Materia oscura: en búsqueda y captura

Materia oscura: en búsqueda y captura

Hoy tenemos la primera entrada invitada en Física Tabú. Además escrita por un invitado especial: Guillermo Franco Abellán. Guillermo (Guille para los amigos) estudió física en Murcia a la par que un servidor. Posteriormente se fue a Montpellier (Francia) a estudiar el segundo año de un máster titulado Cosmos, Champs et Particules –Cosmos, Campos y Partículas-, y no contento con ello planea quedarse tres años más a realizar el doctorado allí estudiando la señal de 21 cm de la transición hiperfina del hidrógeno. Esta señal ya había sido ampliamente estudiada a escalas astrofísicas (galaxias cercanas), pero desde el pasado año tenemos datos a escalas cosmológicas (galaxias lejanas) que se espera que puedan abrirnos la puerta a conocer unas épocas de nuestro universo denominadas épocas oscuras, acaecidas entre la recombinación (formación de los fotones del Fondo Cósmico) y la reionización (formación de las primeras estrellas), y de las cuales no se sabe absolutamente nada, pero se piensa que pudo estar muy influenciado por aniquilaciones y desintegraciones de partículas de materia oscura. Y sobre la materia oscura viene a hablarnos. Así que como veis, no traigo a cualquiera a hablaros del tema 🙂 . Sin más dilación, os dejo con la entrada que nos ha preparado. Espero que la disfrutéis tanto como yo.


Te voy a contar una buena y una mala noticia. La buena es que las partículas elementales de las que estas hecho tú y prácticamente todo lo que te rodea están perfectamente descritas y clasificadas en el llamado Modelo Estándar de la Física de Partículas. Desde los electrones que fluyen por los microchips de tu teléfono móvil hasta las millones de reacciones de fusión que ocurren a diario en nuestro sol, esta teoría explica con éxito casi todos los fenómenos microscópicos conocidos. Qué alegría, ¿no? Bueno, pues ahora viene la mala noticia. Resulta que toda esta materia ordinaria que describe el Modelo Estándar constituye apenas una cuarta parte de toda la materia que hay en el universo. Es más, si incluimos otras formas más generales de energía, la materia ordinaria representa menos de un 5% de la energía total. O al menos esto nos dan a entender las observaciones que vienen haciendo astrofísicos y cosmólogos desde hace más de 80 años. El siguiente diagrama en forma de Camembert resume lo que acabo de decir:

Composición del contenido energético del universo. Sacada de aquí.

Como vemos, más de tres cuartas partes de toda la materia es la llamada materia oscura, la protagonista de esta entrada. En realidad no hemos hecho más que ponerle un nombre; no tenemos ni puñetera idea de qué es. Lo que sí sabemos es que este tipo de materia no interactúa electromagnéticamente, es decir, no emite luz (de ahí lo de oscura) pero sí lo hace gravitatoriamente. De hecho, es gracias a sus efectos gravitatorios que suponemos que debe estar ahí fuera. Por el diagrama de arriba vemos además que casi el 70% de toda la energía del universo lo compone la llamada energía oscura. Esto daría para otra entrada, sólo mencionar que no se debe confundir con la materia oscura, pues la energía oscura es como llamamos a todo aquello que sea capaz de acelerar la expansión del universo (vídeo del IFT aquí). Tampoco se debe confundir la materia oscura con la antimateria, esta última entraría dentro del 5% antes mencionado de materia ordinaria.

Pero entonces, ¿cuáles son las evidencias concretas de que exista la materia oscura? ¿Dónde se localiza exactamente en el universo? ¿De qué podría estar hecha? ¿Y cómo la podríamos detectar? En las siguientes secciones intentaremos dar respuesta a todos estos interrogantes.

LA MATERIA OSCURA ES UN PARADIGMA

Conviene antes de nada hacer una breve digresión histórica, que será fundamental para entender que la materia oscura es, más que otro ingrediente misterioso del universo, un paradigma.

