abp materia oscura
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UNIVERSIDAD NACIONAL DE INGENIERÍA
FACULTAD DE INGENIERÍA INDUSTRIAL Y DE
SISTEMAS
Materia Oscura
CATEDRÁTICO: Percy Cañote Fajardo
ÁREA: Ciencias Básicas
CURSO: Física Moderna
CÓDIGO Y SECCIÓN: CB - 313 U
GRUPO: 4
Presentado por:
Carreño Bautista, Javier
Huete García, Arnold
Fiestas Patiño, José Luis
LIMA- PERÚ
2012-3
Índice
I. Marco Teórico........................................................................................................................4
El Efecto Doppler:........................................................................................................................4
Ley de la gravitación Universal:.................................................................................................4
Masa Solar:..................................................................................................................................6
Luminosidad Solar:......................................................................................................................6
La Galaxia de Andrómeda :.......................................................................................................6
Concepto de Materia Oscura:....................................................................................................8
¿Cómo determinamos la cantidad de masa en las galaxias luminosas?..........................11
II. Calculando la masa de una galaxia................................................................................12
III. ¿Cómo calcular la masa de la galaxia?......................................................................13
IV. Hipótesis.............................................................................................................................15
V. Posibles Soluciones.................................................................................................................15
Conclusiones..................................................................................................................................24
Bibliografia......................................................................................................................................25
I. Marco Teórico
El Efecto Doppler:
El Efecto Doppler se produce cuando una fuente de ondas (por ejemplo, luz o sonido) se
acerca o aleja del observador. Entonces, la frecuencia de la onda producida por la fuente
no es la misma que puede medir el observador. Este es el efecto que ocurre cuando un
tren que toca su bocina pasa cerca de nosotros: antes de que pase el sonido se siente
más agudo (frecuencia más alta, velocidad radial negativa) que cuando el tren ya se está
alejando (frecuencia más baja, velocidad radial positiva).
Uso astronómico
En Astronomía el efecto es aprovechado comúnmente, ya que con el análisis del espectro
de la luz que producen los astros, se puede determinar la velocidad radial. Su cálculo se
realiza, mediante el análisis de las líneas espectrales producidas por los átomos que
componen el objeto observado, utilizando la siguiente fórmula:
V r=V l .( λ−λo)
λo
Donde:
V r es la velocidad radial medida en kilómetros por hora.
V l es la velocidad de la luz en kilómetros por hora.
λ es la longitud de onda de la línea espectral observada, medida en alguna unidad de
longitud (como metros o Angstroms).
λ 0 es la longitud de onda de la línea espectral en reposo.
Si la velocidad radial es negativa, el objeto se acerca al observador (corrimiento al azul);
mientras que si es positiva, el objeto se aleja del observador (corrimiento al rojo).
Ley de la gravitación Universal:
La ley de gravitación universal es una ley física clásica que describe la interacción
gravitatoria entre distintos cuerpos con masa. Ésta fue presentada por Isaac Newton en
su libro Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, publicado en 1687, donde
establece por primera vez una relación cuantitativa (deducida empíricamente de la
observación) de la fuerza con que se atraen dos objetos con masa. Así, Newton dedujo
que la fuerza con que se atraen dos cuerpos de diferente masa únicamente depende del
valor de sus masas y del cuadrado de la distancia que los separa. También se observa
que dicha fuerza actúa de tal forma que es como si toda la masa de cada uno de los
cuerpos estuviese concentrada únicamente en su centro, es decir, es como si dichos
objetos fuesen únicamente un punto, lo cual permite reducir enormemente la complejidad
de las interacciones entre cuerpos complejos.
Así, con todo esto resulta que la ley de la Gravitación Universal predice que la fuerza
ejercida entre dos cuerpos de masas y separados una distancia es proporcional al
producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, es decir:
F=Gm1m2
r2
Donde:
F es el módulo de la fuerza ejercida entre ambos cuerpos, y su dirección se encuentra en
el eje que une ambos cuerpos.
G es la constante de la Gravitación Universal.
