Nuestro conocimiento sobre el origen y el destino del universo no está en su recta final; estamos en un momento bisagra de cambio de paradigma. Con la mecánica cuántica, la teoría de la relatividad y los avances tecnológicos en la instrumentación, pensábamos que el modelo del big bang y el modelo estándar de partículas serían ya versiones definitivas. Pero a lo largo del siglo XX y en el inicio del XXI han aparecido las evidencias de la materia oscura y la energía oscura, y nuestras teorías actualmente solo explican el 4% del universo.
No hay oscuridad sino ignorancia (William Shakespeare).
En este breve artículo vamos a ver dónde se están buscando actualmente las respuestas a qué es la materia oscura, un material que absorbe luz y no la emite, pero ejerce gravedad y responde a ella.
Una propuesta era considerar la materia oscura bariónica, que es materia ordinaria que no brilla: gases no luminosos, planetas, estrellas que no llegaron a ser, enanas marrones, estrellas de neutrones o agujeros negros (MACHO, por sus siglas en inglés massive astrophysical compact halo objects). Actualmente hay consenso en que esta materia no constituye la parte importante de la materia oscura.
La materia oscura se puede denominar fría o caliente en función de la velocidad con que se mueven las partículas que la componen. Si es muy grande, cercana a la velocidad de la luz, se denomina materia oscura caliente; en caso contrario, materia oscura fría. Como la materia oscura aparece agrupada de forma «filamentosa», y concentrada donde hay galaxias y cúmulos de galaxias, se necesita que la velocidad haya sido suficientemente baja para que haya podido agruparse desde el principio por efecto de su propia gravedad. Es decir, las hipótesis señalan una materia oscura fría.
Entonces, para hallar las partículas candidatas, debemos tener en cuenta toda la información y evidencias que se han recopilado en su estudio:
– La materia oscura interacciona muy débilmente con la materia ordinaria, solo observamos la fuerza gravitatoria.
– La materia oscura no puede estar hecha de las mismas partículas que constituyen los átomos de la materia ordinaria (o bariónica): protones, electrones, neutrones. Esto es debido a que los cálculos de la nucleosíntesis primitiva serían contradictorios con la radiación de fondo.
– La materia oscura no son partículas cargadas eléctricamente y no formó parte del plasma primitivo.
– La materia oscura es muy estable; si se desintegra será a un ritmo muy lento; en el universo primitivo se calcula la misma densidad que ahora.
– La materia oscura tampoco puede interaccionar mucho consigo misma.
– La materia oscura tiene el 27% del contenido total del universo.
Así pues, cuando los físicos teóricos trabajan sobre posibles partículas candidatas a materia oscura, escogen una de estas dos estrategias:
1. Buscar una partícula que surja de los modelos teóricos que se deben forjar para resolver los enigmas del modelo estándar.
2. Partícula hipotética que satisfaga las condiciones que apunto en el próximo párrafo. Es una estrategia sin prejuicios, intentando acorralar sus propiedades para poder detectarla.
Los cálculos actuales precisan la densidad de la materia oscura en una masa equivalente a 300 protones por litro. Usando ese valor podemos calcular cuántas partículas hay a nuestro alrededor, y calculando la rápida velocidad que necesitan para mantenerse en equilibrio gravitatorio (300 km/sg) se puede determinar el flujo de partículas en el que estamos inmersos, y aunque la interacción con la materia ordinaria es muy pequeña, si diseñamos los experimentos adecuados quizás tiene sentido la esperanza de poder detectarlas. Una condición necesaria es proteger el detector de alguna manera; de lo contrario, se registrarían tantos impactos que sería imposible identificar el que interesa. Para detener los rayos cósmicos, una miríada de partículas que nos están llegando desde el espacio exterior, los experimentos se realizan bajo tierra, y con blindajes cuyos materiales emitan la mínima radioactividad posible. El detector puede ser un gas noble como xenón o argón.
