La materia oscura

Se denomina “materia oscura”, o masa faltante, a toda aquella que los astrónomos no pueden observar o detectar en forma directa. Presuntamente, resulta invisible porque no emite o refleja luz visible u otras formas de radiación electromagnética, o quizás su emisión es tan débil que nuestros instrumentos actuales no son capaces de detectarla. Sin embargo, su existencia resulta evidente a través de la atracción gravitatoria que ejerce sobre otros cuerpos celestes.

La presencia de materia oscura fue detectada inicialmente en 1932 por el astrónomo holandés Jan Oort, quien midió los movimientos perpendiculares de las estrellas cercanas, relativos al plano de la Vía Láctea. Oort estudió la influencia gravitatoria del disco de nuestra galaxia sobre estas estrellas, y así pudo medir la masa de la misma, de la misma forma en que la masa de la Tierra puede ser calculada a partir de la aceleración de un objeto que cae. Para su sorpresa, el resultado que obtuvo equivalía al doble de la cantidad de masa detectable en la Vía Láctea como estrellas y nebulosas. Posteriormente se obtuvieron resultados similares estudiando la rotación de una galaxia espiral vecina, M31, más conocida como la galaxia de Andrómeda.

Un año después, el suizo Fritz Zwicky examinó la dinámica interna del cúmulo de galaxias de Coma Berenices, y llegó también a la conclusión de que las galaxias observadas sólo daban cuenta del diez por ciento de la masa requerida para mantenerlas unidas gravitacionalmente. Adelantándose a su época, Zwicky postuló entonces la existencia de grandes cantidades de “masa faltante”, que superarían a la materia visible en una proporción de 50 a 1.

La teoría de Zwicky no recibió demasiada atención en su época. Sin embargo, en 1970, observaciones espectroscópicas y mediante ondas de radio realizadas por la astrónoma estadounidense Vera Rubin permitieron conocer la velocidad de rotación de cientos de galaxias espirales, revelando que, en la mayoría de los casos, la masa de una galaxia continúa incrementándose hacia el borde de su disco visible formado por estrellas, gas y polvo.

En 1973, los estadounidenses Jim Peebles y Jeremiah Ostriker presentaron la primera argumentación teórica para la presencia de materia oscura en las galaxias espirales. Segun su teoría, éstas se hallarían rodeadas de halos de materia que no podemos observar en forma directa. De acuerdo a las observaciones de Rubin y otras realizadas posteriormente, en algunos casos la masa “oscura” detectada en ciertas galaxias es hasta 200 veces mayor que la visible.

La naturaleza de la materia oscura y su abundancia en el Universo son dos de los interrogantes más importantes para la cosmología y la astrofísica moderna. Para intentar responderlos, hasta el momento, se han formulado dos teorías principales, básicamente distintas, aunque no excluyentes entre sí.

Materia oscura bariónica

Algunos astrónomos creen que la materia oscura está compuesta por electrones, protones y neutrones. Es decir, es materia común y corriente, pero en formas que aún no han podido ser detectadas. A este tipo de materia se la denomina bariónica (los bariones son todas aquellas partículas subatómicas compuestas por tres quarks, tales como el protón o el neutrón; el electrón no es un barión sino un leptón, pero por simplicidad, siempre que se habla de bariones en relación a la materia oscura, se considera al electrón como si se tratara de un barión más).

Entre los candidatos más fuertes para dar cuenta de la materia bariónica se encuentran los planetas extrasolares, los gases del medio interestelar e intergaláctico, y fundamentalmente los remanentes de la evolución estelar, estrellas de neutrones o astros no lo suficientemente masivos como para iniciar la fusión del hidrógeno en su interior, denominados enanas marrones.

En 1986, el astrónomo polaco Bohdan Paczynski llegó a la conclusión de que estos objetos, colectivamente llamados MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects, u objetos astrofísicos masivos de halo compacto), sólo pueden ser detectados cuando ocasionalmente provocan la amplificación de la luz proveniente de estrellas extragalácticas, mediante un efecto de microlente gravitacional.

En el caso de los MACHOs se habla de “microlentes” dado que se trata de eventos mucho más pequeños que otros casos conocidos de lentes gravitacionales, como los observados alrededor de ciertos cúmulos de galaxias.

La amplificación provocada por la gravedad de un MACHO puede ser importante, pero este tipo de eventos es extremadamente infrecuente: resulta necesario monitorear fotométricamente varios millones de estrellas durante varios años para poder obtener una tasa de detección que resulte útil.