Es decir, cuanto más masivos sean los cuerpos y más cercanos se encuentren, con
mayor fuerza se atraerán. El valor de esta constante de Gravitación Universal no pudo ser
establecido por Newton, que únicamente dedujo la forma de la interacción gravitatoria,
pero no tenía suficientes datos como para establecer cuantitativamente su valor.
Únicamente dedujo que su valor debería ser muy pequeño. Sólo mucho tiempo después
se desarrollaron las técnicas necesarias para calcular su valor, y aún hoy es una de las
constantes universales conocidas con menor precisión. En 1798 se hizo el primer intento
de medición(véase el experimento de Cavendish) y en la actualidad, con técnicas mucho
más precisas se ha llegado a estos resultados:
G= (6.67428±0.00067 )×10−11N m2kg2
en unidades del Sistema Internacional.
Esta ley recuerda mucho a la forma de la ley de Coulomb para las fuerzas electrostáticas,
ya que ambas leyes siguen una ley de la inversa del cuadrado (es decir, la fuerza decae
con el cuadrado de la distancia) y ambas son proporcionales al producto de magnitudes
propias de los cuerpos (en el caso gravitatorio de sus masas y en el caso electrostático de
su carga eléctrica).
Aunque actualmente se conocen los límites en los que dicha ley deja de tener validez (lo
cual ocurre básicamente cuando nos encontramos cerca de cuerpos extremadamente
masivos), en cuyo caso es necesario realizar una descripción a través de la Relatividad
General enunciada por Albert Einstein en 1915, dicha ley sigue siendo ampliamente
utilizada y permite describir con una extraordinaria precisión los movimientos de los
cuerpos (planetas, lunas, asteroides, etc) del Sistema Solar, por lo que a grandes rasgos,
para la mayor parte de las aplicaciones cotidianas sigue siendo la utilizada, debido a su
mayor simplicidad frente a la Relatividad General, y a que ésta en estas situaciones no
predice variaciones detectables respecto a la Gravitación Universal.
Masa Solar:
La masa solar (M ) es un estándar de la unidad de masa en astronomía que se utiliza
para indicar la masa de otras estrellas , así como agrupaciones , nebulosas y galaxias .
Es igual a la masa de la Sol , alrededor de dos nonillion kilogramos :
Mʘ= (1.98855±0.00025 ) ×1030 kg
Luminosidad Solar:
La luminosidad solar, L , es una unidad de flujo radiante ( potencia emitida en forma de
fotones ) convencionalmente utilizado por los astrónomos para medir la luminosidad de
estrellas . Una luminosidad solar es igual a la luminosidad actual aceptada del Sol , que
es:
Lʘ=3.839×1026W
3,839 × 10 26 W , o 3,839 × 10 33 erg / s .El Sol es una débil estrella variable y por lo
tanto su luminosidad varía . La mayor fluctuación es la de once años ciclo solar (ciclo de
manchas solares), lo que provoca una variación periódica de alrededor de ± 0,1%.
Cualquier otra variación en los últimos años 200-300 se piensa que es mucho más
pequeña que esta.
La Galaxia de Andrómeda :
La Galaxia de Andrómeda, también conocida como Galaxia Espiral M31, Messier 31 o
NGC 224, es una galaxia espiral gigante. Es el objeto visible a simple vista más alejado
de la Tierra (aunque algunos afirman poder ver a simple vista la Galaxia del Triángulo,
que está un poco más lejos). Está a 2,5 millones de años luz (775 kpc) en dirección a la
constelación de Andrómeda. Es la más grande y brillante de las galaxias del Grupo Local,
que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes galaxias
espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.
La galaxia se está acercando a nosotros a unos 300 kilómetros por segundo, y se cree
que de aquí a aproximadamente 3.000 a 5.000 millones de años podría colisionar con la
nuestra y fusionarse ambas formando una galaxia elíptica gigante.
