OBJETOS INVISIBLES III
OBJETOS OSCUROS EN NUESTRO SISTEMA SOLAR
También hay objetos oscuros «ordinarios» en nuestro propio sistema solar, donde orbitan numerosos cuerpos celestes más pequeños que los planetas y que, por tanto, son muy difíciles de observar. Los que tenemos más cerca son los asteroides, unos objetos rocosos y sin atmósfera que orbitan en el llamado cinturón de asteroides, situado entre las trayectorias de Marte y Júpiter.
Los asteroides presentan una gran variedad de formas y tamaños. El más grande es Ceres, con un diámetro de unos 945 km (entre 13 y 14 veces menor que el de la Tierra), pero también los hay que tienen apenas unos metros de ancho. Aunque probablemente hay millones de asteroides, su masa total es menor que la de la Luna, y prácticamente la mitad de ella se concentra en los cuatro cuerpos más grandes. Además, en contra de lo que se refleja en algunas películas, los asteroides se extienden a lo largo de un volumen tan grande que están muy separados: podría haber hasta varios millones de kilómetros entre uno y otro… ¡así que chocar contra un asteroide no sería nada probable!
Al principio se pensaba que los asteroides podían constituir los restos de un planeta, que habría sido destruido por una explosión interna o el impacto de un cometa. Sin embargo, la escasa masa contenida en el cinturón de asteroides y la variedad de composiciones químicas que presentan estos objetos no apoyan esta hipótesis. Hoy se piensa que, en un momento temprano de la formación del sistema solar (que tuvo lugar hace unos 4.500 millones de años), la gravedad de Júpiter inhibió la formación de nuevos planetas en esta zona e hizo que los planetesimales que existían chocasen unos contra otros. Los restos de esas colisiones serían los asteroides que vemos hoy en día.
PROFUSIÓN DE COMETAS EN EL CINTURÓN DE KUIPER
Más allá de la órbita de Neptuno, existe un enorme disco de cuerpos helados y cometas que orbitan a distancias de entre 30 y 50 unidades astronómicas del Sol (una unidad astronómica es la distancia que hay entre la Tierra y el Sol), conocido como el cinturón de Kuiper. Se piensa que este disco está formado por planetesimales que no lograron unirse para formar planetas. Su existencia fue predicha en 1980 por el astrónomo uruguayo Julio Fernández, que trataba de explicar la existencia de los llamados cometas de período corto. Algunos de estos cometas tardan tan poco en dar una vuelta alrededor del Sol (una media docena de años) que se encuentran con él muy a menudo y se evaporan rápidamente, en unos cientos de miles de años. Ese tiempo es tan corto en comparación con la edad del sistema solar que a estas alturas ya no debería quedar ninguno, y sin embargo los astrónomos los encuentran regularmente.
Fernández propuso que debía haber una población de cometas más allá de Neptuno. Parece que, al principio de su artículo, Fernández mencionaba al astrónomo neerlandés Gerard Kuiper (que en la década de 1950 había discutido la posible existencia de un disco así ¡para acabar descartándola!) y eso hizo que otros astrónomos comenzaran a referirse al hipotético disco como cinturón de Kuiper, nombre que acabó asentándose, para desasosiego de aquellos astrónomos con mayor sensibilidad respecto a la historia de la ciencia.
El segundo objeto de este cinturón (el primero es Plutón) se descubrió en 1992. Desde el año 2000, se encontraron varios objetos bastante grandes, entre ellos Eris, que tiene un tamaño parecido al de Plutón e incluso una pequeña luna orbitando alrededor suyo. Estos hallazgos obligaron a los astrónomos a considerar la posibilidad de aumentar la lista de planetas del sistema solar pero, en vez de eso, lo que hicieron fue «degradar» a Plutón: crearon una nueva categoría de objetos, los planetas enanos, donde también incluyeron a Eris y a otros dos objetos del cinturón de Kuiper, además del asteroide Ceres.
En el año 2015 la nave New Horizons de la NASA sobrevoló Plutón, en lo que supuso la primera exploración cercana de un objeto del cinturón de Kuiper. Por otro lado, las órbitas anómalas de algunos objetos de este cinturón han llevado a algunos científicos a postular la existencia de un noveno planeta, aunque de momento aún no se ha encontrado.
LA HIPOTÉTICA NUBE DE OORT
Mucho más allá del cinturón de Kuiper, a distancias de entre 5.000 y 100.000 unidades astronómicas del Sol (aproximadamente un tercio de la distancia entre el Sol y Proxima Centauri, la estrella más cercana), existe otra nube de restos helados, conocida como nube de Oort. El astrónomo holandés Jan Oort fue el primero en proponer la existencia de esta región para explicar el origen de los cometas de período largo, que tardan cientos o incluso miles de años en dar una vuelta al Sol. Por tanto, la mayoría de estos cometas (mucho menos frecuentes que los de período corto) solo han sido observados una vez en la historia de la humanidad.
Al igual que el cinturón de Kuiper, la nube de Oort estaría formada por planetesimales helados que no llegaron a convertirse en planetas. Se piensa que, de vez en cuando, algo perturba la trayectoria de uno de estos cuerpos helados y hace que comience a caer hacia el Sol.
