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La búsqueda de una prueba experimental: Detectar la materia oscura.

Artículo original de Richard Taillet, profesor de Física e investigador.


Otra vía de aproximación es suponer que el Universo está efectivamente relleno de materia oscura, y tratar de detectarlo. Esto constituye una actividad de búsqueda intensa, y podemos distinguir dos enfoques:

- Detección directa: Preparamos un bloque de materia y esperamos que una partícula venga para interactuar

- Detección indirecta: Buscamos en el cielo señales anormales, que podrían venir de la desintegración o el aniquilamiento de partículas de materia oscura.


- A: la búsqueda de objetos compactos: las microlentes gravitacionales.

En un sentido, muchas observaciones del cielo pueden estar consideradas como búsquedas de materia oscura, tratamos de detectar cosas que no hemos visto todavía. Y a la inversa, un experimento cuyo fin es detectar la materia oscura puede permitir conocer mejor ciertas características de objetos astrofísicos conocidos. Un ejemplo sorprendente es el ofrecido por la utilización de las microlentes gravitacionales. Vimos anteriormente que el campo gravitacional de un objeto (la lente) puede curvar la trayectoria de los rayos de luz y cambiar la apariencia de la imagen de otro objeto situado detrás. Cuando el objeto-lente tiene una masa del orden de una fracción de masa solar, el efecto puede ser bastante espectacular: el flujo luminoso de la imagen puede ser ampliado al atravesar la lente, en un factor que puede alcanzar varias decenas.

Varios equipos de investigadores han imaginado la materia oscura en forma de tales lentes que tienen masas sub-solares, del modo siguiente: vigilamos un cierto número de estrellas, y cuando una de ellas se vuelve repentinamente más brillante, estudiamos su caso. Varios fenómenos, además del de la lente gravitacional, pueden causar este súbito estallido: una variación de luminosidad de la estrella objetivo, por ejemplo. Diferentes pruebas permiten clasificar a los candidatos y aislar las microlentes gravitacionales. Por ejemplo, la variación de luminosidad debería ser independiente del color para las microlentes, lo que no es el caso de otros fenómenos, a menudo asociados con un cambio de temperatura de la estrella.

Este fenómeno es raro, y hay que observar millones de estrellas si se quiere detectar algunos acontecimientos de microlente. Esto sólo ha podido realizarse en regiones muy densas en estrellas: el centro galáctico y las nubes de Magallanes (el experimento AGAPE extiende este método para aplicarlo a la galaxia de Andrómeda M31). Si la materia oscura está hecha de objetos compactos susceptibles de dar lugar a estos acontecimientos de microlente gravitacional, entonces podemos calcular el número de estos acontecimientos que deberían inducir la materia oscura contenida en el halo de nuestra Galaxia.

Estos acontecimientos efectivamente han sido observados, pero en una cantidad más débil que lo predicho por los modelos. El análisis preciso de los resultados indica que el halo de la Galaxia puede estar constituido por no más de 20% de objetos que tienen masas comprendidas 10^-6 y 1 masa solar. Esta gama de masa abarca todos los objetos de tipo enana marrón, estrellas de masa débil.

- B: la detección directa.

Si nuestra Galaxia está rodeada de un halo de materia oscura en forma de partículas, la Tierra debería ser atravesada sin interrupción por un flujo de estas partículas. Deberíamos entonces ser capaces de detectarlos directamente, es decir de poner en evidencia su interacción con la materia en un detector.

Varios experimentos están dedicados a este tipo de búsquedas. Una de las dificultades principales consiste en reconocer las eventuales partículas de materia oscura entre otros procesos que pueden conducir a un acontecimiento en el detector: un rayo cósmico, una partícula nacida de la radioactividad natural, etc... La primera precaución es blindar el experimento y enterrarlo bajo tierra (para protegerlo de los rayos cósmicos). Los acontecimientos que provienen de la materia oscura no tienen la misma probabilidad según la estación del año: la Tierra gira alrededor del Sol, que a su vez gira alrededor del centro galáctico. La velocidad de la Tierra con relación al halo de la Galaxia difiere de una estación a otra, y deberíamos observar así una variación anual de la señal de detección directa.