Estimaciones de su masa y luminosidad:
La masa total de la Galaxia de Andrómeda es difícil de calcular, encontrándose en la
literatura valores que van desde alrededor de 4×1011 masas solares hasta 1,37×1012
masas solares; en un estudio reciente se ha calculado una masa total para esta galaxia
de aproximadamente 1,3×1012 masas solares, distribuida como sigue: 1,2×1012 masas
solares de materia oscura y 1,4×1011 masas solares en forma de materia bariónica, a su
vez distribuidas en 1,3×1011 masas solares en forma de estrellas, y 7,7×109 masas solares
en forma de gas (hidrógeno y helio).
Con las mejoras en las mediciones y los datos obtenidos, algunos científicos creen que la
Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que M31. Sin
embargo, observaciones recientes del Telescopio espacial Spitzer revelaron que la M31
contiene un billón de estrellas (1012), excediendo por mucho el número de estrellas en
nuestra galaxia.
Además de esto, algunos autores postulan que es la segunda galaxia intrínsecamente
más brillante en un radio de 10 mega pársecs alrededor de nuestra galaxia, sólo superada
por la galaxia del Sombrero (aunque quizás NGC 253 también la supere en brillo).; sin
embargo, al verse casi de canto, es difícil calcular su luminosidad total sin la extinción de
su brillo causada por el polvo interestelar al verse así, de modo que se obtienen
luminosidades distintas según el modelo empleado (por ejemplo, un estudio muy reciente
sugiere una magnitud absoluta en el azul de -20,89, que con el índice de color corregido
dado en él (0,6) da una magnitud absoluta de aproximadamente -21,5 ), aunque en
general se está de acuerdo en que Andrómeda es más luminosa que la Vía Láctea
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.
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.
En ese momento los astrónomos tenían otras importantes preguntas que resolver (tales
como la expansión del universo) y la pregunta de esta diferencia entre la masa dinámica y
la luminosa fue dejada a un lado por muchas décadas.
La materia oscura también juega un papel central en la formación de estructuras y la
evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo
de microondas. Todas estas pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y
todo el Universo contiene mucha más materia que la que interactúa con la radiación
electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".
De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así
como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayoría de la
masa en el Universo observable. Fritz Zwicky la utilizó por primera vez para declarar el
fenómeno observado consistente con las observaciones de materia oscura como la
velocidad rotacional de las galaxias y las velocidades orbitales de las galaxias en los
cúmulos, las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cúmulos de galáxias así
como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de temperatura de gas caliente en
galaxias y cúmulos de galaxias.
¿Cómo determinamos la cantidad de masa en las galaxias luminosas?
Introducción
Este es un problema importante para responder a la pregunta principal. Si no sabemos la
cantidad de masa que podemos detectar directamente, no podemos determinar la
discrepancia entre la masa de observación directa e inferidos.
La masa en las galaxias luminosas pueden ser:
- Polvo
El polvo emite en la parte infrarroja del espectro. El polvo-partículas son
calentadas por las estrellas y la energía que irradian es térmica.
- El gas frío
Gas frío es principalmente hidrógeno neutro, que tiene una línea de emisión a 21
cm. (En la frecuencia de radio).
- El gas caliente
Gas caliente está sobre todo en accretiondiscs de resultado estrellas pesadas es
radiación de rayos X.
Estrellas
Las estrellas se han detectado principalmente en el rango visible.
El polvo y gas caliente
El polvo y gas caliente representan sólo una pequeña parte (alrededor del 5%) de
la masa luminosa en una galaxia.
Estrellas La masa total de las estrellas visibles en una galaxia (disco estelar) se determina mediante el ajuste de la relación de masa a la luz (M * / L *) en la rotación de la curva de la galaxia.