A principios del siglo XIX, había en la comunidad científica un sentimiento optimista generalizado en lo relativo al estudio de la dinámica celeste. Desde que Isaac Newton postulase en 1687 sus axiomas del movimiento, así como su famosa ley de gravitación universal, se habían calculado y predicho con éxito las órbitas de todos los planetas y satélites conocidos hasta el momento. Sin embargo, los astrónomos de la época no eran capaces de explicar la órbita de Urano, que se desviaba de las predicciones realizadas por la teoría de Newton. Para explicar esta discrepancia, Le Verrier propuso en 1845 la existencia de un objeto celeste aún no descubierto. Un año más tarde, las observaciones de Johan Gottfried Galle en el observatorio de Berlín revelaron la existencia de un nuevo planeta, Neptuno, confirmando así la hipótesis de Le Verrier. Esto pone de manifiesto como la propuesta de una nueva entidad de materia puede resolver un determinado enigma científico.

Por otro lado, Le Verrier también realizó observaciones que mostraban como la órbita del planeta Mercurio avanzaba unos 2 grados por siglo, lo cuál se achacaba a las perturbaciones debidas al resto de planetas. Pero los cálculos de la teoría Newtoniana arrojaban un valor inferior al observado en unos 43,1 segundos de arco por siglo. Para resolver este problema, se propuso de nuevo la existencia de otro planeta, Vulcano, que nunca se encontró. Fue Einstein en 1915 con su teoría general de la relatividad quien ofreció una explicación para la anomalía observada en la precesión del perihelio de Mercurio. Vemos así que un enigma científico también se puede solucionar mediante la modificación de la teoría de gravedad vigente.

Estas dos estrategias diferentes, buscar nuevos componentes exóticos o modificar las teorías físicas del momento, van a estar también presentes durante los siglos XX y XXI, y son importantes para entender el estatus actual de la materia oscura en la comunidad científica.

¿QUÉ EVIDENCIAS TENEMOS?

(Izquierda) Se dice de Zwicky (1898-1974) que tenía una personalidad complicada y que era bastante huraño. Por ejemplo, se cuenta que vagabundeaba los pasillos de Caltech, donde fue profesor desde 1942, dirigiéndose a los nuevos alumnos y diciéndoles: “Y tú, ¿Quién demonios eres?”. (Derecha) En 1948, cuando Vera Rubin (1928-2016) intentó matricularse en la universidad de Princeton, ésta fue rechazada debido a una normativa que impedía a las mujeres entrar en el programa de Astrofísica. Esta normativa no fue abolida hasta 1975.

La primera evidencia importante de la materia oscura vino en los años 30 de la mano del físico suizo Fritz Zwicky. A partir de las observaciones del movimiento anómalo de galaxias en el cúmulo de Coma, Zwicky sugirió la existencia de una gran cantidad de materia no luminosa. También fue él el primero en acuñar el término materia oscura (dunkle Materie en alemán) en 1933.

A pesar de esto, el trabajo de Zwicky no fue tomado en serio hasta los años 70. En 1974, la astrónoma estadounidense Vera Rubin realizó junto con la ayuda de su amigo Kent Ford un trabajo pionero sobre las llamadas curvas de rotación galácticas. Observó que las estrellas más externas de las galaxias espirales giraban más rápido de lo que deberían de acuerdo a los cálculos teóricos que sólo consideraban la materia luminosa. Nota Bene: Aquí con materia luminosa me refiero a que emite cualquier tipo de luz, no forzosamente dentro del espectro visible (longitudes de onda entre 380 y 750 nm). De hecho, precisamente en las partes alejadas de la galaxia, la información sobre la velocidad de las estrellas la obtenemos gracias a la llamada línea de Hidrógeno (que ya apareció por estos lares), una radiación no visible cuya longitud de onda es de unos 21 cm aproximadamente.

A los resultados de Rubin se les dio más tarde la interpretación de que debía haber en las galaxias espirales una materia que no emitía luz y que era diez veces más abundante que la materia que sí lo hacía. Esta es quizás la evidencia más conocida de la materia oscura y sin duda una de las más importantes, por lo que merece la pena que la comentemos un poco más en detalle con la ayuda de unas pocas fórmulas simples.

Fijémonos en alguna foto de una galaxia espiral, por ejemplo nuestra vecina Andrómeda.

Galaxia Andrómeda. Sacada de aquí.

Como podemos apreciar, la mayor parte de la materia visible está concentrada en el núcleo y la densidad en esta región es aproximadamente constante. Buscamos obtener la velocidad orbital v de una estrella a una distancia r desde el centro de la galaxia, el perfil de v(r) nos dará la curva de rotación galáctica. Para ello aplicaremos la ley de gravitación de Newton. Nota Bene: Las velocidades y campos gravitatorios que consideraremos son bajos, por lo que es innecesario en este contexto usar la formulación más completa de la Relatividad General. Sería literalmente como matar moscas a cañonazos.