Tal variación anual ha sido anunciada desde 1998, y regularmente confirmada después, por la colaboración DAMA situada en el gran Sasso (Italia). No obstante este anuncio genera todavía un cierto escepticismo en el seno de la comunidad científica, porque otros experimentos por lo menos tan sensibles (Edelweiss por ejemplo), rechazan el resultado anunciado por DAMA.

A continuación imágenes de los distintos experimentos, (por orden de arriba a abajo): CMS, Edelweiss, ZEPLIN, DAMA, HDMS, CRESST.















- C: la detección indirecta.

Si el Universo está relleno de partículas de un tipo nuevo, han de tener lugar colisiones de vez en cuando, y éstas pueden conducir a reacciones que las destruyan, a aniquilamientos. Pueden producir partículas de las que se conocen las propiedades, y las que se sabe detectar: fotones, neutrinos, electrones, positrones, protones y hasta antiprotones o antinúcleos. Tengamos en cuenta que estos aniquilamientos son raros, y que la producción de partículas que citamos aquí es un fenómeno marginal.

Debería sin embargo existir, y deberíamos ver aparecer tales partículas en las regiones del Universo donde la materia oscura es abundante. ¡Y precisamente, estos lugares son los centros de las galaxias y los centros de los cúmulos de galaxias, que contienen mucha materia oscura, simplemente porque las galaxias se formaron allí dónde la materia oscura era abundante! También debería tener una concentración bastante importante de materia oscura el Sol y el corazón de la Tierra, por una razón diferente: Estos objetos celestes pueden capturar la materia oscura ambiente en su campo gravitatorio. Por fin, si la materia oscura se presenta bajo la forma de grumos, como sugerimos anteriormente, estos grumos son también unos lugares donde la concentración es particularmente elevada.

La estrategia de detección indirecta consiste en observar estos lugares para tratar de poner en evidencia un exceso de partículas. Nos damos cuenta bastante rápidamente de la dificultad en aplicar esta observación para poner en evidencia la materia oscura: y poner en evidencia la presencia de electrones en el Sol o en las galaxias no tiene nada extraordinario, es hasta muy común, ¡y será necesaria mucha persuasión para convencer a más de uno que provienen del aniquilamiento de materia oscura!

La idea sin embargo no es tan estúpida, porque es posible interesarse por partículas que son a priori más raras en el lugar que se observa. Consideremos varios casos específicos:

Neutrinos: Podemos observar el Sol o las galaxias tratando de captar los neutrinos de alta energía. Los neutrinos emitidos en el momento de las reacciones termonucleares por el Sol y las estrellas en general, tienen una energía relativamente débil, y no conocemos otro proceso que el aniquilamiento de materia oscura para crear neutrinos de alta energía. Es una de las finalidades de los experimentos AMANDA y ANTARES, que se basan en los telescopios de neutrinos.

(Imagen superior) AMANDA en el polo sur, (imagen inferior) ANTARES en el Mar Mediterraneo. Las líneas de detectores están colocadas en un medio transparente, el hielo en el primer caso, el agua en el segundo. (pulsar sobre las imágenes para ampliarlas)

Fotones gamma: Los aniquilamientos de materia oscura podrían también generar fotones gamma de alta energía. Las observaciones de los grandes telescopios dedicados a la observación en el campo gamma podrían aportar importantes elementos de respuesta.

El conjunto de cuatro telescopios HESS en Namibia (arriba) y el 17 metros de MAGIC (abajo). (pulsar sobre las imágenes para ampliarlas)

Los positrones: los aniquilamientos de partículas de materia oscura podrían también producir positrones, las antipartículas de los electrones. Estos positrones son visibles bastante fácilmente en la galaxia, porque se aniquilan a su vez cuando encuentran electrones, produciendo fotones de energía característica (una raya de aniquilamiento a 511 keV ). Esta raya de aniquilamiento es bien observada, y hasta utilizada para producir cartas de positrones en la galaxia. Los que no se aniquilan también pueden ser detectados directamente con instrumentos en órbita (EGRET). El fin primero de estos instrumentos no es detectar la materia oscura, sino (entre otras cosas), medir la cantidad de positrones que se sabe estan presente, siendo producidos por los numerosos fenómenos muy energéticos de la Galaxia. Resulta que estos dos instrumentos detectaron flujos anormalmente elevados de positrones. El origen de este exceso de positrones todavía no está comprendido, y la hipótesis de que son debidos a aniquilamientos de materia oscura aún es debatida por la comunidad científica.