M=L(Mʘ
Lʘ
)
II. Calculando la masa de una galaxia
En la década de los 70’ Rubin y Ford utilizaron el espectrómetro para extender el espectro de la luz proveniente de las estrellas en diferentes partes de las galaxias espirales. Las estrellas en el disco de una galaxia se mueven en órbitas casi circulares alrededor del centro. Si el disco está inclinado a nuestra línea de visión, por un lado las estrellas se nos acercan mientras que por el otro lado se alejan. Cuando una fuente de luz se mueve hacia nosotros, vemos una disminución en las longitudes de onda de la luz (un desplazamiento hacia el extremo azul del espectro), y cuando la fuente se aleja, se observa un aumento de las longitudes de onda (un cambio hacia la extremo rojo). Esto se conoce como el efecto Doppler, y el cambio de longitud de onda es proporcional a la velocidad de la fuente de luz con relación al observador. Rubin y Ford hicieron cuidadosas mediciones de desplazamientos Doppler en los discos de varias galaxias. Entonces podrían calcular las velocidades orbitales de las estrellas en diferentes partes de las galaxias.
Debido a que la región del núcleo de una galaxia espiral tiene la mayor concentración de estrellas visibles, los astrónomos suponen que la mayor parte de la masa y por lo tanto la gravedad de una galaxia también se concentra en su centro. En ese caso, cuanto más lejos está una estrella desde el centro, el más lenta su velocidad orbital esperada. Del mismo modo, en nuestro sistema solar, los planetas exteriores se mueven más lentamente alrededor del Sol que los interiores. Al observar cómo la velocidad orbital de las estrellas depende de su distancia desde el centro de una galaxia, los astrónomos, en principio, podrían calcular cómo la masa se distribuye por toda la galaxia. Cuando Rubin y Ford comenzaron a hacer observaciones Doppler de las velocidades orbitales de las galaxias espirales, inmediatamente descubrieron algo totalmente inesperado. Las estrellas alejadas de los centros de las galaxias, en las regiones escasamente pobladas exteriores, se movían tan rápido como los más cercanos .Esto era extraño, ya que la masa visible de una galaxia no tiene la gravedad suficiente para retener dichos estrellas de movimiento rápido en órbita .Para que eso fuera posible la masa de la galaxia debía ser mayor de la que se observaba.
III. ¿Cómo calcular la masa de la galaxia?
Fgravitacional=GMm /r2
F centr í peta=mV 2/r
Fgravitacional=Fcentr í peta
GMm
r2=mV 2/r
M=V 2 r /G
r
VM
m
Cálculo de la Masa de la galaxia Andrómeda a un radio y velocidad obtenidos por Vera Rubin.
Cálculo de la masa de la galaxia Andrómeda usando como dato la luz total de la galaxia.
M=L(M °
L°
)
L(1010Lʘ)
M(1010Mʘ)
0.42 0.420.64 0.640.83 0.830.99 0.991.30 1.301.37 1.37
Mʘ=Masa Solar
Lʘ=Luz Solar
Radio (Kpc)
Años Luz Metros (1020)
Velocidad Km/s
Velocidad m/s
M=V2r/G1040kg
M (1010Mʘ)
3 9786 0.93 99 99000 1.36 0.686 19572 1.85 232 232000 14.93 7.519 29358 2.78 272 272000 30.79 15.48
12 39144 3.70 262 262000 38.09 19.1518 58716 5.55 214 214000 38.12 19.1624 78288 7.41 202 202000 45.28 22.77
Relación entre la masa obtenida usando la fórmula M=v2r/G y M(L)
M=V2r/G (1010Mʘ)
M(L)(1010Mʘ)
M(V,r)/M(L)
0.68 0.42 1.637.51 0.64 11.73
15.48 0.83 18.6519.15 0.99 19.3419.16 1.30 14.7422.77 1.37 16.62
Surge un problema entre la relación de masa total y la visible. Al haber tan gran diferencia, debe existir algo que no sabemos qué es y lo llamamos materia oscura.
A continuación presentamos la hipótesis y las soluciones.
IV. Hipótesis
En las galaxias existe una gran diferencia entre la cantidad de masa observable y
no observable.
