MATERIA OSCURA 2

MATERIA OSCURA (2)

BUSCANDO CANDIDATOS A MATERIA OSCURA

Quizá la opción más natural es suponer simplemente que se trata de cuerpos celestes tenues y, por tanto, difíciles de detectar. Estos objectos, que llenarían los centros de las galaxias y los halos esféricos que las rodean, se denominan MACHO (objetos compactos masivos del halo, por sus siglas en inglés, massive astrophysical compact halo object) y entre ellos podría haber planetas, enanas marrones, enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Para tratar de encontrarlos, los astrónomos hicieron uso del fenómeno de las microlentes gravitacionales.

La idea de las lentes gravitacionales es aprovechar que la curvatura del espacio-tiempo no solo desvía las trayectorias de los objetos, sino también las de los rayos de luz, para detectar materia que no podemos ver. De este modo, si la luz de una fuente lejana (por ejemplo, una estrella o una galaxia) se encuentra una acumulación de materia en su camino a la Tierra, esta desviará los rayos de luz —como si se tratara de una lente— y hará que podamos ver algunos rayos que de otra manera no habrían llegado hasta nosotros. Estudiándolos, podemos inferir la cantidad de materia que ha provocado el fenómeno y cómo está distribuida.

Dependiendo de la intensidad del efecto, distinguimos entre tres tipos de lentes: Las lentes gravitacionales fuertes (normalmente, objetos muy masivos como los cúmulos de galaxias) producen la máxima desviación de la luz y los efectos más espectaculares. Pueden generar varias imágenes de la fuente que —en el caso de fuentes no puntuales, como galaxias— a veces adoptan la forma de arcos alargados y curvados. Incluso, si el alineamiento entre fuente, lente y observador es perfecto, puede aparecer un anillo completo que se conoce como anillo de Einstein.

En la mayoría de los casos, sin embargo, los rayos solo se curvan de manera leve, lo que genera pequeñas distorsiones en la forma de la fuente que no son apreciables a simple vista y deben ser detectadas mediante métodos estadísticos. En este caso hablamos de lentes gravitacionales débiles.

Finalmente, las microlentes suelen ser objetos mucho menos masivos. Aunque producen nuevas imágenes de la fuente, que en este caso suele ser una estrella, estas están tan próximas que lo que aprecia el observador es un aumento de brillo momentáneo.

Volviendo a los MACHO, la idea para detectarlos era vigilar un gran número de estrellas de alguna galaxia cercana, como por ejemplo las Nubes de Magallanes, y tratar de observar si alguna de ellas aumentaba de brillo debido a que un MACHO situado en el halo de la Vía Láctea pasara por delante. Eso es lo que hicieron, a partir de 1989, dos experimentos denominados MACHO y EROS (por las siglas en francés de expérience pour la recherche d'objets sombres, experimento para la búsqueda de objetos oscuros) y sus resultados descartaron que los MACHO de menos de 15 masas solares (menos de 15 veces más pesados que el Sol) puedan constituir el principal componente de la materia oscura.

LOS MACHO NO. ¿QUIZÁ NEUTRINOS?

Una vez comprobado que los MACHO no pueden ser los componentes principales de la materia oscura, parece lógico pensar que está compuesta por algún tipo de partícula distinta a los protones, neutrones y electrones que constituyen la materia ordinaria. Sabemos algunas de las propiedades que debería cumplir esta partícula: dado que la materia oscura no interacciona apreciablemente con la radiación electromagnética (no absorbe ni emite luz), debe tratarse de una partícula neutra, sin carga eléctrica. Por otro lado, tampoco debe interaccionar demasiado con la materia ordinaria, de lo contrario, ya la habríamos detectado. Finalmente, tiene que ser estable, dado que la proporción de materia oscura no parece haber cambiado desde la recombinación hasta el momento actual; así pues, la vida media de cualquier partícula candidata a explicar la materia oscura debe ser mayor que la edad del Universo.

Da la casualidad de que conocemos unas partículas que se ajustan muy bien a estas propiedades: los neutrinos. Estas partículas pueden ser de tres tipos (electrónico, muónico o tauónico), son neutras y estables, y solo interaccionan (además de gravitatoriamente) a través de la fuerza débil, mucho menos intensa que las otras dos interacciones restantes, la fuerte y la electromagnética. Además son tremendamente abundantes: cada segundo nos atraviesan cientos de billones procedentes del Sol sin que nos demos cuenta y existe un «fondo de neutrinos cósmicos» producidos en la gran explosión, análogo al fondo de radiación de microondas.

