Revista Digital Universitaria
ISSN: 1607 - 6079 Publicación mensual
 
1 de mayo de 2011 Vol.12, No.5
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Materia y Energía Oscuras
Juan A. Magaña Zapata, Francisco Javier Sánchez-Salcedo, Alfredo J. Santillán González
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¡Qué no es la materia oscura!
Supernovas tipo Ia (SNIa)
Constante cosmológica
Bibliografía
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Introducción


Las observaciones astronómicas que soportan la necesidad de la existencia de materia oscura, y de energía oscura, son tan diversas, y vienen de tantos frentes, que resulta imposible que el problema sea un error de tipo observacional. Debemos retroceder casi 100 años para encontrar el momento en el cual se hizo necesario hablar de materia oscura. Fueron Opik (1915) y Jeans (1922) los que, de forma bastante natural, acuñaron ese término. En esos momentos había gran interés en conocer una incógnita: cuál es la densidad de material del Universo local si se toma un volumen lo más grande posible. Querían tomar un volumen suficientemente grande (de tamaño astronómico, pero conocido) y determinar la masa total contenida en ese volumen. Para tener una idea del volumen al que nos estamos refiriendo, Oort (1932) fue capaz de determinar la masa total dentro de una esfera de un radio de 700 pc (es decir, 2,300 años-luz), alrededor del Sol. Encontró que la masa total era aproximadamente cuatro veces mayor a la masa de las estrellas y del gas contenidos en ese volumen. Por lo tanto, Oort concluyó que había una fracción importante de materia que no se estaba detectando de manera directa y que podría estar constituida por remanentes de estrellas de muy baja luminosidad, como enanas blancas, enanas marrones, Jupíteres o cualquier otra componente que emitiera muy poca luz como para tener registro de ella. A este tipo de materia oscura se le conoce como bariónica, pues estaría compuesta de materia ordinaria. El resultado de que la masa total fuera mayor a la masa censada se tomó con bastante naturalidad. Antes de pasar al siguiente punto, debemos entender cómo Oort (1932) determinó la masa total si hay una componente que no brilla.

En Astronomía, la forma tradicional de determinar la masa total de un cierto sistema es a través de estudiar su dinámica interna. Es muy común referirse a la masa dinámica cuando se usan argumentos dinámicos para determinarla. En el caso particular del trabajo de Oort (1932), él observó la velocidad a la que se mueven las estrellas de tipo F. Más concretamente, usó la velocidad de las estrellas en la dirección perpendicular al disco galáctico. En esa dirección, las estrellas, también nuestro Sol, describen un movimiento oscilatorio en el que la fuerza restauradora no es otra más que la fuerza gravitacional que generan las demás estrellas del disco. Para estrellas que tengan una oscilación de pequeña amplitud, su movimiento corresponde al del oscilador armónico con frecuencia [4πGρ(0)]1/2, donde G es la constante universal de Newton y ρ(0) es la densidad total de material en el plano galáctico. Por lo tanto, si fuéramos capaces de medir la frecuencia vertical de oscilación de las estrellas podríamos derivar de manera directa el valor de ρ(0). Hasta la fecha la frecuencia vertical no se puede medir directamente, por lo que se usan métodos estadísticos de muchas estrellas para determinar el valor de la densidad total de material en el plano galáctico.

Afortunadamente, para el caso de las galaxias espirales, la determinación de la masa dinámica es todavía más directa y fácil que en el caso anterior. En efecto, se puede determinar empíricamente la velocidad a la que el gas rota en su órbita circular alrededor de la galaxia. Ya que el gas está muy frío, el soporte por la presión es despreciable y, por lo tanto, el gas se puede considerar como una partícula prueba, en órbita circular, en el potencial gravitacional creado por toda la masa de la galaxia. La fuerza centrípeta que mantiene el gas en rotación a un cierto radio galactocéntrico R (distancia del centro de la galaxia a cualquier punto del disco galáctico), debe ser la fuerza gravitacional, la cual depende principalmente de la masa total contenida en la esfera de radio R. Observando la velocidad de rotación del gas, se ha podido determinar la masa total de una muestra de miles de galaxias hasta una distancia galactocéntrica típica de 20-40 kpc (recordemos que un parsec es igual a 3.08x1018 cm).

Las primeras observaciones de la velocidad de rotación de las estrellas las hizo Babcock (1939) para determinar la masa de la galaxia espiral Andrómeda (figura 1). M ás tarde Mayall y Aller (1940) para la galaxia compañera M33 (figura 2). Un poco antes, Zwicky (1933) había estudiado la dinámica del cúmulo de galaxias de Coma (figura 3) y había encontrado que su masa era 100 veces mayor que la contenida en las galaxias que lo forman. Por lo tanto, supuso que otras galaxias enanas no detectadas y el gas intergaláctico (que él no pudo estimar su masa) deberían constituir la masa faltante. Es importante notar que aunque Oort (1932) y Zwicky (1933) usaban el término de materia oscura para referirse a la masa faltante, no tenía por qué ser el mismo ingrediente o tener la misma composición en la vecindad solar que en los cúmulos de galaxias. Se abría pues un nuevo reto para la Astronomía: el de determinar la naturaleza de la materia oscura a diferentes escalas.

adromeda

Figura 1a.

