad de las estrellas disminuya a medida que nos alejemos del centro, siguiendo una ley de Kepler. Sin embargo, las observaciones indican algo diferente, la la velocidad puede mantenerse prácticamente constante hasta el límite observacional externo de la galaxia, como se puede observar en la curva de rotación de la siguiente imagen, correspondiente a la galaxia NGC3198.



Curva de Rotación. Galaxia NGC3198.

Hay dos posibles explicaciones para esto:
  1. Existe una cantidad de materia distribuida de manera diferente a la materia visible.
  2. Las leyes dinámicas o la teoría gravitatoria aplicadas a esta escala no son correctas.
Si bien existen al menos una teoría dinámica y alguna teoría gravitatoria alternativas, éstas presentan algunos problemas, aunado al hecho de que no se han encontrado desviaciones en la Teoría General de la Relatividad.

Materia Oscura Bariónica

Es aquella compuesta por bariones (Por ejemplo, los protones y los neutrones) u otras partículas ligadas a ellos. Los principales candidatos son los gases no luminosos, los objetos compactos, las enanas marrones y los MACHOs (Massive Astronomical Compact Halo Objetc).

Materia Oscura No Bariónica

Antes de 1980 se asumía que la materia oscura era materia ordinaria en algún estado que no le permitía ser detectada, sin embargo, en esa década, llegó a escena otra idea, que podría estar formada de neutrinos o alguna partícula más exótica aún no descubierta. La razón es que muchas observaciones convergen a un valor del parámetro de densidad del orden del un 30% de la densidad crítica, pero, la nucleosíntesis primigénea (El modelo de formación de los elementos químicos ligeros en los primeros instantes del Universo), indica que la cantidad de materia bariónica no puede variar más de un 4 a 5% de la densidad crítica. El total de materia luminosa visible está por debajo de esa cantidad, lo que implica que debe haber mucha materia no detectada, y esto nos lleva a que al menos un 85% de la materia, está formada por algún tipo de materia exótica. Este tipo de materia, se clasifica en dos:
  1. Materia Oscura Caliente
  2. Materia Oscura Fría
Materia Oscura Caliente

Estaría formada por materia no bariónica que se desplaza a velocidades muy cercanas a las de la luz. Los candidatos principales a formar este tipo de materia oscura son los neutrinos, estas partículas que interaccionan únicamente mediante la fuerza débil, tienen una masa extremadamente pequeña comparada con cualquier otra partícula con mas conocida, sin embargo, se supone que en cantidades cosmológicas podrían aportar la masa necesaria. Al interaccionar débilmente, son casi indetectables, lo cual los hace ser los candidatos preferidos. Además de los neutrinos, existirían otras partículas propuestas para formar parte de este tipo de materia oscura: los axiones (Se ha postulado su existencia para explicar la simetría de la carga-paridad y se estima tendría una masa equivalente a la de 50 electrones, con una vida media de 10E-13 segundos) y los WIMPs (Weak Interaction Massive Particle).

Materia Oscura Fría

Su existencia fue propuesta para solventar el problema de la estructura galáctica, suponiendo que en el instante inicial existieron ciertas fluctuaciones, dependiendo de cómo sea la distribución inicial, cambia la forma en la que estas se propagan y amplifican. De este modo, si toda la materia oscura fuera caliente, nunca se habrían creado estructuras tan complejas puesto que las fluctuaciones ocurren a una escala energética menor, por lo tanto, la formación seguiría una estructura de arriba a abajo. Es decir, primero se formarían los supercúmulos que se irían fragmentando en estructuras más sencillas, en cambio, si se admite la existencia de la materia oscura fría, se sigue una estructura de abajo hacia arriba, estructuras más sencillas van agregándose y forman otras más complejas, lo cual concuerda con la visión que tenemos del Universo.

El reto

Consiste en su detección. Si la materia oscura no bariónica está formada por WIMPs, entonces deberíamos estar siendo atravesados por miles de millones de ellos cada segundo, pero, hasta este momento, todos los intentos por encontrar evidencias han fracasado, tanto en los métodos de detección directa (Donde los WIMPs serían observados por detectores) como en los de detección indirecta (Observados como subproductos de la desintegración de materia oscura).

Lo ideal sería poderlos producir en el laboratorio, en el LHC, por ejemplo, o en el Cryogenic Dark Matter Search, en Minessota (Intentan detectar el calentamiento producido en cristales de germanio y silicio ultrafríos cuando los WIMPs colisionan con ellos), quizá en el Laboratorio Nacional Gran Sasso en L'Aquila, Italia (Utilizan Xenon para observar pequeñas trazas luminosas que quedarían cuando un WIMP impacta un núcleo de Xenon).

Anillo de Materia Oscura
Crédito: Hubble

Anillo de Materia Oscura

En mayo de 2007, unos astrónomos, utilizando el telescopio espacial Hubble, detectaron un anillo 'fantasmal' de materia oscura, rodeando el resultado de una colisión entre dos cúmulos de galaxias. Esta es una de las más fuertes evidencias que prueben la existencia de materia oscura. Este descubrimiento fue realizado mientras se realizaba un 'mapeo' de la distribución de materia oscura dentro del Cúmulo de Galaxias C1 0024 +17, que se encuentra a 5 millones de años-luz de la Tierra. El diámetro del anillo es de 2.6 millones de años-luz.

Para Saber Más:

Katherine Garret & Gintaras Düda

Douglas Clowe Et Al.

Carlos Muñoz

Garry W. Angus Et Al.

J. W. Moffat

D. Da Rocha & L. Nottale

M. Reuter & H. Weyer

M. Markevitch Et Al.

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