De momento, los únicos experimentos que han arrojado datos favorables son aquellos impulsados por la colaboración DAMA / LIBRA en Italia (empezó en 1998), en el Laboratorio Nacional Gran Sasso, a 1400 metros de profundidad. Se han detectado centelleos que varían periódicamente con la traslación anual de la Tierra cuando unas supuestas partículas, WIMP, impactan sobre los detectores de yoduro sódico puro.
WIMP es el acrónimo inglés de Weakly Interacting Massive Particle. Fue acuñado por Gary Steigman y Michael Turner en 1984. Originalmente abarcaba todas las partículas candidatas a ser materia oscura, incluyendo axiones o gravitinos, pero ha evolucionado y hoy se refiere a partículas con una masa entre 10 y 1000 veces la de un protón (por lo tanto, al alcance de los experimentos del Gran Colisionador de Hadrones) y que presenta solo interacciones débiles (una de las cuatro interacciones fundamentales). Los cálculos teóricos indican que la abundancia con la que se habrían producido en el universo primitivo estaría de acuerdo con la abundancia que observamos de materia oscura.
Se cree que esta variación en las detecciones varía en función de si la Tierra va a favor o en contra del propio giro de la galaxia respecto a su centro. Las primeras detecciones tuvieron lugar en 1996. No obstante, como ningún otro experimento parece haber dado resultados positivos, puede deberse a que no se trate de partículas WIMP, sino de otro tipo de partícula ocho veces más masiva que el protón.
Desde 2016, en el Gran Sasso se realiza el experimento XENON1T, con 3200 kilogramos de xenón líquido, rodeado de agua ultrapura como blindaje.
Se han utilizado otras tecnologías para detecciones directas, conocidas como CDMS (Cryogenic Dark Matter Search), EDELWEISS ( Experience pour detécter les wimps en site souterrain), XENON100 y LUX. En las últimas décadas han incrementado su sensibilidad sin datos concluyentes, pero marcando puntos de referencia para la búsqueda.
Hay otra línea abierta para detectar la materia oscura de forma indirecta y tiene que ver con la posibilidad de captar la aniquilación de pares de partículas de materia oscura en el flujo de los rayos gamma. El origen fue en 1978 en dos artículos de Physical Review Letters. Este camino ha mejorado de forma considerable. Hay diversos proyectos que confirman y miden las diferentes propuestas: AMS, PAMELA, AMANDA, IceCUBE, ANTARES. Pero ninguno de ellos ha presentado datos definitivos y revolucionarios.
La tercera gran estrategia para detectar materia oscura es producirla artificialmente, utilizando para ello colisiones muy energéticas de partículas ordinarias para que se generen partículas de materia oscura. Este tipo de colisiones son las que tienen lugar en el LCH, el gran colisionador de protones instalado en el CERN. Los protones colisionan en cuatro puntos diferentes a lo largo del anillo de 27 km de circunferencia del acelerador. Los cuatro puntos de colisión están rodeados por cuatro grandes detectores de partículas: ATLAS, ALICE, CMS y LCHb. Dos de ellos, ATLAS y CMS, son elementos optimizados para la búsqueda de nueva física, más allá del modelo estándar. Aún no se ha descubierto ninguna WIMP en el LCH, hecho que dificulta la aceptación de las teorías supersimétricas.
La supersimetría surgió con la hipótesis de cuerdas a finales de la década de 1960, con una idea relativamente sencilla. Propone que los constituyentes esenciales de la materia y la energía no son puntos, sino extensiones unidimensionales a modo de filamentos o cabellos finísimos elásticos llamados cuerdas. La magnitud de estas cuerdas se sitúa, en la escala de Planck, en torno a 10-35 metros. El estadounidense Edward Witten propuso un modelo llamado la teoría M con once dimensiones que todavía es un rompecabezas incompleto.
