28.4: El reto de la materia oscura
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Explicar cómo saben los astrónomos que el sistema solar contiene muy poca materia oscura
- Resumir la evidencia de materia oscura en la mayoría de las galaxias
- Explicar cómo sabemos que los cúmulos de galaxias están dominados por la materia
- Relacionar la presencia de materia oscura con la relación masa/luz promedio de enormes volúmenes de espacio que contienen muchas galaxias
Hasta ahora, este capítulo se ha centrado casi por completo en la materia que irradia energía electromagnética: estrellas, planetas, gas y polvo. Pero, como hemos señalado en varios capítulos anteriores (especialmente La Galaxia de la Vía Láctea), ahora está claro que las galaxias contienen también grandes cantidades de materia oscura. Hay mucha más materia oscura, de hecho, que materia que podemos ver, lo que significa que sería una tontería ignorar el efecto de este material invisible en nuestras teorías sobre la estructura del universo. (Como muchos capitanes de barcos en los mares polares se enteraron demasiado tarde, la parte del iceberg visible sobre la superficie del océano no era necesariamente la única parte a la que necesitaba prestar atención). La materia oscura resulta sumamente importante para determinar la evolución de las galaxias y del universo en su conjunto.
La idea de que gran parte del universo está llena de materia oscura puede parecer un concepto extraño, pero podemos citar un ejemplo histórico de “materia oscura” mucho más cerca de casa. A mediados del siglo XIX, las mediciones mostraron que el planeta Urano no seguía exactamente la órbita predicha a partir de las leyes de Newton si se sumaban las fuerzas gravitacionales de todos los objetos conocidos en el sistema solar. A algunas personas les preocupaba que las leyes de Newton simplemente no funcionaran tan lejos en nuestro sistema solar. Pero la interpretación más directa fue atribuir las desviaciones orbitales de Urano a los efectos gravitacionales de un nuevo planeta que aún no se había visto. Los cálculos mostraron dónde tenía que estar ese planeta, y Neptuno fue descubierto casi en la ubicación predicha.
De la misma manera, los astrónomos ahora determinan rutinariamente la ubicación y cantidad de materia oscura en las galaxias midiendo sus efectos gravitacionales sobre los objetos que podemos ver. Y, al medir la forma en que las galaxias se mueven en cúmulos, los científicos han descubierto que la materia oscura también se distribuye entre las galaxias en los cúmulos. Dado que el entorno que rodea a una galaxia es importante en su desarrollo, la materia oscura también debe desempeñar un papel central en la evolución de las galaxias. En efecto, parece que la materia oscura constituye la mayor parte de la materia en el universo. Pero, ¿qué es la materia oscura? ¿De qué está hecho? A continuación veremos la búsqueda de materia oscura y la búsqueda para determinar su naturaleza.
Materia Oscura en el Barrio Local
¿Hay materia oscura en nuestro propio sistema solar? Los astrónomos han examinado las órbitas de los planetas conocidos y de las naves espaciales mientras viajan a los planetas exteriores y más allá. No se han encontrado desviaciones de las órbitas predichas sobre la base de las masas de objetos ya descubiertos en nuestro sistema solar y la teoría de la gravedad. Por lo tanto, concluimos que no hay evidencia de que haya grandes cantidades de materia oscura cerca.
Los astrónomos también han buscado evidencia de materia oscura en la región de la Vía Láctea que se encuentra a unos pocos cientos de años luz del Sol. En esta vecindad, la mayoría de las estrellas están restringidas a un disco delgado. Es posible calcular cuánta masa debe contener el disco para evitar que las estrellas deambulen muy por encima o por debajo de él. La materia total que debe estar en el disco es inferior al doble de la cantidad de materia luminosa. Esto significa que no más de la mitad de la masa en la región cercana al Sol puede ser materia oscura.
Materia Oscura en Galaxias y Alrededor
A diferencia de nuestro vecindario local cerca del Sol y el sistema solar, hay (como vimos en La Galaxia de la Vía Láctea) amplia evidencia que sugiere fuertemente que alrededor del 90% de la masa en toda la galaxia está en forma de un halo de materia oscura. En otras palabras, al parecer hay alrededor de nueve veces más materia oscura que materia visible. Los astrónomos han encontrado algunas estrellas en las regiones exteriores de la Vía Láctea más allá de su disco brillante, y estas estrellas giran muy rápidamente alrededor de su centro. La masa contenida en todas las estrellas y toda la materia interestelar que podemos detectar en la galaxia no ejerce suficiente fuerza gravitacional para explicar cómo esas estrellas de rápido movimiento permanecen en sus órbitas y no vuelan lejos. Sólo al tener grandes cantidades de materia invisible podría la galaxia estar aferrándose a esas estrellas exteriores de rápido movimiento. El mismo resultado también se encuentra para otras galaxias espirales.