V. Posibles Soluciones
Agujero Negro
Estrella de Neutrones
Detector de neutrinos Súper KamiokandeWIMP, MACHO y neutrinos
No sabemos de qué está hecho el 96% del Universo. Los resultados científicos de las últimas décadas han llevado a los cosmólogos a sugerir que el 74% está formado por una misteriosa energía oscura cuya naturaleza desconocemos. Un 22% lo constituye la materia oscura, materia invisible que tampoco sabemos lo que es, pero cuya existencia está hoy ampliamente aceptada debido a la influencia
gravitatoria que ejerce sobre la materia normal que constituye el 4% conocido del Universo y que sí podemos ver gracias a la radiación electromagnética que emite.
Es posible que una fracción importante de la materia oscura esté constituida por partículas que no se han detectado hasta ahora porque interaccionan muy débilmente con la materia normal; es decir, pasan de largo sin dejar rastro. Entre las partículas candidatas a formar la materia oscura los WIMPs están entre las favoritas.
WIMP es el acrónimo para Weakly Interacting Massive Particle y MACHO es un acrónimo para Massive Astrophysical Compact Halo Object. WIMPs y MACHOs son dos de los más populares candidatos Materia Oscura. Ellos representan dos posibilidades muy diferentes pero razonables de lo que puede ser el componente dominante del universo.
Está bien establecido que entre el 90% y 99% del material del universo está en alguna forma no descubierta. Este material es el pegamento gravitacional que mantiene unidas las galaxias y cúmulos de galaxias y juega un rol importante en la historia y el destino del universo. Aún este material no ha sido directamente detectado
Debido a que se han realizado extensivas búsquedas, esto significa que este misterioso material no debe emitir ni absorber radiación electromagnética apreciable. A esto se le llama materia oscura. La naturaleza de este material es uno de los grandes problemas irresueltos en la ciencia. Es importante identificar la materia oscura, pero ya que es fácil inventar sustancias que pueden llenar el espacio intergaláctico y aún no han sido detectadas, por lo que hay una gran cantidad de candidatos a materia oscura sugeridos, y cada experimento que busca materia oscura se concentra en una de estas clases, las clases más importantes de materia oscura en términos de esfuerzos de detección son: neutrinos, WIMPs, MACHOs y axiones.
Por ejemplo los NEUTRINOS son partículas de interacción débil creadas en gran abundancia durante el big bang. Estos llenan la galaxia moviéndose libremente a través de la galaxia, o aún la tierra, pero aún son casi imposibles de detectar, esto se debe a que estos pueden ser sentidos solo a través de interacciones electrodébiles muy pequeñas. Si cada neutrino tuviera una masa de varios electronvoltios ellos contribuirían con suficiente masa para cubrir la mayor parte de la materia oscura. Por diversas razones es poco probable que los neutrinos de los tipos descubiertos en aceleradores de partículas y reactores nucleares en la tierra constituyan gran parte de la materia oscura.
Sin embargo es muy posible que alguna partícula de interacción débil aún no descubierta fue creada durante el big bang y hoy permanezca en cantidades lo suficientemente grandes para hacer la materia oscura. Típicamente las masas requeridas para estas partículas están en el orden de 1GeV – 1TeV, y esas hipotéticas partículas de materia oscura son llamadas WIMPs. Hay cientos de partículas elementales que caen en esta clase de partículas de materia oscura, incluyendo partículas supersimétricas tales como neutralinos, photinos, higgsinos o sneutrinos, y nuevos neutrinos pesados.
Este hipotético WIMP es bien estudiado y los intentos de detectar estas partículas han sido tanto por creación en aceleradores de partículas como por observación en detectores subterráneos cuando ellos pasan a través de la tierra. Sin embargo hay una amplia clase de objetos astronómicos que pueden ser materia oscura y aún escapan de la detección. Por ejemplo si el halo Galáctico fuera llenado con
objetos de la masa de Júpiter (10−3M o ¿ ellos podrían no ser detectados por
emisión o absorción de luz. Estrellas enanas marrones con masas debajo de 0.08M o u hoyos negros remanentes de una generación anterior de las estrellas
podrían ser similarmente invisibles. Estos objetos son ejemplos de MACHOs. Otros ejemplos de esta clase de candidatos a materia oscura incluyen hoyos negros primordiales creados durante el big bang, estrellas de neutrones, estrellas enanas blancas y varias exóticas configuraciones estables de campos cuánticos, tales como solitones no topológicos.
