La materia oscura tiene una posición privilegiada en la formación del universo. Además, ha tenido una historia muy interesante antes de ser aceptada como la explicación estándar de una gran variedad de observaciones astronómicas. Lo fascinante es que inicialmente el término de “materia oscura” tenía como único objetivo describir una cantidad de materia bariónicaa que no se observaba. El significado de “materia oscura” ha variado considerablemente y a día de hoy se utiliza para nombrar la partícula que describe el 80% de la materia total que domina nuestro universo. Si te interesa saber más sobre una de las componentes más escurridizas del Universo, ¡aquí te contamos todos los detalles!

Un poco de historia

Desde el principio de los tiempos nuestra especie ha tratado de descubrir la estructura del orden cósmico. Muchas civilizaciones crearon sus propios sistemas cosmológicos, el primer intento se lo debemos a la antigua civilización griega. El modelo que más éxito tuvo fue el Geocéntrico, que fijaba la posición de la Tierra como el centro de un universo inmutable y que fue posteriormente también acuñado por la iglesia católica durante la Edad Media. Sin embargo, este modelo no duraría para siempre, ya que a la muerte de Galileo Galilei fue sustituido por un modelo Heliocéntrico, en que el Sol se encontraba en el centro del universo. Este nuevo modelo cosmológico supuso toda una revolución en la ciencia, y fue seguido por nuevas propuestas que llevaron a la concepción que tenemos a día de hoy. Las observaciones que Galileo hizo durante su vida probaron dos cosas de especial importancia: que el Universo podía contener materia que no era observable en aquel momento por el ser humano, y que la introducción de nuevas formas de tecnología podría revelar aspectos del universo que previamente habían pasado desapercibidos [1].

Una de estas nuevas formas de tecnología llegaría en 1687, tras la publicación de un tratado en el que Isaac Newton describió las leyes de movimiento y gravitación universal. Fue aquí cuando los astrónomos comenzaron a ser capaces de determinar la masa gravitatoria de fuentes astronómicas midiendo sus propiedades dinámicas. Esto permitió estudiar objetos astronómicos que, aparentemente, parecían invisibles a las observaciones. De esta forma, muchos fenómenos observados empezaron a explicarse haciendo uso de términos como “masas oscuras”, “cuerpos oscuros”, etcétera. Todos estos términos describen distintos tipos de objetos celestes que no se observaban directamente, pero cuyas consecuencias gravitacionales sí podían medirse. Finalmente, fue Henri Poincaré el que acuñó el término materia oscura para englobar a todos [2].

Las primeras pruebas a favor de la materia oscura

Friedrich Bessel fue posiblemente el primero en predecir la existencia de un cuerpo astronómico no observado [3], cuya influencia gravitatoria alteraba las trayectorias de las estrellas Sirius y Procyon. Desde entonces, se han observado fenómenos parecidos a diversas escalas, todos delatando la ausencia de una componente de materia en el universo.

A escala galáctica la primera prueba vendría gracias a la observación de curvas de rotación de galaxias. Estas curvas representan la velocidad a la que giran las estrellas, el polvo y el gas que forman parte de la galaxia en función de la distancia al centro (tal y como se puede ver en la Figura 1). Para poder llevar a cabo estas medidas se hizo uso de radares militares que habían caído en desuso tras la Segunda Guerra Mundial, y se desarrollaron nuevos métodos de observación [3]. El que tuvo más éxito consistió en el estudio de la línea de emisión de los átomos de hidrógeno que forman parte de la galaxia a estudiar, ya que es un átomo muy abundante.

En 1978 Vera Rubin, Kent Ford y Nicolas Thonnard publicaron un artículo en el que representaban las primeras curvas de rotación para 10 galaxias espirales [4]. En él mostró algo que sorprendió a toda la comunidad científica: las curvas de rotación eran planas, lo que quiere decir que la velocidad a la que giraban las estrellas no dependía de la distancia al centro. Esto contrastaba con lo que se esperaba, que era que los objetos rotasen cada vez más lento a partir de cierta distancia del centro. Para poder explicar estos resultados hacía falta masa que ejerciera una fuerza gravitatoria que no se había tenido en cuenta, así que se propuso que las galaxias estaban rodeadas de halos de alguna sustancia que interaccionaba con la materia bariónica: la materia oscura.

Fig1

Figura 1: Curva de rotación de UGC08699 (círculos rojos con barras de incertidumbre). Se observan las curvas de rotación para las distintas componentes de materia bariónica de la galaxia: bulbo (azul), disco (verde) y gas (violeta), así como la suma de todas (negro). [5].

A escala de cúmulos galácticosb se observó que la masa que se deriva de la dinámica de estrellas y otros objetos en los cúmulos era mucho mayor que la que se medía a partir de la masa bariónica de éstos. Esto es, otra indicación de que había masa que faltaba y que no se estaba observando. Las primeras personas que observaron este fenómeno en la década de los 30 fueron Fritz Zwicki con el estudio del Cúmulo de Coma [6] y Sinclair Smith con el estudio del Cúmulo de Virgo [7].