Uno de los requisitos para la coherencia de la teoría de cuerdas es la existencia de una nueva familia de partículas que permita relacionar las propiedades de los fermiones y los bosones. Los planteamientos iniciales son de 1971 (Gervasi and Sakita, Golfand and Likhtman). A cada partícula del modelo estándar se le habría de asignar una compañera supersimétrica. Aparecen porque modificamos las ecuaciones de la física para que sean invariantes bajo ciertas transformaciones matemáticas. Permite entender el hecho de que las cuatro interacciones surjan del intercambio de partículas mensajeras. Las supercompañeras de los fermiones reciben el nombre de estos con una s antepuesta (selectrón, squark…); las compañeras supersimétricas de los bosones se bautizan con la desinencia –ino: fotino, gluino, gravitino…
Un aspecto interesante del modelo estándar es que las partículas mensajeras de las interacciones tienen masa cero, excepto los bosones W y Z. Esto se debe al «mecanismo Higgs», cuyo bosón fue descubierto en 2012 en el CERN (Laboratorio Europeo de Partículas). Pero no explica por sí mismo por qué las masas de estos bosones no son más pesadas, como sugiere la teoría (son 90 y 100 veces más pesadas que un protón). Este problema se llama de la naturalidad o de la jerarquía. Y precisamente este problema sugiere la presencia de nuevas partículas como solución al problema.
Algunas de las partículas que surgen de esta teoría, como el neutralino, podrían explicar la materia oscura, pero de momento son una especulación y no han podido detectarse en los laboratorios ni en el universo.
Hay otras posibilidades también investigadas, como los agujeros negros primordiales. La idea es que, justo al final de la etapa de inflación o expansión acelerada, se podrían haber generado regiones muy densas, las cuales podrían haber colapsado sobre sí mismas para producir agujeros negros con masas pequeñas entre 0,01 y 10.000 masas solares. De existir, se comportarían como materia oscura.
También, los neutrinos estériles. Conocemos tres tipos de neutrinos, que tienen la propiedad de ser «zurdos». El hecho de que oscilen abre la posibilidad a un cuarto tipo, que sería «diestro». La importancia radica en que las interacciones débiles solo las sienten las partículas «zurdas», así que estos neutrinos interaccionarían con la materia bariónica solo a través de la gravedad. Pero de existir, serían muy escurridizos, más que los neutrinos.
Más allá de las WIMP, podemos localizar la materia oscura en forma de axiones. Los axiones son partículas muy estables, de masa muy pequeña (del orden de 10.000 millones de veces más ligeras que los electrones) y que se produjeron copiosamente en el universo primitivo. Se propusieron para resolver un problema teórico del modelo estándar relacionado con la estructura de las interacciones fuertes (llamado problema CP, paridad y carga). La propiedad que permitiría detectarlos es que al interaccionar con un campo magnético intenso se pueden transmutar en un fotón.
El experimento consiste en convertir los axiones en fotones en un fuerte y estable campo magnético. Esta posibilidad fue sugerida previamente por Sikivie en 1983. En 2003 se presentaron resultados restringiendo los axiones en un estrecho rango de masas, 1,9-3,3 microEV. Hoy en día se ha construido un detector de axiones en la Universidad de Washington, llamado ADMX (Axion Dark-Matter Experiment). Es una cavidad cilíndrica sometida a un campo magnético intensísimo. Si dentro de la cavidad un axión de materia oscura se transmuta en un fotón, entra en resonancia como una nota musical en un tubo de órgano. La señal es terriblemente débil, menos de una billonésima de vatio. Para captarlo no puede haber ruido de fondo; por eso el experimento se encuentra solo dos grados por encima del cero absoluto. Si la materia oscura está compuesta por axiones, existe una gran expectativa de detectarlos en los próximos años.
Bibliografía:
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Bertone G., Hooper, D., Silk, J; Particle dark matter, evidence, particles and constraints; ; (2018). Fermilab, Pub-04/047-A;0404175; 2008.
Casas González, Alberto; La materia oscura. El elemento más misterioso del universo; Editorial RBA. National Geografic&Yellow Border; Dirección científica, Manuel Lozano Leyva; España; 2015.
Sanabria, Juan Carlos; Búsqueda de materia oscura supersimétrica en el LHC. Rev. Academia Colombiana de Ciencias (Supl): 34-55 (2014)
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