Solo había un problema: durante mucho tiempo, se pensó que los neutrinos no tenían masa. Sin embargo, en la década de 1960, un experimento descubrió que a la Tierra llegaban muchos menos neutrinos electrónicos provenientes del Sol de los que predecían nuestras teorías. Para explicarlo, se propusieron las oscilaciones de neutrinos, que permitirían que estas partículas cambien de un tipo a otro a medida que se propagan y que solo pueden ocurrir si los neutrinos tienen masa. Finalmente, en 1998, las oscilaciones de neutrinos fueron observadas (y sus descubridores, el japonés Takaaki Kajita y el canadiense Arthur McDonald, obtuvieron por ello el premio Nobel de Física en 2015). Así pues, los neutrinos tienen masa y, siendo tan abundantes, tal vez podrían dar cuenta de la materia oscura. Sin embargo, todo apunta a que sus masas son mucho más pequeñas de lo necesario (al menos un millón de veces menores que la del electrón).

De hecho, la idea de que la materia oscura pudiera estar formada por neutrinos se descartó mucho antes de que se descubrieran sus masas. En principio la materia oscura puede ser de dos tipos, fría o caliente. Esta distinción no tiene que ver con su temperatura, sino con la velocidad a la que se mueven las partículas que la constituyen: la materia oscura caliente estaría formada por partículas que se mueven a velocidades relativistas (cercanas a la velocidad de la luz), mientras que la materia oscura fría se movería a velocidades más lentas.

Si las partículas de materia oscura hubieran estado moviéndose a velocidades relativistas antes de la recombinación, podrían haber escapado a los efectos gravitatorios y haber suprimido la formación de estructura. Eso habría hecho que las galaxias se hubieran formado en un momento muy tardío de la historia del Universo, lo que no concuerda con nuestras observaciones, por lo que se deduce que la materia oscura (o al menos la mayor parte de ella) debe de ser fría.

ALGUNOS ASPIRANTES MÁS EXÓTICOS

Así pues, la materia oscura no puede estar compuesta de MACHO —ni, en general, de materia ordinaria, ya que esta solo constituye el 5 % de la energía del Universo— ni de neutrinos u otras partículas «calientes». En el modelo estándar de la física de partículas tampoco hay ninguna otra partícula con las propiedades necesarias. Por tanto, empieza a parecer claro que para entender la materia oscura necesitamos alguna nueva teoría.

WIMP, ¿PARTÍCULAS MILAGROSAS?

Entre las diversas partículas que se han propuesto para explicar la materia oscura, las WIMP (partículas masivas que interaccionan débilmente, por sus siglas en inglés, weakly interacting massive particles) son, sin duda, las más populares. Se trata de partículas muy pesadas y que aparecen de manera natural en diversas teorías que buscan extender el modelo estándar de la física de partículas.

Una de las causas de la popularidad de las WIMP es el llamado «milagro WIMP». Cualquier partícula que pretenda explicar la materia oscura tiene que producirse en el Universo primitivo con la abundancia adecuada. Y que esto ocurra o no depende de la relación que exista entre la masa de la partícula y la intensidad de sus interacciones. En concreto, cualquier partícula que pese unas 100 veces más que un protón e interaccione con la materia ordinaria solo a través de la fuerza débil se habría producido en el Universo primitivo justo con la abundancia necesaria para explicar la cantidad observada de materia oscura. Lo sorprendente es que muchos modelos supersimétricos predicen de manera natural una partícula con estas características.

La supersimetría es una de las extensiones más populares al modelo estándar, entre otras cosas porque podría explicar uno de sus grandes misterios: por qué las partículas tienen las masas que tienen. Postula que cada partícula fundamental tiene una super compañera, mucho más pesada que ella y que aún no ha sido descubierta. Así, por ejemplo, además del electrón habría un s-electrón mucho más masivo y que se diferenciaría de este último en una propiedad llamada espín. Aunque hay muchas clases de modelos, normalmente la partícula supersimétrica más ligera posee las propiedades adecuadas para explicar la materia oscura: es estable, no posee carga eléctrica, interacciona únicamente a través de la fuerza débil, se produce con la abundancia necesaria y constituye materia oscura fría.