La figura\(\PageIndex{1}\) es un ejemplo del tipo de observaciones que los astrónomos están haciendo, para la galaxia de Andrómeda, miembro de nuestro Grupo Local. La rotación observada de galaxias espirales como Andrómeda suele verse en parcelas, conocidas como curvas de rotación, que muestran velocidad versus distancia desde el centro de la galaxia. Tales parcelas sugieren que la materia oscura se encuentra en un gran halo que rodea las partes luminosas de cada galaxia. El radio de los halos alrededor de la Vía Láctea y Andrómeda puede ser tan grande como 300,000 años luz, mucho más grande que el tamaño visible de estas galaxias.
Materia Oscura en Cúmulos de Galaxias
Las galaxias en cúmulos también se mueven alrededor: orbitan el centro de masa del cúmulo. No es posible que sigamos una galaxia alrededor de toda su órbita porque eso suele tardar alrededor de mil millones de años. Sin embargo, es posible medir las velocidades con las que se mueven las galaxias de un cúmulo, para luego estimar cuál debe ser la masa total en el cúmulo para evitar que las galaxias individuales salgan volando del cúmulo. Las observaciones indican que la masa de las galaxias por sí sola no puede mantener el cúmulo unido; otra gravedad debe volver a estar presente. La cantidad total de materia oscura en los cúmulos supera en más de diez veces la masa luminosa contenida dentro de las propias galaxias, lo que indica que la materia oscura existe entre las galaxias así como dentro de ellas.
Hay otro enfoque que podemos tomar para medir la cantidad de materia oscura en cúmulos de galaxias. Como vimos, el universo se está expandiendo, pero esta expansión no es perfectamente uniforme, gracias a la mano interferente de la gravedad. Supongamos, por ejemplo, que una galaxia yace afuera pero relativamente cerca de un rico cúmulo de galaxias. La fuerza gravitacional del cúmulo tirará de esa galaxia vecina y ralentizará la velocidad a la que se aleja del cúmulo debido a la expansión del universo.
Considera el Grupo Local de Galaxias, tendido en las afueras del Supercúmulo Virgo. La masa concentrada en el centro del Cúmulo Virgo ejerce una fuerza gravitacional sobre el Grupo Local. En consecuencia, el Grupo Local se aleja del centro del Cúmulo Virgo a una velocidad unos cientos de kilómetros por segundo más lenta de lo que predice la ley del Hubble. Al medir tales desviaciones de una expansión suave, los astrónomos pueden estimar la cantidad total de masa contenida en grandes cúmulos.
Existen otros dos métodos muy útiles para medir la cantidad de materia oscura en los cúmulos de galaxias, y ambos han producido resultados en general concordancia con el método de medición de las velocidades de las galaxias: la lente gravitacional y la emisión de rayos X. Echemos un vistazo a ambos.
Como demostró Albert Einstein en su teoría de la relatividad general, la presencia de la masa dobla el tejido circundante del espacio-tiempo. La luz sigue esas curvas, por lo que los objetos muy masivos pueden doblar la luz significativamente. Vio ejemplos de esto en el cuadro de características Conceptos básicos de astronomía Lentes gravitacionales en la sección anterior. Las galaxias visibles no son las únicas lentes gravitacionales posibles. La materia oscura también puede revelar su presencia al producir este efecto. La figura\(\PageIndex{2}\) muestra un cúmulo de galaxias que está actuando como una lente gravitacional; las rayas y arcos que se ven en la imagen son imágenes con lente de galaxias más distantes. La lente gravitacional se entiende suficientemente bien como para que los astrónomos puedan utilizar los muchos óvalos y arcos que se ven en esta imagen para calcular mapas detallados de cuánta materia hay en el cúmulo y cómo se distribuye esa masa. El resultado de estudios de muchos de estos cúmulos de lentes gravitacionales muestra que, al igual que las galaxias individuales, los cúmulos de galaxias contienen más de diez veces más materia oscura que materia luminosa.