Una importante diferencia entre WIMPs y MACHOs es que los WIMPs son no baryónicos y los MACHOs típicamente están (aunque no siempre) formados de material baryónico. El material baryónico probablemente no pueda ser toda la materia oscura, aunque podría hacer la mayor parte de la materia oscura en los halos de las galaxias de espiral tales como la Vía Láctea. Preliminarmente hay, aunque controversial, evidencia de la existencia de un gran número de MACHOs, pero debido a que probablemente ellos no puedan ser toda la materia oscura la búsqueda de los WIMPs continúa.
WIMP vestigios térmicos como materia oscura
Entre las partículas candidatas a materia oscura existe una importante distinción entre si las partículas fueron creadas térmicamente en los albores del universo, o si ellos fueron creados no térmicamente en una fase de transición. Vestigios térmicos o no térmicos tienen diferentes relaciones entre la abundancia de sus vestigios Ω y sus propiedades tales como masa y acomplamientos, entonces la distinción es especialmente importante para los esfuerzos de detección de la
materia oscura. Por ejemplo, la clase de partículas WIMP puede ser definida como aquellas partículas que son creadas térmicamente, mientras que los axiones de materia oscura en su mayoría vienen de procesos no térmicos. Los neutrinos de luz además son vestigios creados térmicamente, pero debido a su muy pequeña masa tienen una historia diferente.
En la creación térmica uno supone que muy temprano, cuando el universo estaba a una muy alta temperatura, obtuvo un equilibrio térmico, y la densidad del número de WIMPs (o cualquier otra especie de partícula) fue aproximadamente igual a la densidad del número de fotones (partículas de luz). Esto es sólo la equipartición de la energía entre todos los grados de libertad posible. Cuando el universo empezó a enfriarse la densidad tanto del número de WIMPs como de fotones decreció. Cuando la temperatura finalmente descendió bajó la masa de WIMP, sin embrago la creación de WIMPS se volvió muy rara aunque la aniquilación aún procedió. Así, en equilibrio, la densidad del número de WIMPs cayó
exponencialmente: e(−mWIMP
T ) Si el equilibrio se mantuvo hasta hoy habría por lo tanto
muy pocos WIMPs restantes, pero en algún momento la densidad de WIMP cayó lo suficientemente que la probabilidad de que un WIMP encuentre a otro para aniquilarse se hizo muy pequeña. Note que debemos asumir que un WIMP individual es estable si este se convierte en materia oscura. La densidad del número de WIMPs dejó de bajar en este momento y nos quedamos con un número importante de WIMPS hoy. La evolución detallada de la ecuación de Boltzmann que describe este proceso se puede hacer para una predicción precisa. Pero aproximadamente la actual densidad de vestigios de WIMP predichos es inversamente proporcional a su interacción fuerte. El hecho remarcable es que para una densidad de vestigios igual a la densidad materia oscura conocida la interacción fuerte debe ser la esperada para partículas con interacción de escala electrodebil, esa esla razón para la “W” por “weakly” en WIMP. Hay muchos problemas teóricos con el modelo estándar de partículas físicas que son resueltas por la nueva física de escala electrodebil tal como la SUPER-SIMETRIA. Así, estos problemas teóricos pueden ser pistas de que la materia oscura puede consistir de WIMPs. Dicho de otro modo, cualquier partícula estable que aniquila con una sección transversal en la escala electrodébil está obligada a contribuir a la materia oscura del universo. Es interesante que teorías tales como la supersimetría inventadas por razones totalmente distintas, típicamente predice tales partículas.
