Investigación sobre materia oscura

1. El problema de rotación galáctico

Hace solo 40 años, en los 70’s, que la pregunta acerca de la existencia de la materia oscura reapareció. Empezando por el análisis del espectro de galaxias el astrónomo estadounidense Vera Rubin estudió la rotación de galaxias en espiral. El problema fue el mismo que la comparación entre masa dinámica y masa luminosa del cúmulo de galaxias. Fue una pregunta de conocer la “masa luminosa”, por ejemplo la masa calculada desde la presencia de estrellas, es relativamente igual (excepto por algunas correcciones) a la masa dinámica.

Se debe notar que la masa dinámica es normalmente la única masa real, esta es una medida de la masa deducida de su influencia gravitacional. Cualquier masa es sujeta a la gravitación, no hay razón para pensar que la masa dinámica observada es falsa. No es tan simple para masa luminosa. Para medir esta última se debe asumir que la masa de la galaxia (o el cúmulo de galaxias) está hecha de estrellas, éstas radían, y si uno conoce (aunque es muy difícil) su distribución (masa, número, edad, etc.), la luz visible es entonces una buena manera de determinar la masa.

Analizando el espectro de galaxias de espiral tales como la Galaxia Andrómeda (cuya sección es visible), es posible calcular la curva desde su rotación. La curva de rotación describe el número de revoluciones de la galaxia de acuerdo a la distancia al centro. Esta curva de rotación es una medida directa de la distribución total de materia en la galaxia. La máxima velocidad de rotación de una galaxia espiral está localizada a pocos kiloparsecs del centro, este luego decrecerá siguiendo el decrecimiento Kepleriano. De hecho las estrellas en la periferia de la galaxia están en órbita alrededor del centro (del mismo modo que los planetas orbitan alrededor del sol). Las estrellas en la periferia de la galaxia por lo tanto giran más lentamente que las más cercanas. La curva de rotación, después de un máximo empieza a decrementar nuevamente.

Sin embargo Vera Rubin que las estrellas localizadas en la periferia de la galaxia Andrómeda – y para otras galaxias espiral – parecían rotar muy rápido (la velocidad se mantenía casi constante cuando la distancia al centro incrementaba). La curva de rotación de las galaxias espiral (algunas de ellas) era plano. La velocidad no disminuyó mientras nos alejamos del centro. Muchas otras observaciones similares se llevaron a cabo en los 80, y éstas reforzaron a Vera Rubin. Estas observaciones generaron preguntas profundas, ya que la curva de rotación es una buena medición de la masa dinámica. Ninguna asunción acerca de la edad o la distribución de la masa de las estrellas era necesaria.

Una posible explicación era pensar en la existencia de un enorme halo de materia no visible rodeando la galaxia, un halo que debe representar más del 90% de la masa total de la galaxia. Así, todas las estrellas están casi en el centro de la verdadera extensión de la “galaxia” (esta vez compuesta de galaxia visible y el halo de materia), y por lo tanto rotar normalmente. En otras palabras, las estrellas ubicadas en la periferia visible de la galaxia no están lo “suficientemente lejos” del centro para disminuir la curva de rotación. Aún queda por observar directamente esta famosa materia para confirmar que esta explicación es correcta.

1. Concepto de Materia Oscura:

En astrofísica y cosmología física se denomina materia oscura a la hipotética materia que no refleja ni emite suficiente radiación electromagnética para ser detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede deducir a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas presente en el universo. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

Solo un pequeño porcentaje de los efectos gravitacionales observados provienen de la materia visible (algunos estiman este porcentaje como inferior al 4% del total de efectos gravitacionales). El restante 96% se presume que proviene de la materia oscura o de la energía oscura. Aunque estos términos más bien representan nuestra ignorancia acerca de la naturaleza exacta de estas incógnitas, ya que nunca se han observado directamente.

La presencia de la materia oscura es una de las posibles explicaciones. Esto tiene la inmensa ventaja de ser simple y de ir en una buena dirección. De hecho los astrónomos creen que las galaxias tienen estrellas no luminosas (tales como enanas marrones, enanas blancas, hoyos negros, estrellas de neutrones) las cuales pueden representar una gran parte de la masa total de la galaxia, pero la cual no es visible con instrumentos ópticos. Las observaciones de galaxias espiral en otras longitudes de onda (con el fin de caracterizar mejor la presencia de objetos no muy luminosos en el campo visible) fue uno de los mayores esfuerzos de la astronomía para investigar y entender el problema.

                                                                                                        La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas, los planetas (colectivamente llamados MACHO) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo. En el presente, la densidad de bariones ordinarios y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se estima que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio. Alguna materia bariónica difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo una pequeña porción. Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada (la mitad de ella todavía no se ha detectado) se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones (que se supone debería haber) y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. En mayo de 2008, el telescopio XMM-Newton de la agencia espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos.

La determinación de la naturaleza de esta masa no visible es una de las cuestiones más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura" sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como "Terra incógnita".

1. Primera evidencia observada de materia oscura

En 1933 el astrónomo suizo Fritz Zwicky del Instituto Técnico de California (CalTech) decidió estudiar un pequeño grupo de 7 galaxias en el cúmulo Coma. Su objetivo fue calcular la masa  total de este cúmulo mediante el  estudio de la velocidad (o más bien las velocidades de dispersión) de estas siete galaxias. Usando las Leyes de Newton él calculó esta “masa dinámica”, luego la comparó con la “masa luminosa”, la cual es la masa calculada a partir de la cantidad de luz emitida por el cúmulo (asumiendo una población razonable de estrellas en la galaxia).

Las velocidades de dispersión (o en otras palabras, cómo la velocidad de estas siete galaxias difiere una de la otra) están relacionadas directamente con la masa del cúmulo. En efecto, un cúmulo de estrellas puede ser comparado con un gas, donde las partículas pueden ser galaxias. Si el gas es caliente y ligero entonces la velocidad de dispersión es alta. En el caso extremo las partículas con suficiente velocidad dejan el gas (evaporación). Si el gas es frío y pesado entonces la velocidad de dispersión es baja.

Zwicky se sorprendió al notar que las velocidades observadas en el cúmulo coma eran muy altas. La masa dinámica era 400 veces más grande que la masa luminosa. En ese momento los métodos y precisión de las mediciones no eran lo suficientemente precisas como para descuidarse. Por otra parte objetos masivos como la enana marrón, enanas blancas, estrellas de neutrones, hoyos negros y en general objetos pobremente radiantes eran poco conocidos, lo mismo ocurría para el polvo interestelar y el gas molecular.

Zwicky anunció su observación a sus becarios, pero ellos no estuvieron interesados. La reputación de Zwicky no era tan buena debido a su fuerte carácter y sus mediciones fueron criticadas debido a mediciones inciertas.

El mismo fenómeno fue observado nuevamente en 1936 por Sinclair Smith durante sus cálculos de la masa dinámica total del cúmulo de Virgo. Esta fue 200 veces más importante que la estimación de Edwin Hubble. De acuerdo a Smith esto podría ser explicado por la presencia de materia entre las galaxias del cúmulo. Por otro lado el cúmulo de galaxias eran consideradas aún por un número de astrónomos como estructuras temporales más que como estructuras estables. Esta explicación fue suficiente para explicar velocidades excesivas.

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