De igualar la aceleración centrípeta a la de la gravedad, obtenemos

    \begin{equation*} a=\frac{v^2}{r}=\frac{G M(r)}{r^2}=g\ \ \Rightarrow \ \ v(r)= \sqrt{\frac{G M(r)}{r}} \end{equation*}

Aquí es importante notar que M(r) representa la masa de la galaxia encerrada por una órbita circular de radio r. Elijamos un r en algún punto dentro del núcleo. Dado que la densidad \rho (masa por unidad de área) aquí es aproximadamente constante, la masa encerrada viene dada por M(r)=4 \pi r^2 \rho. De este modo, la velocidad dentro del núcleo será

    \begin{equation*} v(r)= \sqrt{\frac{4\pi G \rho r^2}{r}} \sim \sqrt{r} \ \ \ \ \text{(n\'ucleo)} \end{equation*}

Hemos usado aquí el símbolo \sim para indicar que no nos preocupamos del resto de factores constantes, pues no afectan al aspecto cualitativo de la curva. Escojamos ahora un radio r muy alejado del núcleo. Dado que casi toda la masa está contenida en el núcleo, la masa encerrada M

apenas variará con r. Así tenemos que

    \begin{equation*} v(r) \sim \sqrt{\frac{1}{r}} \ \ \ \ \text{(exterior)} \end{equation*}

Si graficamos ahora ambos casos límite en azul y rojo (y la combinación de ambos con una línea discontinua), obtenemos lo siguiente:

La línea discontinua nos da una idea de la forma que debería tener una curva de rotación galáctica. Sin embargo, la curva observada se mantiene aproximadamente constante para r alejados del núcleo!

Sacada de aquí.

Esto sugiere que debe haber mucha más masa además de la luminosa, y además vemos de v=\sqrt{\frac{G M(r)}{r}} que M debe crecer linearmente con r. Es por ello también que se piensa que todas las galaxias están sumergidas en gigantescos halos de materia oscura (como se ha representado de forma pictórica en la portada de esta entrada, vídeo aquí).

A pesar de todo, esta no es la única explicación al problema de las curvas de rotación. Para verlo, vamos a jugar a suponer que Newton se equivocaba. En particular, vamos a suponer que para aceleraciones pequeñas, la fuerza ya no es proporcional a la aceleración (\vec{F} \neq m \vec{a}), sino que adquiere la siguiente forma más general

    \begin{equation*} \vec{F} = \frac{m \vec{a}}{1+\frac{a_0}{|\vec{a}|}} \end{equation*}

donde m sigue representando la masa de la partícula y a_0 es una constante experimental. Esta modificación fue propuesta por Milgrom en 1983 y se conoce como Modified Newtonian Dynamics (MOND). Según el valor de a_0 se pueden dar dos casos límite

    \begin{equation*} \[ \vec{F}=\left\{ \begin{array}{ll} m \vec{a} \ \ \text{si} \ \ a_0 \ll |\vec{a}| \\ m \frac{\vec{a} |\vec{a}| }{a_0} \ \ \text{si} \ \ a_0 \gg |\vec{a}| \end{array} \right. \] \end{equation*}

Vemos que en el primero se recupera la forma tradicional de la segunda ley de Newton. Concentrémonos en el segundo caso, que es el de interés para la materia oscura. Tomando el módulo tenemos |\vec{F}| = m |\vec{a}|^2/a_0. Sustituyendo el módulo de la aceleración de la gravedad g en |\vec{F}|=mg y la aceleración centrípeta en la fórmula anterior, obtenemos lo siguiente para distancias r alejadas del núcleo

    \begin{equation*} \frac{G M}{r^2}=\frac{|\vec{a}|^2}{a_0}=\frac{v^4}{a_0 r^2} \ \ \rightarrow \ \ v=\sqrt[4]{a_0 G M} \sim \text{const.} \end{equation*}

¡Hemos conseguido reproducir el comportamiento constante a r grande para las curvas de rotación galácticas! ¡Y sin requerir de materia oscura!