A pesar de estar muy bien fundamentadas, de momento las WIMP han resultado tan escurridizas como los MACHO. Los científicos llevan décadas buscándolas con aceleradores de partículas, detectores subterráneos y telescopios espaciales, pero aún no han encontrado ninguna prueba concluyente de su existencia. Aunque aún es demasiado pronto para descartarlas, estos resultados negativos ya han comenzado a poner en apuros a la supersimetría: muchos de los modelos más simples han sido total o casi totalmente descartados, hasta el punto que el «milagro WIMP» parece hoy en día más una coincidencia que otra cosa. Todo eso ha hecho que los científicos comiencen a pensar en otros candidatos más exóticos.

AXIONES: PARTÍCULAS ULTRALIGERAS

Hasta ahora, la mayoría de experimentos que tratan de encontrar la materia oscura se han centrado en buscar partículas de gran masa, pero la materia oscura también podría estar compuesta por partículas ultraligeras (siempre que se muevan a velocidades no relativistas), que interaccionarían con la materia aún menos que las WIMP. Este tipo de candidatos se conocen con el nombre genérico de WISP (partículas ligeras que interaccionan débilmente, weakly interacting slim particles) y la más popular de ellas es el axión.

Los axiones fueron propuestos en la década de 1970 para resolver el llamado problema de CP fuerte (CP significa «paridad y carga»). Decimos que una ley física tiene simetría CP si sigue siendo válida después de cambiar todas las partículas por sus antipartículas (que tienen la misma masa pero carga opuesta; por ejemplo, los electrones por positrones) e invertir las coordenadas espaciales (de manera que arriba pase a ser abajo, izquierda a ser derecha y delante a ser detrás).

Los científicos pensaban que las cuatro interacciones fundamentales debían preservar la simetría CP. Sin embargo, en 1964, los físicos estadounidenses James Cronin y Val Logsdon Fitch descubrieron que la interacción débil la violaba. Investigaciones posteriores demostraron que la interacción fuerte también podía incumplirla, dependiendo del valor de un parámetro cuyo valor no queda fijado por la teoría (hay que determinarlo experimentalmente). Dado que en los experimentos nunca se ha observado que la interacción fuerte viole la simetría CP, ese parámetro debe ser exactamente 0, aunque a priori no haya ninguna razón por la que esto debiera ser así. A los físicos no les gustan este tipo de coincidencias (lo llaman un problema de «ajuste fino»), así que trataron de hallar una explicación.

La respuesta fue encontrada en 1977 por el físico italiano Roberto Peccei y su colega australiana Helen Quinn: si ese parámetro, en vez de ser una constante, variase con el tiempo, acabaría alcanzando el valor 0 de manera natural. Los físicos estadounidenses Steven Weinberg y Franz Wilczek se dieron cuenta de que un parámetro dinámico es lo mismo que un campo, y los campos siempre están asociados con partículas. Así que la solución de Peccei y Quinn implicaba la existencia de una nueva partícula: el «axión».

La teoría predice, de manera general, que los axiones deben ser partículas muy ligeras, bastante estables y que interaccionan muy débilmente con la materia ordinaria. Vemos por tanto que, aunque no fueron diseñados para ello, poseen las propiedades básicas necesarias para postularse como candidatos a materia oscura. Además, las teorías que tratan de unificar todas las interacciones, como la teoría de cuerdas (una de las extensiones más populares al modelo estándar), predicen la existencia de axiones y otras partículas ultraligeras. Los cálculos también indican que, en caso de existir, en el Universo primitivo debieron producirse muchísimas de estas partículas. A nuestro alrededor podría haber decenas de miles de billones de axiones por litro, por lo que, a pesar de su masa tan pequeña, podrían explicar la materia oscura.

AGUJEROS NEGROS PRIMORDIALES

Algunos investigadores han vuelto a reconsiderar la hipótesis de los MACHO, centrándose particularmente en la posibilidad de que la materia oscura se componga de agujeros negros primordiales, producidos justo al final de la inflación. La idea es que esta etapa de expansión acelerada podría haber generado algunas regiones muy densas, las cuales podrían haber colapsado sobre sí mismas para producir agujeros negros que, en algunas teorías, podrían tener un gran abanico de masas (entre 0,01 y 10.000 masas solares). De existir, estos agujeros negros se comportarían como materia oscura.

Además, las restricciones deducidas a partir de los experimentos de microlentes solo afectan a los MACHO de menos de 15 masas solares, por lo que los agujeros negros más pesados seguirían siendo viables.

CONTINUARÁ