RODEADOS DE MATERIA OSCURA

La materia oscura es cinco veces más abundante en el universo que la materia normal. Pero continúa siendo un enigma debido a que es invisible y casi siempre pasa a través de la materia común. Los astrónomos sólo han descubierto algo sobre la materia oscura deduciendo su presencia a partir de la gravedad que ejerce , que mantiene a las galaxias girando en lugar de desmembrándose. En lugar de observar en galaxias lejanas para estudiarla, los astrónomos podrían querer mirar más cerca de casa: la materia oscura podría estar ejerciendo efectos medibles en nuestro propio Sistema Solar.

Específicamente, los investigadores deberían mirar a la Tierra y la Luna, insiste el físico teórico Stephen Adler del Instituto de Estudios Avanzados en Princeton, Nueva Jersey. Si la masa de la Tierra y la Luna cuando se miden juntas pareciera mayor que cuando se miden sus masas de forma separada, explica, la diferencia podría atribuirse a un halo de materia oscura intermedio.
Adler alcanzó esta conclusión en parte tras examinar estudios que medían la masa de la Luna con orbitadores lunares y la de la Tierra con el satélite de estudios geodéticos LAGEOS , esfera que reflejan rayos láser que han estado en órbita durante muchos años. Los lásers disparados desde los satélites revelan el radio de la órbita de cada satélite y cuánto tarda en completar dicha órbita. A partir de tales medidas, los científicos pueden calcular el tirón gravitatorio sobre los satélites y, por tanto, la cantidad de masa que ejerce dicho tirón.

Lo siguiente que hizo Adler fue examinar investigaciones que calculaban la distancia de la Tierra a la Luna con lásers reflejándose en los espejos lunares colocados por las misiones Apolo. Si la Tierra ejerce un tirón inusualmente grande sobre la Luna, la cual está aproximadamente a 384.000 kilómetros, más que sobre los satélites de LAGEOS, aproximadamente a 12.300 kilómetros, el tirón añadido podrían atribuirse al halo de materia oscura entre la Luna y los satélites artificiales. Basándose en los datos actuales, Adler estima a que al menos 24 billones de toneladas de particulas de materia oscura yacen entre la Tierra y la Luna.

No hay actualmente partículas conocidas que puedan ser candidatos a materia oscura. Sin embargo, muchas extensiones propuestas del modelo standard (modelo global que explica de manera unificada la naturaleza y características de todas las partículas conocidas, y que es el que hasta ahora mayores resultados a producido) predicen una partícula estable (o de vida suficientemente larga). La clave se convierte entonces en predecir el valor de la densidad de materia oscura para conocer su masa y cualidades imposibles de predecir.

Si la partícula es su propia antipartícula o hay partículas y antipartículas presentes en igual número (dependiendo de su naturaleza la partículas pueden presentarse de dos modos: para una partícula dada puede existir una partícula complementaria o antipartícula con la cual puede anularse o aniquilarse, o por el contrario ella misma es su propia antipartícula con lo que sólo puede aniquilarse con partículas de su propia especie) y estas partículas estuviesen en equilibrio térmico con la radiación (es decir, a la misma temperatura) al menos hasta que se conviertan en no relativistas debido a efectos de frenado, entonces su abundancia se determina por efectos secundarios procedentes de su aniquilación.

Entonces uno encuentra que el valor necesario para que la densidad de materia oscura sea la que necesitamos es apreciablemente próximo al que se podría esperar para una partícula masiva de interacción débil, partículas que designamos wimp con una masa de 100 GeV.
Si la partícula de materia oscura no es su propia antipartícula, y el número de partículas menos el de antipartículas se conserva, entonces una asimetría inicial en las abundancias de partículas y antipartículas se preservará, y puede dar abundancias mucho mayores que las predichas para el caso anterior.

Si las partículas de materia oscura no estuviesen nunca en equilibrio térmico con la radiación, entonces su abundancia actual debe ser calculada de cualquier otra forma, y en general dependerá en la condición inicial precisa que se presuponga en el modelo de formación de galaxias. Los dos candidatos a materia oscura fría mejor conocidos y más estudiados son el neutralino y el axión.

El neutralino es una predicción de las extensiones supersimétricas del modelo estándar: es una extensión del neutrino, el cual tal y como se conoce actualmente no verifica una de las simetrías que aparecen en la naturaleza de la mayoría de las partículas; teóricamente se predice que es posible la existencia de una partícula de propiedades idénticas a las del neutrino que además verifique dicha simetría. El neutralino se clasifica como un wimp, con una masa teórica esperada en el intervalo de las decenas a las centenas de GeV.

El axión es predicho por extensiones del modelo estándar que resuelven otros de los problemas de violación de simetrías en las interacciones fuertes entre partículas. No tiene equivalente o conexión con ninguna partícula actualmente conocida al contrario de lo que le ocurre al neutralino (que está relacionado con los neutrinos). Su masa debe ser aproximadamente 10-5 eV, si es que tiene que ser un componente significativo de la materia oscura. Los axiones pueden ocurrir en el universo temprano en la forma de condensación de Bose, que permite que una gran cantidad de partículas estén "condensadas" ocupando todas el mismo espacio, la cual nunca entra en equilibrio térmico con la radiación. Estos axiones son siempre no relativistas, a pesar de su pequeña masa.

Hay prospecciones para la detección experimental directa de ambos candidatos (y también otros candidatos a wimp). Los wimps se dispersarán al colisionar con núcleos a una velocidad calculable, produciendo retrocesos nucleares observables. Esta técnica ha sido usada para mostrar que toda la materia oscura no puede consistir de neutrino masivos o neutrinos predichos por modelos supersimétricos (modelos basados en extensión del modelo estándar con verificación de todas las simetrías) con masa en el intervalo de los 10 GeV a los 4 TeV. El neutralino es más difícil de detectar porque su dispersión por colisión con los núcleos es considerablemente más pequeña.

El axión puede ser detectado por una conversión de axión a fotón en un campo magnético inhomogéneo, y los límites en la relación axión-fotón permitida han sido ya establecidos teóricamente, los cuales no excluyen el valor que teóricamente es más favorable para su masa. Ambos tipos de experimentos de detección están actualmente en marcha.
Candidatos a wimp pueden dejar señales indirectas también por medio de aniquilaciones que ocurren actualmente en partículas que pueden ser detectadas como rayos cósmicos. La posibilidad más prometedora viene del hecho de que los wimp se concentran en el centro del Sol y de la Tierra, así que si se incrementara enormemente su tasa de aniquilación, produciendo así neutrinos de alta energía que pueden escapar y llegar a la superficie de la Tierra en número potencialmente observable.

"Poca observación y muchas teorías llevan al error. Mucha observación y pocas teorías llevan a la verdad".


"End of transmission"