Sin embargo, como diría el Señor Lobo en Pulp Fiction, no empecemos a chuparnos las p***as todavía. Para conseguir esto, hemos tenido que pagar el alto precio de modificar la segunda ley de Newton, pero para tener validez debemos poder realizar las mismas predicciones que la teoría Newtoniana original. Es más, algunas otras evidencias de la materia oscura sólo se pueden explicar dentro del marco de una teoría relativista de la gravitación, como la Relatividad General (RG). Es el caso de las lentes gravitacionales. Una de las consecuencias más impactantes de la teoría RG es que los objetos masivos curvan la luz a su paso, dando lugar a una imagen deformada conocida como lente gravitacional. Así, las observaciones de este fenómeno en regiones donde no existe ninguna masa luminosa son una fuerte pista de que debe existir una gran cantidad de materia oscura que esté curvando la luz. Y aquí falla MOND. Para poder explicar también las lentes gravitacionales, se debería encontrar otra teoría relativista de la gravedad diferente de RG que en el límite de bajas velocidades y campos gravitatorios débiles reduzca a MOND. Y esto es tremendamente difícil (aunque ya hay gente como Bekenstein trabajando en ello, los curiosos busquen teoría TeVeS).

Además en los últimos años han aparecido otras pruebas que han llevado a la comunidad científica a un sentimiento de convencimiento general sobre la existencia de la materia oscura. Solo por citar dos muy importantes, tenemos las anisotropías del Fondo Cósmico de Microondas (grosso modo, la foto más antigua del cosmos) y el espectro de potencia de materia (relacionado con la distribución de las galaxias a distintas escalas), cuyas curvas experimentales difícilmente podemos explicar sin la presencia de una cantidad dominante de materia invisible en el universo.

¿DE QUÉ PODRÍA ESTAR HECHA?

En base a las evidencias que hemos discutido en la sección anterior, podemos enumerar las condiciones básicas que cualquier candidato decente de materia oscura debe reunir (además de no interaccionar con la luz):

  1. Masiva. Es claro, los efectos gravitatorios de la materia oscura (como las ya discutidas curvas de rotación galácticas) sólo se pueden explicar si esta posee una determinada masa.

  2. Estable. Es decir, no se puede desintegrar en otras partículas, pues si lo hiciese no podríamos ver sus efectos persistentes. Nota Bene: siendo más técnicos, la materia oscura sí podría desintegrarse, pero su periodo de semidesintegración debería ser bastante grande para poder reproducir las observaciones.

  3. Fría. Este es el punto menos evidente, por lo que aquí me voy a enrollar más. Podemos clasificar la materia oscura como caliente o fría. Como habrás imaginado, las partículas de materia oscura caliente son las que se mueven a altas velocidades (ultrarelativistas, cercanas a la de la luz) mientras que las de materia oscura fría son las que se mueven a velocidades mucho más bajas (no relativistas). Es la materia oscura fría la que tiene facilidad para aglomerarse, y esto es clave para entender la formación de grandes estructuras en la historia del universo. Las observaciones del Fondo Cósmico nos muestran que las grandes estructuras, tales como galaxias o cúmulos, se formaron al aglutinarse las perturbaciones de materia ordinaria en torno a núcleos densos de materia oscura fría (estas perturbaciones por cierto tienen su origen en la inflación, pero eso es historia para otra entrada). Es necesario que la materia oscura sea fría para que estos núcleos se formen, y sin ellos no se habrían podido formar las galaxias ya que la materia ordinaria (o bariónica en jerga de cosmólogo) era aún bastante caliente por aquel entonces y no tenía capacidad de aglutinarse por ella misma. Es decir, necesitamos que la materia oscura sea fría (o al menos, en su mayor parte) pues de lo contrario somos incapaces de explicar cómo se han formado las grandes estructuras en el universo.

En el Modelo Estándar tenemos ya una partícula que satisface las dos primeras condiciones y además interactúa débilmente: el neutrino. Este parecería el candidato ideal si no fuese porque no satisface la tercera condición: el neutrino entra en la categoría de materia oscura caliente. De hecho, durante los años 80 hubo una competición entre los modelos de materia oscura fría y caliente, pero las observaciones sobre la distribución de galaxias han terminado por dar como vencedor a los primeros. Nota Bene: Aunque los neutrinos en el universo primordial se movían a velocidades ultrarelativistas, la expansión del universo los ha enfriado y se cree que hoy día han entrado en el régimen no relativista. Sin embargo, durante la época de la formación de primeras estructuras, estos aún mantenían velocidades altas y por tanto la categoría de calientes.