Por último, a escalas mayores (lo que llamamos escala cosmológica) el universo presenta una estructura muy compleja compuesta de largos filamentos delineados por espacios vacíos. Las galaxias se componen formando cúmulos de galaxias, y estos se unen formando supercúmulos, que se organizan en estructuras alargadas filamentarias dejando espacios vacíos, como los que puedes ver en la Figura 2. Estas imagenes han sido obtenidas de simulaciones computacionales, en las que se describe la evolución del universo que se ha expandido de una forma acelerada desde el Big Bang. Para ello, primero se define el universo como un fluido (baño térmico) compuesto de numerosas especies de partículas: neutrinos, fotones… que están en equilibrio termodinámico con su entorno. A medida que el universo se expande, se enfría y al enfriarse muchas de estas partículas se separan del fluido y no interaccionan más con él.

Fig2

Figura 2: Evolución temporal de la estructura a gran escala de la materia oscura y las galaxias, obtenida de simulaciones cosmológicas utilizando el modelo cosmológico de ΛCDM. [8].

De las simulaciones computacionales se deduce que la materia oscura debió ser de las primeras especies en separarse del baño térmico. Al hacerlo, se formaron los primeros halos de materia oscura. Cuando la materia bariónica se separó del baño térmico se sintió atraída por los pozos gravitacionales creados por estos halos y comenzó la formación de estructuras: galaxias, cúmulos, supercúmulos y filamentos. Si esto no fuera así y nos encontrásemos en un universo sin materia oscura las estructuras que veríamos a día de hoy, como las galaxias y los cúmulos, estarían en proceso de formación y la red cósmica que forma el universo a gran escala sería menos nítida [9]. La existencia de una materia oscura que se separe del baño en el universo temprano es, por tanto, necesaria para la formación de estructuras en el universo, tales como la Vía Láctea.

Los candidatos

Pero entonces… ¿Qué es exactamente la materia oscura? De las diversas observaciones que se han hecho utilizando el modelo 𝛬CDMc, que es a día de hoy el referente para explicar los contenidos del Universo, se pueden deducir algunas de las propiedades que ha de cumplir un candidato a materia oscura. En primer lugar ha de ser no relativista, es decir, la velocidad de la partícula ha de ser menor que la de la luz. Si la partícula fuera relativista ya habría escapado de los primeros halos que se formaron y las estructuras que se observan a día de hoy en el Universo no habrían terminado de formarse todavía. En segundo lugar ha de ser eléctricamente neutra, es decir, no interacciona con la luz y no se puede ver, como ya hemos explicado. También debe ser de naturaleza no bariónica. Y por último, debe ser de interacción muy débil, ya que no se ve que interactúe con la materia ordinaria de otra forma que no sea gravitatoria, como por ejemplo mediante la fuerza fuerte o débil.

Desde las observaciones que hemos descrito se han propuesto muchos candidatos. Inicialmente, parecía consistente que la materia oscura fuera de origen bariónico y se propusieron candidatos llamados MACHOS (MAssive Compact Halo ObjectS), como por ejemplo, Agujeros Negros Primordiales o Estrellas de Neutrones. También se propusieron teorías gravitatorias modificadas, por ejemplo MOND (MOdified Newtonian Dynamics), que plantea que la segunda Ley de Newton deja de funcionar a largas distancias. Sin embargo, todos estos modelos no llegaron a ser plenamente satisfactorios porque había escalas en las que no tenían efecto.

A finales de 1980, la opinión general entre la comunidad científica era que la mayor parte de la masa del universo consistía en partículas no bariónicas y frías, y que la materia oscura se presentaba bajo la forma de alguna clase de partícula elemental. A medida que la materia oscura no bariónica persuadía a los menos convencidos, nuevos candidatos cada vez más exóticos fueron surgiendo como propuesta a la naturaleza desconocida de esta componente del Universo. Finalmente, quedó una larga lista de posibilidades en la que las más destacadas han sido los WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) [10].

La materia oscura hoy

Actualmente consideramos que las galaxias están envueltas por halos de materia oscura. La Vía Láctea también debería tener un halo de materia oscura y en la posición de la Tierra deberíamos ser capaces de medir su interacción con la materia bariónica. Se sabe que la materia oscura interacciona gravitacionalmente con la materia ordinaria, sin embargo, no sabemos si puede interaccionar con ella de otra forma, como por ejemplo mediante la fuerza débil o fuerte. A partir de esta idea se han desarrollado distintos métodos de detección de materia oscura en función de la interacción que tiene lugar [11]: detección directa, detección indirecta y búsqueda en colisionadores.

En la búsqueda directa se espera que la partícula de materia oscura interactúe con un núcleo o un electrón de un detector, y este salga en un estado excitado o con una energía de retroceso que podamos medir. Esto es lo que se busca en experimentos tales como SuperCDMS, XenonnT (experimentos actuales) y Darwin (experimento futuro).