El tercer método que utilizan los astrónomos para detectar y medir la materia oscura en cúmulos de galaxias es imaginarlos a la luz de los rayos X. Cuando los primeros telescopios de rayos X sensibles se lanzaron a órbita alrededor de la Tierra en la década de 1970 y se entrenaron en cúmulos masivos de galaxias, rápidamente se descubrió que los cúmulos emiten abundante radiación de rayos X (Figura\(\PageIndex{3}\)). La mayoría de las estrellas no emiten mucha radiación de rayos X, y tampoco la mayor parte del gas o polvo entre las estrellas dentro de las galaxias. ¿Qué podría estar emitiendo los rayos X vistos desde prácticamente todos los cúmulos masivos de galaxias?
Resulta que así como las galaxias tienen gas distribuido entre sus estrellas, los cúmulos de galaxias tienen gas distribuido entre sus galaxias. Las partículas en estos enormes reservorios de gas no solo se quedan quietas; más bien, se mueven constantemente, haciendo zoom bajo la influencia de la inmensa gravedad del cúmulo como mini planetas alrededor de un sol gigante. A medida que se mueven y chocan entre sí, el gas se calienta cada vez más caliente hasta que, a temperaturas tan altas como 100 millones de K, brilla intensamente a longitudes de onda de rayos X. Cuanto más masa tenga el cúmulo, más rápidos serán los movimientos, más caliente será el gas y más brillantes serán los rayos X. Los astrónomos calculan que la masa presente para inducir esos movimientos debe ser aproximadamente diez veces la masa que puedan ver en los cúmulos, incluyendo todas las galaxias y todo el gas. Una vez más, esto es evidencia de que se ve que los cúmulos de galaxias están dominados por la materia oscura.
Relación masa-luz
Describimos el uso de la relación masa-luz para caracterizar la materia en galaxias o cúmulos de galaxias en Propiedades de Galaxias. Para los sistemas que contienen en su mayoría estrellas viejas, la relación masa-luz es típicamente de 10 a 20, donde la masa y la luz se miden en unidades de la masa y luminosidad del Sol. Una relación masa/luz de 100 o más es una señal de que está presente una cantidad sustancial de materia oscura. La tabla\(\PageIndex{1}\) resume los resultados de las mediciones de las relaciones masa-luz para diversas clases de objetos. Se encuentran relaciones masa-luz muy grandes para todos los sistemas de tamaño de galaxia y mayores, lo que indica que la materia oscura está presente en todos estos tipos de objetos. Es por ello que decimos que la materia oscura al parecer constituye la mayor parte de la masa total del universo.
| Tipo de objeto | Relación masa-luz |
|---|---|
| Sun | 1 |
| Materia en las cercanías de Sun | 2 |
| Masa total en la Vía Láctea | 10 |
| Pequeños grupos de galaxias | 50—150 |
| Rich cúmulos de galaxias | 250—300 |
El agrupamiento de galaxias se puede utilizar para derivar la cantidad total de masa en una región determinada del espacio, mientras que la radiación visible es un buen indicador de dónde está la masa luminosa. Los estudios demuestran que la materia oscura y la materia luminosa están muy estrechamente asociadas. Los halos de materia oscura sí se extienden más allá de los límites luminosos de las galaxias que rodean. Sin embargo, donde hay grandes cúmulos de galaxias, también encontrarás grandes cantidades de materia oscura. Los vacíos en la distribución de las galaxias también son vacíos en la distribución de la materia oscura.
¿Qué es la Materia Oscura?
¿Cómo vamos a averiguar en qué consiste la materia oscura? La técnica que podríamos utilizar depende de su composición. Consideremos la posibilidad de que parte de la materia oscura esté compuesta por partículas normales: protones, neutrones y electrones. Supongamos que estas partículas fueron ensambladas en agujeros negros, enanas marrones o enanas blancas. Si los agujeros negros no tuvieran discos de acreción, serían invisibles para nosotros. Las enanas blancas y marrones sí emiten cierta radiación pero tienen tan bajas luminosidades que no se pueden ver a distancias mayores que unos pocos miles de años luz.