Descartado el neutrino como candidato, tenemos que pasar a barajar otras opciones. La más popular hoy día es la de las Partículas Masivas Débilmente Interactuantes, o WIMPs por sus siglas en inglés. El motivo por el que estas partículas son tan interesantes es el siguiente. Una fracción de segundo después del Big-Bang, el universo estaba tan caliente que nuevas partículas y antipartículas estaban siendo creadas y aniquiladas todo el rato. Según se expandió y enfrió el universo, se dejaron de crear nuevas partículas, mientras que las restantes siguieron aniquilándose. Sin embargo, con el enfriamiento progresivo, las aniquilaciones cesaron también, quedando un remanente de partículas por todo el universo. Si uno realiza los cálculos, resulta que una partícula de una masa cercana a los 100 GeV e interactuando mediante una fuerza tanto o más débil que la nuclear débil… ¡dejará justo el remanente adecuado de partículas para explicar la abundancia observada de materia oscura! Esta mágica coincidencia se conoce como el milagro WIMP.

Entre los candidatos a WIMP, el más importante es probablemente el neutralino. Esta es una de las nuevas partículas aún no descubiertas que propone la Supersimetría (o SUSY). La supersimetría es una extensión del Modelo Estándar que se introdujo para resolver algunos problemas serios que este tenía, y propone que a cada partícula de las ya conocidas le corresponde una “supercompañera” con un espín ½ de diferencia. El neutralino sería una mezcla del Zino, el fotino y el Higgsino, que son los supercompañeros del bosón Z, del fotón y del bosón de Higgs, respectivamente. Nota Bene: el neutralino no se debe confundir con el sneutrino, el supercompañero del neutrino.

Se han teorizado otras partículas diferentes a los WIMPs, pero que tienen características muy interesantes para ser candidatas a materia oscura. Es el caso del axión. El axión es una hipotética particular escalar (es decir, de espín 0) que se propuso para resolver el llamado problema CP fuerte, y así explicar la conservación de la simetría CP en el marco de la cromodinámica cuántica. A diferencia de los WIMPs, se estima que la masa del axión es tremendamente pequeña (de entre 10^{-5} y 10^{-3} eV), lo que hace su detección bastante complicada.

Pero los candidatos a materia oscura no tienen porque ser sólo partículas, también se ha considerado la posibilidad de que sean objetos macroscópicos compactos. Entre ellos, uno de los candidatos más interesantes son los agujeros negros primordiales (o PBHs), los cuáles se habrían formado en los primeros instantes del universo. Los PBH no solo son masivos e invisibles, sino que además no estarían tampoco compuestos de materia ordinaria, pues se formaron en momentos anteriores a la producción de partículas bariónicas en el universo primordial.

Existen otros candidatos interesantes que no tengo tiempo de discutir, como las partículas de Kaluza-Klein, los MaCHOs, los neutrinos estériles, el Little Higgs… en el siguiente diagrama tan simpático se recopilan todos ellos.

Botón derecho y ver imagen para apreciarla en toda su gloria. Sacada de aquí.

¿Y CÓMO LA PODEMOS DETECTAR?

Existen tres estrategias diferentes para la detección de materia oscura. A continuación describimos en qué consisten así como los experimentos más importantes involucrados en cada una de ellas.

  • Detección indirecta. Consiste en la búsqueda de productos de aniquilaciones o desintegraciones de partículas de materia oscura en el espacio exterior. Estos productos serían partículas del Modelo Estándar, que puede ir desde rayos gamma (esto son fotones de altísima energía) hasta pares partícula-antipartícula (como electrón-positrón, muón-antimuón etc). Por ejemplo, si llamamos \chi a la partícula de materia oscura y \overline{\chi} a su antipartícula, se podría dar el proceso \chi +\overline{\chi} \rightarrow \gamma + \text{otras} \ \text{part\'iculas}, de modo que la detección de un exceso de rayos gamma \gamma en nuestra galaxia sería un indicativo de región muy concentrada de materia oscura. Nota Bene: una posibilidad que se baraja bastante es que las partículas de materia oscura sean fermiones de Majorana, lo que significaría que la partícula \chi y su antipartícula \overline{\chi} son idénticas. Experimentos que pretenden detectar materia a través de este método incluyen el Telescopio Espacial Fermi (especializado en detección de rayos gamma) o IceCube en la Antártida (enfocada a la detección de neutrinos).