En la búsqueda indirecta de materia oscura lo que se buscan son los productos de aniquilación de esta partícula. Es decir, observar las partículas que la materia oscura dejaría al desintegrarse de alguna manera. Lo más común es considerar que dos WIMPs se aniquilan en zonas de alta densidad de materia oscura, como en el centro galáctico, emitiendo partículas del modelo estándar que se pueden medir en la Tierra, como rayos gamma y neutrinos. En la detección indirecta encontramos dos formatos de experimento: el detector acuático y el detector atmosférico. En ambos casos la partícula emitida llega a la Tierra, interactúa con el medio y emite cascadas de fotones azulados, lo que llamamos “Radiación Cherenkov”, que es lo que se mide en los detectores. En detectores acuáticos tales como IceCube, Antares y KM3NeT (detector en construcción), la partícula emitida es un neutrino que al llegar al experimento se convierte en una partícula cargada que produce radiación Cherenkov. En detectores atmosféricos tales como CTA, VERITAS y HESS, la partícula que se mide son fotones con energías del orden del gigaelectronvoltio (GeV) que emiten cascadas de luz Cherenkov al chocar con la atmósfera.

Fig3

Figura 3: Experimento CTA (izquierda) y experimento IceCube (derecha).

Por último, en la búsqueda en aceleradores lo que se pretende es producir la partícula de materia oscura en la colisión de bariones o leptonesd a altas energías. Algunos experimentos en los que se llevan a cabo estos estudios son el LHC en el CERN y en Fermilab. En estos experimentos se hacen colisionar bariones con energías tan altas que se desintegran tras la colisión. Al desintegrarse, dejan atrás un rastro de partículas que puede medirse y que nos da información fundamental sobre nuestro Universo. En estos experimentos lo que se pretende es detectar la materia oscura como la falta de una fracción de energía en los productos de la colisión (es decir, como una partícula invisible).

Conclusiones

Cada uno de estos métodos de detección descritos anteriormente tiene sus ventajas e inconvenientes, pero el gran reto experimental es separar la señal de fondo que proviene de interacciones conocidas de partículas del modelo estándar de los rastros reales de materia oscura. El centro galáctico es una región en la que tienen lugar muchos fenómenos astrofísicos y de esta región llega una gran cantidad de señales de diversa naturaleza, Para encontrar una señal de materia oscura en esta zona de la galaxia tendríamos que conocer muy bien el resto de señales que nos llegan de esa región, lo que es la señal de fondo.

A día de hoy (Octubre de 2023), por tanto, no se ha encontrado una señal evidente de materia oscura, la naturaleza de esta escurridiza partícula todavía no nos ha sido revelada. Sin embargo, hemos hecho grandes avances en la búsqueda; el desarrollo de las nuevas tecnologías y la colaboración conjunta de científicos teóricos y experimentales permite que el momento de revelación quede cada día más cerca.

Vocabulario

a. Materia bariónica. Materia compuesta de bariones. Los bariones son partículas compuestas subatómicas formadas por tres quarks (que son partículas subatómicas elementales). Algunos ejemplos son los neutrones (up quark+down quark+ down quark) o los protones (up quark + up quark + down quark).↩

b. Cúmulos galácticos. Se trata de grupos de galaxias que se encuentran unidos gravitacionalmente e interaccionan entre sí.↩

c. Modelo cosmológico de ΛCDM. Modelo cosmológico actual, describe un universo en expansión acelerada que contiene materia oscura fría.↩

d. Bariones y leptones. Los bariones tales como los protones o los neutrones son partículas que están formadas por tres entidades fundamentales de naturaleza fermiónica, los quarks. Los leptones son partículas fundamentales que tienen carga, son seis: electrón, muón, tauón y sus correspondientes antipartículas. ↩

Referencias

[1]:“History of dark matter” por Gianfranco Bertone and Dan Hooper [https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.90.045002]
[2]: Henri Poincaré, L’Astronomie 158 (1906) (original) y “The Milky Way and the Theory of Gases” por Henri Poincare [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1906PA…..14..475P/abstract]
[3]: Observación hecha por Friedrich W. Bessel en 1844. [https://academic.oup.com/mnras/article/6/11/136/964302]
[4]: “Extended rotation curves of high-luminosity spiral galaxies. IV. Systematic dynamical properties, Sa -> Sc.” por Vera Rubin, Kent Ford y Nicolas Thonnard. [https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/1978ApJ…225L.107R/doi:10.1086/182804]. [5]: A Barriego-Quintana et. al, Galaxy rotation favors prolate dark matter haloes, Phys. Rev. D 107, 083524 (2023) [https://doi.org/10.1103/PhysRevD.107.083524]
[6]: “On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae” por Fritz Zwicky [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1937ApJ….86..217Z/abstract]
[7] “The Mass of the Virgo Cluster” por Sinclair Smith [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1936ApJ….83…23S/abstract]
[8] “The large-scale structure of the Universe” por Volker Springel, Carlos S. Frenk y Simon D. M. White. [https://www.nature.com/articles/nature04805]
[9] Capítulo 1 - “An introduction to Particle Dark Matter” por Stefano Profumo.
[10] “Cosmological constraints on the properties of weakly interactive massive particles” por Gary Steigman y Michael S. Turner.
[11] Capítulos 3,4 y 5. “Particle Dark Matter” por Giafranco Bertone.