Podemos, sin embargo, buscar objetos tan compactos porque pueden actuar como lentes gravitacionales. (Consulte el cuadro de características Conceptos básicos de astronomía Lentes gravitacionales). Supongamos que la materia oscura en el halo de la Vía Láctea estaba formada por agujeros negros, enanas marrones y enanas blancas. Estos objetos han sido caprichosamente denominados MacOS (MASsive Compact Halo Objects). Si un MACHO invisible pasa directamente entre una estrella distante y la Tierra, actúa como una lente gravitacional, enfocando la luz de la estrella distante. Esto hace que la estrella parezca iluminarse en un intervalo de tiempo de unas pocas horas a varios días antes de volver a su brillo normal. Como no podemos predecir cuándo alguna estrella dada podría iluminar de esta manera, tenemos que monitorear un gran número de estrellas para atrapar una en el acto. No hay suficientes astrónomos para seguir monitoreando tantas estrellas, pero los telescopios automatizados y los sistemas informáticos de hoy en día pueden hacerlo por nosotros.
Equipos de investigación que realizan observaciones de millones de estrellas en la galaxia cercana llamada la Gran Nube de Magallanes han reportado varios ejemplos del tipo de iluminamiento esperado si los MACs están presentes en el halo de la Vía Láctea (Figura\(\PageIndex{4}\)). No obstante, no hay suficientes MACs en el halo de la Vía Láctea para dar cuenta de la masa de la materia oscura en el halo.
Este resultado, junto con una variedad de otros experimentos, nos lleva a concluir que los tipos de materia con los que estamos familiarizados pueden constituir solo una pequeña porción de la materia oscura. Otra posibilidad es que la materia oscura esté compuesta por algún nuevo tipo de partícula, una que ahora los investigadores están tratando de detectar en laboratorios aquí en la Tierra (ver El Big Bang).
Los tipos de partículas de materia oscura que los astrónomos y físicos han propuesto generalmente se clasifican en dos categorías principales: materia oscura caliente y fría. Los términos caliente y frío no se refieren a temperaturas verdaderas, sino a las velocidades promedio de las partículas, análogas a cómo podríamos pensar en partículas de aire que se mueven en tu habitación en este momento. En una habitación fría, las partículas de aire se mueven más lentamente en promedio que en una habitación cálida.
En el universo temprano, si las partículas de materia oscura se movían fácilmente rápido y lejos en comparación con los bultos y protuberancias de la materia ordinaria que eventualmente se convirtieron en galaxias y estructuras más grandes, a esas partículas las llamamos materia oscura caliente. En ese caso, los bultos y protuberancias más pequeños serían manchados por los movimientos de las partículas, lo que significa que se harían menos galaxias pequeñas.
Por otro lado, si las partículas de materia oscura se movían lentamente y cubrían solo pequeñas distancias en comparación con los tamaños de los bultos en el universo temprano, llamamos a esa materia oscura fría. Sus lentas velocidades y energía significarían que incluso los pequeños bultos de la materia ordinaria sobrevivirían para convertirse en pequeñas galaxias. Al observar cuándo se formaron las galaxias y cómo evolucionan, podemos usar observaciones para distinguir entre los dos tipos de materia oscura. Hasta el momento, las observaciones parecen más consistentes con modelos basados en materia oscura fría.
Resolver el problema de la materia oscura es uno de los mayores desafíos que enfrentan los astrónomos. Después de todo, difícilmente podemos entender la evolución de las galaxias y la historia a largo plazo del universo sin entender de qué está hecho su componente más masivo. Por ejemplo, necesitamos saber exactamente qué papel jugó la materia oscura en el inicio de las “semillas” de mayor densidad que llevaron a la formación de galaxias. Y dado que muchas galaxias tienen grandes halos hechos de materia oscura, ¿cómo afecta esto a sus interacciones entre sí y a las formas y tipos de galaxias que crean sus colisiones?
Los astrónomos armados con diversas teorías están trabajando arduamente para producir modelos de estructura y evolución de galaxias que tengan en cuenta la materia oscura de la manera justa. A pesar de que no sabemos cuál es la materia oscura, sí tenemos algunas pistas sobre cómo afectó la formación de las primeras galaxias. Como veremos en The Big Bang, mediciones cuidadosas de la radiación de microondas sobrante después del Big Bang han permitido a los astrónomos establecer límites muy estrechos sobre los tamaños reales de esas semillas tempranas que llevaron a la formación de las grandes galaxias que vemos en el universo actual. Los astrónomos también han medido los números relativos y las distancias entre galaxias y cúmulos de diferentes tamaños en el universo hoy en día. Hasta el momento, la mayor parte de la evidencia parece pesar mucho a favor de la materia oscura fría, y la mayoría de los modelos actuales de formación de galaxias y estructuras a gran escala utilizan la materia oscura fría como su ingrediente principal.