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Un equipo de astrónomos estadounidenses y australianos unió sus fuerzas para investigar los MACHOs en 1991. Usando un telescopio dedicado en el observatorio australiano de Monte Stromlo, los científicos monitorearon el brillo de más de 10 millones de estrellas individuales en la Gran Nube de Magallanes durante un período de ocho años. El proyecto detectó por primera vez una microlente gravitacional en 1993. Esta es la primera imagen directa del MACHO que causó ese evento, una enana roja a unos 600 años luz de distancia, con una masa de un 5 a un 10 por ciento superior a la del Sol. La imagen fue obtenida seis años después del evento por el Telescopio Espacial Hubble. El brillo de la enana roja, y su dirección y separación angular de la estrella de fondo en la Gran Nube de Magallanes, resultan totalmente consistentes con las observaciones de la microlente realizadas seis años antes. Créditos: Agencia Espacial Europea (ESA), Observatorio Europeo del Sur (ESO), equipo del proyecto MACHO.

Hasta el momento, los resultados obtenidos parecen indicar que incluso sumando la masa estimada de todos los MACHOs existentes alrededor de nuestra galaxia, ese valor sería suficiente para dar cuenta de apenas un veinte por ciento de toda la materia oscura presente en la Vía Láctea.

Materia oscura no bariónica

Hay también una extensa evidencia circunstancial de que al menos un porcentaje de la materia oscura es de naturaleza no bariónica, es decir, está compuesta por partículas elementales distintas a los electrones, protones o neutrones, y que no interactúan fuertemente con la materia normal. Se supone que podría tratarse de neutrinos u otras partículas mucho más pesadas, denominadas WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles, o partículas masivas de interacción débil) que han sobrevivido desde el Big Bang, y por lo tanto, son extremadamente estables o bien tienen tiempos de vida que exceden la edad actual del Universo.

Los candidatos a dar cuenta de la materia oscura no bariónica son varios: neutralinos, axiones, monopolos, cuerdas cósmicas, racimos de quarks, y una larga lista de posibilidades exóticas. Sin embargo, a diferencia de los neutrinos, muchas de tales partículas elementales existen solamente en el campo teórico, ya que hasta el momento su existencia no ha sido confirmada experimentalmente. Además, por tratarse de materia no convencional, que no absorbe ni emite radiación electromagnética (luz, ondas de radio, etc.), su detección parece fuera de nuestro alcance por el momento.

Otra alternativa, aunque un tanto extrema, implicaría que no comprendemos correctamente el comportamiento de la gravedad a gran escala, como en el caso de galaxias y cúmulos galácticos, y que sería distinto a su comportamiento en escalas más pequeñas, como las que estamos en condiciones de observar y medir.

Desde hace algunos años, y con la ayuda de sofisticados telescopios terrestres y espaciales, astrónomos y astrofísicos han observado las regiones más distantes y antiguas del Universo observable. Hasta el momento más de cien mil galaxias, con distancias superiores a los 500 millones de años luz, han sido examinadas. Esto ha permitido construir mapas tridimensionales que representan la organización a gran escala del Universo, y los resultados muestran que las galaxias no están distribuidas uniformemente, sino que forman cúmulos y súpercúmulos; a su vez, estos forman gigantescas estructuras alargadas, similares a filamentos.

El filamento más largo que se ha detectado, apodado “la Gran Muralla” por sus descubridores, Margaret Geller y John Huchra, se extiende por cientos de millones de años luz a través del Universo. Entre estos filamentos existen inmensos vacíos, con diámetros que van de los 100 a los 400 millones de años luz, en los cuales prácticamente no existen galaxias.

Cualquiera sea la naturaleza de la materia oscura, ésta es sin duda la fuente principal de las fuerzas gravitacionales en el Universo, y por ello resulta al menos parcialmente responsable de la formación de todas estas estructuras.

Con el propósito de obtener modelos viables para la formación de galaxias y cúmulos galácticos, la materia oscura no bariónica ha sido clasificada como “HDM” (Hot Dark Matter, o materia oscura “caliente”) o “CDM” (Cold Dark Matter, o materia oscura “fría”), dependiendo de si las partículas elementales que la forman son relativistas (se mueven a velocidades próximas a la de la luz) o no relativistas (su velocidad es significativamente inferior a la velocidad de la luz).