Así pues, hemos hecho un viaje (más rápido que el de la Voyager) por los objetos oscuros compuestos de materia ordinaria, desde los más grandes, las nubes moleculares donde se forman las estrellas, hasta los más pequeños, los asteroides y planetesimales de nuestro sistema solar.
EXPERIMENTOS PRESENTES Y FUTUROS
En la actualidad hay multitud de experimentos que estudian el lado oscuro del Universo, tratando de detectar la materia oscura, descubrir la naturaleza de la energía oscura o de observar y caracterizar objetos celestes tenues como los exoplanetas. .
Dado que las candidatas preferidas para dar cuenta de la materia oscura son las partículas masivas que interaccionan débilmente (las WIMP), la mayoría de experimentos buscan este tipo de partículas, utilizando principalmente tres estrategias.
BUSCAR WIMP POR DETECCIÓN DIRECTA
En los experimentos de detección directa, se intenta detectar el choque entre una partícula de materia oscura y el núcleo de un material detector. Aunque la materia oscura interacciona muy poco con la ordinaria, debería haber tantísimas WIMP a nuestro alrededor (cada segundo, unas 100.000 podrían atravesar cada centímetro cuadrado de la Tierra) que es posible que se produzca una colisión, siempre que el detector sea suficientemente grande.
También es necesario proteger el detector de alguna manera: de lo contrario se registrarían tantos impactos de partículas ordinarias que sería imposible identificar el que nos interesa. Para detener los rayos cósmicos, una miríada de partículas que nos están llegando constantemente desde el espacio exterior, los experimentos se realizan en laboratorios subterráneos, a muchos metros bajo tierra. Pero, además, todas las sustancias emiten una pequeña cantidad de partículas radiactivas; para evitar que lleguen al detector, hay que construir este con materiales especiales que emitan la mínima radiactividad posible y rodearlo de algún tipo de blindaje. Hay que tener en cuenta que, debido a su escasa interacción, este tipo de precauciones no afectarán a las partículas de materia oscura, que seguirán llegando al detector con la misma frecuencia.
Los experimentos de este tipo pueden usar dos tipos de materiales como detector. Muchos de ellos emplean algún gas noble, normalmente xenón o argón. En este caso, las colisiones con un núcleo del detector producen destellos de luz que podemos registrar. Uno de los grandes experimentos de este tipo es el XENON1T, bajo la montaña de Gran Sasso, en Italia, a 1.400 metros de profundidad. Emplea 3.200 kilogramos de xenón líquido, rodeados de agua ultrapura que sirve como blindaje. En un artículo publicado recientemente en el servidor de prepublicaciones " arXiv" (todavía no revisado por pares) han propuesto que esta señal podría ser ruido causado por la presencia de tritio, un isótopo radiactivo de hidrógeno
Otras colaboraciones utilizan un cristal como el germanio como material detector. En ese caso, el impacto sobre un núcleo provoca vibraciones del cristal, que se pueden detectar como un pequeño aumento de temperatura o por otros métodos. El experimento más sensible de este tipo es el SuperCDMS, situado en la mina de Soudan, en Minnesota, Estados Unidos, a 700 metros de profundidad, y equipado con un conjunto de detectores de germanio de 9 kilogramos. Aunque este experimento dejó de funcionar en 2015, todavía se están analizando los datos, y ya hay una segunda fase prevista para 2021; esta tendrá un detector que podría llegar a los 400 kilogramos y se llevará a cabo en el laboratorio SNOLAB, en Canadá, situado a 2 kilómetros de profundidad.
En 1998, un experimento llamado DAMA/LIBRA, también desarrollado en el laboratorio subterráneo del Gran Sasso, anunció una señal de materia oscura, concretamente una variación anual en el número de colisiones que podría deberse al movimiento de la Tierra a través del halo de materia oscura que envuelve la Vía Láctea. Aunque algunas otras colaboraciones respaldaron esta conclusión, los resultados de experimentos más recientes (entre ellos el precursor de XENON1T) parecen descartarla.
DETECCIÓN INDIRECTA: RESTOS DE UN CHOQUE ENTRE WIMP
En los métodos de detección indirecta, lo que se persigue es identificar las partículas ordinarias que podrían llegar a la Tierra si una WIMP y su antipartícula se aniquilasen en el espacio. Aunque en estos choques se producirían muchos tipos de partículas ordinarias, solo las estables (fotones, neutrinos, protones, electrones y sus antipartículas) llegarían hasta nosotros. Especialmente útiles resultan los fotones y los neutrinos, dado que, al no tener carga eléctrica, no son desviados por los campos magnéticos de la galaxia y viajan en línea recta hasta la Tierra. Los fotones se pueden detectar desde satélites como el telescopio espacial de rayos gamma Fermi o desde la superficie terrestre, en cuyo caso lo que se detectan no son los fotones originales sino las cascadas de partículas que generan al interaccionar con la atmósfera. (Esas partículas se mueven tan rápido que emiten una luz conocida cono radiación Cherenkov, que es la que detectan los telescopios.)