El hecho de que la materia oscura creada térmicamente tenga interacciones de escala electrodébil además significa que puede estar al alcance de los experimentos en los aceleradores de partículas tales como LEP y LHC en el
CERN, o los experimentos en el colisionador de protones del Fermilab. Así muchos aceleradores que buscan partículas raras también buscan la materia oscura del universo. Además, debido a las interacciones en la escala electrodébil, los ratios de interacciones nuclear-WIMP están al alcance de muchos métodos de detección directos e indirectos como discutiremos abajo:
Supersimetría y Materia Oscura
La supersimetría es una nueva simetría hipotética que relaciona bosones y fermiones. Si la supersimetría existe en la naturaleza entonces cada partícula conocida debería tener un compañero supersimétrico. Las partículas bosónicas ordinarias tienen compañeros fermiónicos con el mismo nombre excepto por el sufijo “ino”, mientras que las partículas ordinarias fermiónicas tienen supercompañeros bosónicos con nombres con el prefijo “s” añadido. Ejemplos de partículas con supersimetría propuesta incluye: fotinos, higgsinos, Z-inos, squarks y selectrones. Algunas partículas supersimétricas tienen el mismo número cuántico que la otra y por lo tanto pueden mezclarse para producir partículas que no son compañeros exactos de ningún modelo estándar de partículas. Por ejemplo, el fotino, higgsino, y Z-ino pueden mezclarse en combinaciones arbitrarias y formar neutralinos.
En la mayoría de modelos, la “lightest supersymmetric particle” (LSP) es estable, y ya que las partículas supersimétricas tienen interacciones electródebil-fuerte, el LSP es un excelente candidato a materia oscura. Típicamente el neutralino es el LSP, así que la mayoría de investigaciones de materia oscura WIMP se han concentrado en el neutralino. Sin embargo hay muchos modelos supersimétricos posibles y muchos parámetros libres en los modelos como para precisar predicciones de abundancia de vestigios supersimétricos y la detección de partículas supersimétricas no es posible. Normalmente los experimentos intentan probar un rango de parámetros del modelo. Hasta aquí no hay evidencia concreta de la existencia de compañeros supersimétricos. Si eventualmente se encuentra un compañero supersimétrico la teoría predice que todos ellos deben existir.
Note que los parámetros que determinan la abundancia de vestigios además determina toda la producción de partículas y raras secciones transversales de desintegración, así como los ratios en varios detectores. Así una vez que se especifica o mide estos parámetros uno puedo comparar las predicciones del modelo con los resultados experimentales.
Búsqueda de WIMPS
Búsqueda en aceleradores
Se han realizado extensivas e infructuosas búsquedas de las partículas involucradas en los modelos de supersimetría en aceleradores de partículas alrededor del mundo. Así importantes regiones del primer parámetro espacial del neutralino de materia oscura ha sido eliminado. Esto sin embargo no significa que la supersimetría de baja energía sea improbable, ya que sólo una pequeña porción del rango de masa permitido bajo 1TeV ha sido explorado. Como quiera que sea la supersimetría predijo un bosón de Higgs con una masa bajo los 120GeV, tal descubrimiento fue muy importante, especialmente porque el boson de Higgs mostró propiedades no estándares que indican supersimetría. Es correctopensar que la búsqueda de partículas supersimétricas es una forma poderosa de buscar materia oscura.
Detección directa de WIMPs
Una solución satisfactoria del problema de la materia oscura podría ser la detección de WIMPs desde nuestro halo galáctico cuando ellos se mueven pasando por la tierra. Esto premitiría además tener mediciones de la densidad local de materia oscura, y establecer sin lugar a dudas que la materia oscura es materia oscura fría no baryónica. Hay varios modos de hacer esto, y actualmente hay dos métodos que se siguen con agresividad.
El resultado más emocionante podría ser la detección de partículas WIMP en el
laboratorio. Ya nosotros conocemos aproximadamente la velocidad 220kms
y la
densidad ρ 0.3mp
cm3 , nosotros podemos decir que para un WIMP de masa del
orden a 10-100GeV, pasan aproximadamente 100000 partículas de materia oscura por segundo por la tierra. Sin embargo si existen los WIMPs ellos son partículas que interactúan muy débilmente, entonces es muy raro que uno de ellos interactúe en absoluto, la mayoría de ellos pasa directamente sin impactar con la tierra. En suma, si un WIMP se dispersa elásticamente de un Núcleo, la energía depositada está en el rango de 1keV a 100keV, muy pequeña para ser notada, excepto por equipos altamente sensibles. Sin embargo estas dificultades no han detenido a muchos grupos alrededor del mundo en el desarrollo de dispositivos capaces de detectar WIMPs.