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Instrumento EGRET (imagen superior) a bordo del satélite CGRO (imagen central), y el satélite INTEGRAL (imagen inferior)© NASA, ESA (pulsar sobre las imágenes para ampliarlas)

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El mapa del aniquilamiento de positrones obtenido a partir del análisis de los datos tomados por el satélite INTEGRAl.© ESA (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

Los antiprotones y los antinúcleos: Como para los positrones, varios experimentos están dedicados al estudio de los antiprotones cósmicos. Medidas muy precisas de la cantidad de antiprotones por encima de la atmósfera terrestre han sido efectuadas por el experimento BESS, así como durante el vuelo de prueba del experimento AMS a bordo de la lanzadera espacial en el 2002. Las mediciones actuales están completamente de acuerdo con las cantidades predichas por los modelos que describen la producción de estos antiprotones. Esto significa que si existe una contribución que proviene de la materia oscura, debe ser lo bastante débil para no entrar en competición con la contribución "estándar". Esta no observación, si se puede llamar así, permite poner coacciones sobre las propiedades de la materia oscura, excluyendo los modelos que conducirían a una producción demasiado importante de antiprotones. Estudios similares se han realizado para antinúcleos más pesados, principalmente el antideuterio, que también ha sido observado por AMS.

Imagen artística del experimento AMS-01 a bordo de la lanzadera espacial para el vuelo de prueba de 1998 (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

Imagen artística que indica la posición final de AMS-02 sobre la estación espacial internacional (fecha no determinada, retraso debido a la suspensión de los vuelos de las lanzaderas espaciales). (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

Los rayos cósmicos de alta energía: Se ha observado un exceso de partículas cargadas de alta energía con relación a las previsiones teóricas. La naturaleza de estas partículas cargadas no es conocida, podría tratarse de protones, pero también de otras cosas. Varios experimentos están dedicados a la observación a gran escala de estos rayos cósmicos, con el fin de comprender su composición, origen, y posiblemente su relación con la materia oscura.

Imagen de una cuba del experimento Auger en la pampa argentina.© Observatorio Auger

Otros capítulos ya publicados de la serie

- Los secretos de la materia oscura. Parte 1

- Los secretos de la materia oscura. Parte 2, los cúmulos de galaxias.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 3, la Cosmología.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 4, las Galaxias.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 5, las propiedades de la materia oscura.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 6, los avatares de la materia oscura; Los candidatos.

- Los secretos de la materia oscura. Parte 7, la búsqueda de una prueba experimental: Testear los modelos "estándares".

- Los secretos de la materia oscura. Parte 9 y última. Conclusiones.



Crédito de las imágenes (para toda la serie): O. López-Cruz (INAOEP) et al., AURA, NOAO, NSF, NASA, ESA, S. Allen (IoA Cambridge), W. N. Colley (U. Virgina & E. Turner (Princeton), J.A. Tyson (UC Davis), HST. Melanie Johnston-Hollitt, VIRGO/Joerg Colberg, Museo del Louvre, Steadelsches Kunstinstitut, Equipo científico WMAP/NASA, Hubble Heritage, David Martinez-Delgado (MPIA) & Gabriel Perez (IAC), R. Ibata (Strasbourg Observatory, ULP) et al., 2MASS, B. Koribalski (ATNF), S. Gordon (UQld), K. Jones (UQld), J. Dickey (UMinn), Ben Moore, R. Rutledge (Caltech) et al, R. Sahai (JPL) et al, (STScI/AURA), NASA/CXC/SAO, H. Richer (UBC) et al, WFPC2, HST, J. Shalf, Y. Zhang (UIUC) et al., GCCC, Super-Kamiokande Collaboration, Stanford University, Pierre Auger Observatory.



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