Los neutrinos se buscan mediante experimentos con un gran volumen de material detector, similares a los que tratan de encontrar materia oscura de manera directa. Uno de los mayores se llama IceCube y usa como detector un kilómetro cúbico de hielo de la Antártida. Las partículas cargadas se registran desde satélites como el AMS, montado en la Estación Espacial Internacional.
Uno de los lugares donde es más probable que se produzca la aniquilación de materia oscura es el centro de la Vía Láctea, dado que allí debería haber una gran densidad de materia oscura. De hecho, en 2009, el satélite Fermi detectó un exceso de rayos gamma procedente de esa zona. Este resultado parecía confirmar un exceso de positrones (la antipartícula del electrón) encontrado en 2008 por el satélite PAMELA y confirmado posteriormente por el AMS. Sin embargo, hoy se piensa que esos excesos se deben a una población de púlsares en el centro de la galaxia. Este es uno de los principales problemas de los experimentos de detección indirecta: hay muchos procesos astrofísicos que no conocemos bien y que podrían estar detrás de cualquier señal que detectemos.
PRODUCIR NUESTRA PROPIA MATERIA OSCURA
En vez de esperar a que las partículas de materia oscura lleguen a nuestro detector o se aniquilen en el espacio, también podemos tratar de crearlas nosotros mismos. Eso es lo que se hace en los grandes aceleradores de partículas como el gran colisionador de hadrones (LHC) de Suiza, donde los científicos aceleran dos haces de protones hasta casi la velocidad de la luz y hacen que choquen. La colisión puede dar lugar a nuevas partículas, cuya energía es medida por los detectores. Si la energía después del choque es menor que antes, se sabrá que se ha producido una partícula que el detector no ha sido capaz de registrar. Así es como los físicos descubrieron, por ejemplo, los escurridizos neutrinos o el famoso bosón de Higgs.
Evidentemente, esta partícula no tendría por qué ser una WIMP, pero si tuviese la masa adecuada, habría muchas probabilidades de que así fuera. Aunque había grandes expectativas, el hecho es que por ahora el LCH aún no ha descubierto ninguna WIMP, lo que ha puesto contra las cuerdas a las teorías supersimétricas. Hay quien opina que en un acelerador en que colisionen electrones y positrones en vez de protones podría ser más fácil detectar ciertos tipos de WIMP. Está previsto que un detector así, el colisionador lineal internacional (ILC), se construya en Japón en un futuro próximo. Mientras tanto, periódicamente algún experimento de detección directa o indirecta anuncia que ha detectado una señal que podría provenir de las WIMP. Sin embargo, ninguna de estas afirmaciones ha podido ser confirmada: aún no hemos encontrado las partículas de materia oscura. Para lo que han servido hasta ahora los experimentos es para poner restricciones más y más fuertes sobre las posibles masas e interacciones de estas partículas.
De hecho, nos encontramos en un momento crítico y hay muchos científicos que piensan que si los aceleradores o experimentos como el XENON1T no encuentran pronto WIMP, estas quedarán prácticamente descartadas y habrá que comenzar a pensar en otros candidatos.
AXIONES: UNA ALTERNATIVA A LAS WIMP
Uno de estos candidatos podría ser el axión, que presenta una propiedad muy interesante para su detección: en presencia de un campo magnético intenso podría convertirse en un fotón, o viceversa.
Si los axiones constituyen la materia oscura, su masa ha de ser entre unos mil millones y un billón de veces menor que la del electrón: de ser más pesados, ya los habríamos observado en los aceleradores de partículas o en fenómenos astrofísicos; y si fueran más ligeros, se habrían producido tantos en el Universo primitivo que habría demasiada materia oscura. El problema es que los axiones con estas masas interaccionarían tan poco con la materia ordinaria que serían casi indetectables.
Sin embargo, el Experimento sobre Materia Oscura Axiónica (ADMX), ubicado en la Universidad de Washington, tiene la sensibilidad necesaria para conseguirlo. Consiste en una cavidad sometida a un intenso campo magnético, con el que podría interaccionar algún axión (de los miles de billones que debería haber a nuestro alrededor) para producir un fotón de microondas, que se puede detectar. Para que se produzca esta transformación, la frecuencia de resonancia de la cavidad (que depende de su geometría) debe ser igual a la frecuencia del fotón producido (que depende de la masa del axión). Dado que no conocemos esta última, hay que ir cambiando la geometría de la cavidad para barrer todas las frecuencias posibles, lo cual se consigue insertando en ella unas barras y variando su posición.
Además, dado que la señal producida es muy débil, hay que tratar de eliminar al máximo el ruido (otro tipo de señales no deseadas) que podría enmascararla y para ello hay que enfriar los instrumentos a las temperaturas más bajas posibles. Desde 2016, el ADMX cuenta con un sistema de refrigeración capaz de llevar la temperatura del sistema a 0,1 grados por encima del cero absoluto, es decir, a –273,05 °C, lo cual ha elevado mucho su sensibilidad.
FIN
© JAVIER DELUCAS