Figura 1b.

Del lado izquierdo (figura 1a) se muestra a la galaxia espiral de Andrómeda (M31), observada en dos longitudes de onda, infrarrojo y rayos-X, por dos telescopios espaciales, Herschel y XMM-Newton, respectivamente. Mientras que la figura 1b muestra a la misma galaxia pero observada en el óptico. Créditos: ESA/Herschel/PACS/SPIRE/J.Fritz(U.Gent) /XMM-Newton/EPIC/W.Pietsch(MPE) y Martin Pugh (APOD; óptico).

M33

Figura 2.Galaxia espiral M33, también conocida como la Galaxia del Molinete o, simplemente la Galaxia Triangulum. M33 es la tercera galaxia más grande del Grupo Local de galaxias después de Andrómeda (M31) y nuestra propia Vía Láctea. Créditos: Manfred Konrad (APOD)

COMA

Figura 3. La figura muestra uno de los cúmulos más densos que se conocen, el cúmulo galáctico de Coma, que contiene miles de galaxias. Créditos: Dean Rowe (APOD)

Fue en la década de los 70 del siglo XX, cuando la idea de la existencia de grandes cantidades de materia oscura en el Universo empezó a ser incuestionable. No sólo se necesitaba para explicar la dinámica de las galaxias y los cúmulos de galaxias, sino que también era necesaria desde un punto de vista teórico. Si no existiera una componente de materia oscura que interaccione con la materia ordinaria (protones, electrones, fotones…), no se podría explicar la formación de la gran cantidad de estructura que presenta el universo, como filamentos, paredes, grandes vacíos, galaxias, etcétera. Es decir, un universo formado íntegramente por materia bariónica no hubiera sido capaz de formar galaxias en la edad del universo. Eso se debe a que el acoplamiento entre la radiación y la materia es tan fuerte que hace que la radiación borre las perturbaciones en densidad y, por lo tanto, se inhiba su crecimiento.

A finales de la década de los 70 y comienzos de la década de los 80 del siglo XX, la necesidad de materia oscura no bariónica para explicar la formación de estructuras cosmológicas, junto con una muestra cada vez mayor de curvas de rotación de galaxias que mostraban un comportamiento plano, consolidaban la hipótesis de la existencia de materia oscura en el Universo. En los 90 se da un paso de gigante: se llevan a cabo dos proyectos de detección de objetos compactos masivos en el halo de nuestra Galaxia (MACHOs; http://wwwmacho.anu.edu.au), a través del efecto de lente gravitacional, con el propósito de determinar qué fracción de la masa del halo oscuro es de naturaleza bariónica y cuál está compuesta por partículas no bariónicas. Las estrellas enanas blancas o los planetas de tipo Júpiter son ejemplos de MACHOs. Los resultados del proyecto MACHO (Alcock et al. 2001) y EROS (Afonso et al. 2003) fueron concluyentes: la masa en MACHOs de entre 0.001 masas solares y 10 masas solares no contribuye más del 30% de la masa de materia oscura en el halo de nuestra galaxia. Combinando estos resultados, con otros estudios dinámicos que descartaban objetos compactos mayores de 1000 masas solares, se determinó que lo más probable era que al menos el 70% de la materia oscura en nuestra galaxia debía estar constituida por un mar de partículas elementales exóticas (no bariónicas) y desconocidas. La ciencia se iba a enfrentar a un nuevo desafío científico y tecnológico que sigue vivo: la detección directa de las partículas de materia oscura provenientes del Cosmos usando detectores en la Tierra.

No obstante, aunque desconocemos qué partícula constituye la materia oscura, ésto no significa que no entendamos cómo se comporta. Al contrario, estamos seguros de que no sufre colisiones y, por lo tanto, se comporta como un fluido donde las partículas sólo interaccionan con el resto de las partículas a través de la fuerza gravitacional. Así que se pueden hacer modelos numéricos que nos describan como, a partir de un mar de partículas casi homogéneo, se fueron creando las estructuras en el Universo. La simulación cosmológica de mayor resolución que se ha hecho, hasta la fecha, se conoce como la simulación del Milenio (http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/virgo/millennium). La resolución de esta simulación permite tener una estadística fiable de cuántas galaxias esperamos tener en cada rango de masa y saber cómo se agrupan, y de cómo y cuando se forman los cúmulos de galaxias. Además, se puede saber cómo se distribuye la materia oscura en las galaxias.


 
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