  • Detección directa. Aquí se pretende medir el retroceso de un núcleo, inducido por colisiones con hipotéticas partículas de materia oscura que estarían atravesando la Tierra en ese momento. Es decir, se trataría de un proceso de dispersión, \chi+\text{n\'ucleo} \rightarrow \chi+\text{n\'ucleo}, que no cambiaría la naturaleza de las partículas pero transmitiría energía al núcleo, el cuál la reemitiría en forma de fotones o fonones (excitationes de sonido) al pasar por un detector. Para realizar esta detección de forma eficiente, los experimentos de detección directa requieren reducir al máximo las interferencias con el entorno, en especial con los rayos cósmicos. Es por ello que suelen estar situados bajo tierra. Ejemplos de estos experimentos son el Laboratorio Subterráneo de Cafranc (en Huesca, España) o el Laboratorio Nacional del Gran Sasso (en Italia).

  • Producción en colisionadores. Se trata de producir directamente materia oscura en un laboratorio, a partir de colisiones de partículas muy energéticas. Estos experimentos se desarrollan sobretodo en el Gran Colisionador de Hadrones (o LHC por sus siglas en inglés), el acelerador de partículas más grande del mundo, situado en la frontera franco-suiza. El LHC hace colisionar haces de protones p, de modo que el proceso que se esperaría medir sería de la forma p+p \rightarrow \chi +\text{otras} \ \text{part\'iculas}. Dado que la materia oscura interactúa muy débilmente, lo que se esperaría medir en esencia serían grandes cantidades de energía ausentes que escapan de los detectores. En el caso de que la materia oscura esté compuesta de WIMPs, las colisiones requerirían unas energías bastante altas, pues recordemos que la masa típica del WIMP oscila en torno a los 100 GeV, algo mayor que las masas de los bosones W^{\pm} y Z.

En el siguiente esquemita se resumen las tres técnicas de detección que acabamos de discutir. “SM” indicaría una partícula ordinaria del Modelo Estándar y “DM” sería la materia oscura.

Sacada de aquí.

En los últimos años se han abierto otras posibilidades de detección. Por ejemplo, la detección de ondas gravitacionales por el experimento LIGO en Estados Unidos abre la interesantísima posibilidad de detectar agujeros negros primordiales.


Bueno, y después de esta retahíla de métodos de detección y experimentos, viene la gran pregunta: ¿hemos descubierto la materia oscura? La respuesta es… un triste no. Lo cierto es que, tras décadas de búsqueda, ningún experimento de detección directa ni el LHC han conseguido detectar trazas de materias oscura. Los experimentos de detección indirecta arrojan resultados que podrían ser significativos, pero hay múltiples señales astrofísicas que son susceptibles de enmascarar la señal, y la incertidumbre aún es muy grande para aventurarse.

Pero no nos desanimemos. En ciencia hay que ser paciente. Un buen ejemplo de ello son las ondas gravitacionales, que se detectaron por primera vez en 2015, cien años después de que Einstein propusiese su existencia (quien, por cierto, pensaba que no se podrían detectar jamás). Y además de paciente, hay que estar abierto a todo. No hay que olvidar que la materia oscura es un paradigma científico que resuelve una clase de problemas, pero también debemos plantearnos la posibilidad de hallar respuesta en la modificación de nuestras teorías. Por el momento, la Relatividad General y la Mecánica Cuántica son irreconciliables, por lo que pensar en nuevas teorías no es tan descabellado. En cualquier caso, la búsqueda de materia oscura es tremendamente estimulante, pues obliga a plantear nueva física y candidatos exóticos que impulsan el avance de la física teórica. Quedan todavía muchos enigmas por resolver: ¿está la materia oscura compuesta de varios componentes? ¿interactúa la materia oscura consigo misma? ¿cuál sería la partícula mediadora de su interacción? Esperemos en los años venideros hallar respuesta en la que está siendo una de las epopeyas más apasionantes de la física del siglo XXI.

*Foto de portada sacada de aquí.

9 comentarios en “Materia oscura: en búsqueda y captura”

  1. Bueno, desde Física Tabú (un servidor, que las formalidades no nos engañen), un zillón de gracias a Guille por sacar un ratillo de su tiempo para hablarnos sobre materia oscura, y felicitarlo por su espléndida entrada.

    Si alguien tiene alguna duda sobre la entrada, estoy seguro de que Guille estará encantado de responderla, así que no seáis tímidos.

  2. Un millón de gracias a ti Castelo, por dejarme un hueco en tu fantástico blog para hablar sobre este tema tan fascinante. La verdad que he disfrutado como un crío escribiendo la entrada.