No mucho después del Big Bang, y antes del período de formación de las galaxias, la materia comenzó a agruparse bajo los efectos de la gravedad. Si la materia oscura no bariónica fuera “caliente”, es decir, estuviera formada por partículas muy livianas, como por ejemplo neutrinos, moviéndose a velocidades relativistas, estos se hubieran trasladado rápidamente a grandes distancias, creando estructuras a gran escala como los gigantescos filamentos. En cambio, si estuviera formada por partículas mucho más pesadas y moviéndose a velocidades notablemente inferiores, como las WIMPs, las estructuras se habrían formado a una escala mucho menor, es decir, del tamaño de galaxias.

Tanto la CDM como la HDM resultan insuficientes a la hora de explicar la formación de ambas clases de estructuras: la materia oscura “caliente” no puede formar estructuras pequeñas como las galaxias, mientras la materia oscura “fría” no puede formar estructuras gigantescas como los filamentos. Sin embargo, el astrofísico estadounidense Michael Norman ha construido un modelo computacional del Universo que incorpora tanto la materia oscura “caliente” como la “fría”, denominado MDM (Mixed Dark Matter, o materia oscura “mezclada”) que propone una aproximación teórica con resultados bastante cercanos a las estructuras detectadas observacionalmente.

Simulando la evolución de la materia oscura

Como puede observarse en la imagen de abajo, la materia oscura del Universo observable se distribuye formando una enorme estructura de nodos y filamentos. La atracción gravitatoria de éstos termina acumulando el gas y el polvo circundantes hasta formar galaxias masivas como nuestra Vía Láctea en los nodos donde la densidad de la materia oscura es más elevada (A). Por el contrario, en los filamentos la densidad de la materia oscura es mucho más baja, y sólo se forman galaxias enanas, más pequeñas (B). A lo largo del tiempo, la intensa fuerza gravitatoria de los nodos atrae material desde los filamentos, empujando las galaxias enanas hacia las galaxias más grandes (C). Desde nuestro punto de vista dentro de la Vía Láctea, las galaxias enanas cercanas parecen estar en un plano perpendicular al de nuestra galaxia.

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Esta sección de una visualización por computadora muestra la evolución de un área del Universo. Para dar una idea del tamaño total de la simulación, representada por un cubo, cada uno de sus lados mide mil millones de años luz. La simulación permite apreciar la evolución de las perturbaciones en la densidad del gas y la materia oscura, comenzando poco después del Big Bang y avanzando hasta unos 7.000 millones de años, aproximadamente la mitad de la edad actual del universo. Este modelo de la acumulación gravitacional del gas y la materia oscura intergaláctica fue creado usando un total de 64 mil millones de partículas de materia oscura. Su procesamiento requirió más de cuatro millones de horas en una supercomputadora, y se utilizó una aplicación de procesamiento paralelo especialmente diseñada para la realización de simulaciones cosmológicas. Créditos de la imagen original: R. Harkness, M. Norman, R. Wagner, SDSC; D. Reynolds, Southern Methodist University; M. Hereld, J. Insley, E. Olson, M. Papka y V. Vishwanath, Argonne National Laboratory.

Puesto que la totalidad de la materia visible resulta sólo una pequeña fracción de la masa total del Universo, conocer con cierta exactitud la cantidad de materia oscura existente nos ayudará a determinar el futuro evolutivo del mismo. Los cosmólogos se refieren a la masa total del Universo en términos de un parámetro denominado Omega; si no hay suficiente materia oscura como para ligar gravitacionalmente al Universo (es decir, si el valor de Omega resulta menor que 1), este podría continuar expandiéndose infinitamente. En cambio, si existiera la suficiente masa (es decir, si el valor de Omega resulta mayor que 1), el Universo podría finalmente frenar su expansión, detenerla y comenzar a contraerse, para eventualmente colapsar. Un universo infinitamente en expansión implicaría un valor de Omega igual a 1.

Gracias a importantes avances tecnológicos, tanto en los instrumentos astronómicos disponibles como en la potencia de las computadoras dedicadas a la investigación astrofísica, la coincidencia de los resultados observacionales con las investigaciones teóricas se ha vuelto no sólo posible, sino crucial para el progreso en la resolución del misterio de la materia oscura, una de las claves para descubrir el origen, la evolución y el destino de nuestro Universo.

Acerca del autor de este artículo Ricardo J. Tohmé  Blog | Twitter | Facebook | Más artículos →
Periodista y divulgador científico nacido en Argentina. Amante de la astronomía, fundó Astronomía Online y es su editor desde el año 2002.