Como si la presencia de la materia oscura —una sustancia misteriosa que ejerce gravedad y supera a todas las estrellas y galaxias conocidas en el universo pero que no emite ni absorbe la luz— no fuera suficiente, hay un constituyente aún más desconcertante e igualmente importante del universo que acaba de ser descubierto: nosotros lo han llamado energía oscura en paralelo con la materia oscura. Diremos más al respecto y exploraremos sus efectos sobre la evolución del universo en The Big Bang. Por ahora, podemos completar nuestro inventario de los contenidos del universo señalando que parece que todo el universo contiene alguna energía misteriosa que empuja al espacio-tiempo aparte, llevando a las galaxias y las estructuras más grandes hechas de galaxias junto con él. Las observaciones muestran que la energía oscura se vuelve cada vez más importante en relación con la gravedad a medida que el universo envejece. Como resultado, la expansión del universo se está acelerando, y esta aceleración parece estar ocurriendo principalmente ya que el universo tenía aproximadamente la mitad de su edad actual.
Lo que vemos cuando miramos hacia el universo —la luz de billones de estrellas en cientos de miles de millones de galaxias envueltas en intrincados velos de gas y polvo— es, por lo tanto, en realidad solo una pizca de guinda en la parte superior del pastel: como veremos en El Big Bang, cuando miramos fuera de galaxias y cúmulos de galaxias en el universo como un todo, los astrónomos encuentran que por cada gramo de materia normal luminosa, como protones, neutrones, electrones y átomos en el universo, hay alrededor de 4 gramos de materia normal no luminosa, principalmente hidrógeno intergaláctico y helio. Hay alrededor de 27 gramos de materia oscura, y el equivalente energético (recuerda el famoso de Einstein\(E = mc^2\)) de unos 68 gramos de energía oscura. La materia oscura, y (como veremos) aún más la energía oscura, son demostraciones dramáticas de lo que hemos tratado de enfatizar a lo largo de este libro: la ciencia es siempre un “informe de progreso”, y a menudo nos encontramos con áreas donde tenemos más preguntas que respuestas.
A continuación, reunamos todas estas pistas para trazar la historia de vida de las galaxias y la estructura a gran escala en el universo. Lo que sigue es el consenso actual, pero la investigación en este campo avanza rápidamente, y algunas de estas ideas probablemente se modificarán a medida que se hagan nuevas observaciones.
Resumen
Las estrellas se mueven mucho más rápido en sus órbitas alrededor de los centros de las galaxias, y las galaxias alrededor de los centros de cúmulos de galaxias, de lo que deberían según la gravedad de toda la materia luminosa (estrellas, gas y polvo) que los astrónomos pueden detectar. Esta discrepancia implica que las galaxias y cúmulos de galaxias están dominados por la materia oscura en lugar de la materia luminosa normal. La lente gravitacional y la radiación de rayos X de cúmulos masivos de galaxias confirman la presencia de materia oscura. Las galaxias y cúmulos de galaxias contienen aproximadamente 10 veces más materia oscura que materia luminosa. Si bien parte de la materia oscura puede estar compuesta por materia ordinaria (protones, neutrones y electrones), tal vez en forma de estrellas muy débiles o agujeros negros, la mayor parte probablemente consiste en algún tipo de partícula totalmente nuevo que aún no se ha detectado en la Tierra. Las observaciones de los efectos de lente gravitacional en objetos distantes se han utilizado para buscar en la región exterior de nuestra Galaxia cualquier materia oscura en forma de estrellas compactas, tenues o restos estelares, pero no se han encontrado suficientes objetos de este tipo para dar cuenta de toda la materia oscura.
Glosario
- materia oscura fría
- partículas masivas de movimiento lento, aún no identificadas, que no absorben, emiten o reflejan la luz u otra radiación electromagnética, y que constituyen la mayor parte de la masa de galaxias y cúmulos de galaxias
- energía oscura
- una energía que está provocando que la expansión del universo se acelere; la fuente de esta energía aún no se entiende
- materia oscura caliente
- partículas masivas, aún no identificadas, que no absorben, emiten o reflejan la luz u otra radiación electromagnética, y que constituyen la mayor parte de la masa de galaxias y cúmulos de galaxias; la materia oscura caliente es un material que se mueve más rápido que la materia oscura fría