¿Cómo buscamos WIMPs, partículas que ni siquiera sabemos si existen? La teoría predice que, aunque muy poco frecuente, su interacción con la materia es posible.
Predice también cuál es su masa y otras propiedades. A partir de esto, los resultados de la interacción con diferentes materiales pueden calcularse y simularse, para ser comparados luego con datos reales de los experimentos. Se espera que la interacción produzca varios efectos medibles: ionización, incremento de la temperatura y centelleo del material con el que colisionan. Estos son los fenómenos que se intenta detectar.
Se trata de una tarea muy complicada, pues es necesario descartar que las señales de interacción que llegan a los detectores hayan sido originadas por otro tipo de partículas como los rayos cósmicos. Comprender y tener en cuenta este fondo contaminante es extremadamente difícil, pero crucial antes de confirmar la naturaleza de cualquier detección. Para minimizar sus efectos, los experimentos que tienen como objetivo detectar procesos muy poco frecuentes de interacción entre partículas deben estar completamente aislados, con el fin de "filtrar" todas esas otras partículas que pueden interaccionar con el material y dejar trazos falsos que podrían interpretarse como WIMPs.
Por este motivo los experimentos que buscan materia oscura se sitúan a gran profundidad bajo tierra. Uno de ellos es el CDMSII (Cryogenic Dark Matter Search II), instalado en un laboratorio en la mina de Sondan (Minesota, EEUU) a 713 metros de profundidad.
Recientemente se publicaba la noticia de que investigadores del CDMSII han detectado dos eventos que podrían haber sido originados por WIMPs. De su análisis deducen que existe una probabilidad de un 75% de que este sea el caso. A pesar de las fuertes medidas de aislamiento, existe aún un 25% de probabilidad de que otro tipo de partículas (por ejemplo neutrones) hayan logrado abrirse camino hasta las instalaciones del CDMSII y producir las señales observadas.
Dos detecciones y un 75% de probabilidad no permiten afirmar nada concluyente, pero sí avanzar en la caracterización de las propiedades de los WIMPs. Así, las masas que se deducen están en un rango de 30-60 GeV, es decir, aproximadamente entre treinta y sesenta veces la masa del protón. Según los expertos, otros experimentos que ya están funcionando, sensibles a ese rango de energías inferidas a partir de las dos detecciones del CDMSII, podrían detectar próximamente y con facilidad eventos similares.
Entre ellos está el LHC. La detección confirmada de WIMPs por el LHC sería sin duda un gran estreno para el acelerador de partículas más potente del mundo.
Conclusiones
Actualmente no conocemos la composición exacta de la materia del universo, y existen varias teorías al respecto.
Las mediciones de la materia del universo arrojan resultados aparentemente contradictorios que nuevas teorías intentan explicar. Entre estas teorías la existencia de la Energía Oscura y Materia Oscura como los candidatos más fuertes a llenar el espacio dejado por la materia no explicada de las mediciones realizadas, es una de las propuestas que parece más relevante.
Dentro de los candidatos a ser partículas de materia oscura, que no emiten ni absorben radiación tenemos WIMP (partículas de interacciones electrodébiles) MACHO (Objetos de Halo compacto astrofísico masivo) tales como estrellas enanas blancas, enanas marrones, hoyos negros, halos de las galaxias, entre otros que típicamente están formados por material baryónico. Y también neutrinos.
La supersimetría ofrece formas de encontrar candidatos a materia oscura pues predice existencia y comportamiento de partículas muy relacionadas a las que teóricamente producen materia oscura.
Bibliografia
http://www.astro.rug.nl/~onderwys/sterIIproject98/dewilde/Galaxies.html
http://www.sdss.org/education/kron_ARCS.pdf
http://es.wikipedia.org/wiki/Vera_Rubin