    Y como bien ha dicho, estaré encantadísimo de resolver las dudillas que os puedan surgir del tema 🙂

  3. Enhorabuena por el blog, no lo conocía pero seguro que vuelvo por aquí.

    Es la primera vez que leo en internet algo sobre materia oscura que siento que no me esta tratando como un imbecil u ocultando informacion, aunque no me cuente todos los detalles que imagino que deben ser muy complicados. El explicar que se trata de un paradigma me ha ayudado a desmitificarlo y me ha aclarado muchas dudas. Solo soy un curioso pero estoy muy muy agradecido de que se haga este tipo de contenido.

    Paso a comentar algunas dudas que me han quedado:

    1) En la deduccion de las curvas de rotacion de las galaxias, ¿por que se tiene en cuenta solo la masa que hay dentro de r y no la que hay fuera también? ¿No deberia tirar tambien hacia afuera gravitacionalmente y alterar la velocidad?

    2) sobre la deteccion, si he entendido bien la materia oscura es precisamemte oscura porque no interactua electromagneticamente… ¿como es posible entonces que se desintegre en fotones si son los mediadores de la interaccion electromagnetica?

    Un saludo y muchas gracias por adelantado

    Juan

  4. Hola Juan
    Muchas gracias por tu comentario, siempre es un gustazo ver gente que se interesa por esos temas. Tus dos preguntas son bastante buenas y no inmediatas de responder, lo cual me permite contar algunas cosas interesantes que no he mencionado en la entrada.

    1) Respecto a lo de las curvas de rotación galácticas, la respuesta rápida es que los trozos de masa que hay fuera del círculo de radio r sí producen un tirón (o fuerza) gravitatorio, pero debido a la distribución simétrica de la galaxia, todas estas fuerzas exteriores terminan por cancelarse las unas a las otras, dando resultado 0. Esto se puede demostrar matemáticamente usando la ley de Gauss, que se aplica a todos los fenómenos que decaen con el inverso de la distancia (como ocurre con la fuerza de la gravedad en la teoría de Newton). Esta ley te dice el flujo gravitatorio a través de una cierta superficie (esto se calcula cogiendo g en cada cachito de la superficie, multiplicando por el área de esta superficie, y luego sumando todos los cachitos) es proporcional a la masa encerrada por esa superficie. Si se aplica la ley de Gauss a una superficie cerrada como un círculo o una esfera, y la distribución de masa es simétrica, obtendremos con unos pocos cálculos que g=\frac{GM(r)}{r^2}, con M(r) la masa encerrada.

    2) Lo que ocurre cuando las partículas de materia oscura se aniquilan o desintegran es que lo hacen a través de una «partícula mensajera». De igual forma que la partícula mensajera del electromagnetismo es el fotón y la de la interacción débil son los bosones W y Z, la materia oscura tendría una partícula mensajera asociada que, como digo en la entrada, aún no conocemos. Aún así se han planteado algunas candidatas, como el llamado fotón oscuro. Así, la materia oscura no emite directamente fotones (pues en principio no interactúa electromagnética mente), pero podría hacerlo a través de esta partícula mensajera. En cualquier caso, los candidatos de materia oscura (llamémoslos \chi) se desintegrarían mayormente en pares particula-antiparticula, los cuales a su vez se aniquilarían para dar fotones. Osea, cuando a veces se dice que \chi se desintegra en fotones \gamma, en realidad se suele querer decir que \chi se ha desintegrado por ejemplo en un par electrón-positrón e^{-} e^{+}, que se ha aniquilado para producir fotones \gamma. En este sentido, detectar estos fotones sería como «ver» de forma indirecta y retardada la materia oscura, aunque no sería «ver» de la forma que acostumbramos a pensar.

    Espero haberte aclarado algo.
    Un saludo 🙂

  5. Super Guillermo !
    J’ai lu la traduction de Google 😉 mais je te trouve de plus en plus fort en vulgarisation ! Les meilleurs physiciens sont les bons vulgarisateurs. Continue comme ça, j’ai hâte de discuter un peu plus en détail de tes avancées.

    Amitiés,
    Kevin

  6. Agradecido, Guillermo, por tus explicaciones, no esperaba una respuesta tan rápida. La cosa parece complicada, pero creo que he entendido por donde van los tiros. Meditaré sobre ello.

    Un saludo
    Juan

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