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De lo grande a lo pequeño: la búsqueda de la materia oscura

Las grandes escalas nos permiten aprender sobre las más pequeñas. Esto lo sabe todo aquel que se haya golpeado un dedo del pie – crudamente enfrentado con la realidad del principio de exclusión de Pauli y la repulsión electrostática de los electrones. La astrofísica, el estudio de las estructuras más grandes en existencia, no es diferente. Un ejemplo muy impactante es el de la materia oscura. Han pasado un par de décadas desde que nos enteramos de su existencia, pero aún permanecemos en la oscuridad con respecto a de qué está hecha. Legiones de teorías invaden nuestros pensamientos: ¡es caliente! ¡es fría! ¡es tibia! ¡es pegajosa! ¡es difusa! ¡está cargada! ¡es atómica! ¡es MACHO! ¡es un WIMP! ¡es una combinación de todo eso!

¿Cómo podemos comprender este verdadero circo de teorías sobre la materia oscura? Ciertas hipótesis sobre la naturaleza subatómica de la partícula de materia oscura pueden llevar a consecuencias observables en escalas astrofísicas. Esto ha permitido identificar un claro conjunto de propiedades de la materia oscura:  es fría (de allí su denomación frecuente: “materia oscura fría,” o CDM por sus siglas en inglés), no colisiona, es estable (no decae espontáneamente) y no tiene carga (a diferencia de los protones y los electrones). Esta descripción de la CDM ha sido tremendamente exitosa para explicar muchas observaciones astrofísicas, salvo una: no logra reproducir la estructura de pequeña escala del Universo, es decir, estructuras del tamaño de cúmulos de galaxias y más pequeñas. Los halos de materia oscura, por ejemplo, tienen núcleos de densidad constante, mientras que la teoría de CDM predice centros con picos.

¿Es posible que nos hayamos olvidado de alguna de las propiedades de la materia oscura que podría resolver los problemas a escalas pequeñas? Una posibilidad es que la materia oscura sea “pegajosa”. Partículas pegajosas de materia oscura podrían colisionar con otras partículas de materia oscura, o podrían “auto-interactuar” (de aquí el nombre formal, materia oscura auto-interactuante, o SIDM por sus siglas en inglés). Las colisiones entre partículas de materia oscura pueden redistribuir el momento angular en el centro de los halos de materia oscura, empujando a las partículas con menor momento angular en el centro hacia afuera, produciendo núcleos. Si se sabe cuán “pegajosa” es la materia oscura (cuantificado formalmente por su sección eficaz, que da la probabilidad de colisión de dos partículas), se puede predecir el tamaño de los núcleos.

Los autores de este trabajo estiman el tamaño de los núcleos de halos observados de materia oscura con masas entre of 109 y 1015 masas solares -desde galaxias enanas hasta cúmulos de galaxias-, y a partir de él obtienen la sección eficaz de auto-interacción. No se trata de una técnica nueva, pero esta es la primera vez que este procedimiento se aplica a un conjunto de halos de materia oscura. Dado que halos de distintas masas tienen diferentes velocidades características (la velocidad de dispersión), esto permite medir cuán pegajosa es la materia oscura para cada velocidad típica. El rango de masas de los halos usados en este artículo permite estudiar velocidades desde 20 km/s (en galaxias enanas) a 2000 km/s (en cúmulos de galaxias).

Los autores encontraron una dependencia débil de la sección eficaz con la velocidad. Para los halos de galaxias enanas, estimaron que la sección eficaz  preferida es de aproximadamente 1.9 cm2/g, mientras que para los halos más grandes, cúmulos de galaxias, encontraron una sección eficaz que es un orden de magnitud menor, de aproximadamente 0.1 cm2/g. Hay cierta dispersión en los resultados,pero podría ser explicada por diferencias en cuán concentrada está la materia en cada halo (lo cual a su vez depende en cómo fue formado).

Pero esto es sólo la punta del iceberg. La dependencia on la velocidad puede ser usada para develar más detalles sobre las partículas de materia oscura. Para demostrarlo, los autores asumen un modelo simple para esta patícula, en el cual las auto-interacciones ocurren gracias a la ayuda de un segundo tipo de partícula, un “mediador”, que en comparación casi no tiene masa. Se ha dado en llamar a este mediador un “fotón oscuro”. Bajo estas hipótesis, predicen que la partícula de materia oscura tendría una masa de aproximadamente 15 GeV, y el mediador, una masa de 17 Mev.

Estos resultados son develadores, per aún queda un largo camino hasta lograr el objetivo de identificar a la partícula de materia oscura. El análisis de los autores no incluye el estudio de efectos bariónicos como la retroalimentación de supernovas, que también puede producir núcleos en los halos de materia oscura (aunque quizás no sería suficiente para explicar su existencia). Se necesitan también mejores cotas sobre la sección eficaz de auto-interacción (que podrían ser obtenidas usando cúmulos en proceso de fusionarse, por ejemplo). La búsqueda de mayor información sobre la partícula de materia oscura continúa!

Composite Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/ M.Markevitch et al.; Lensing Map: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/ D.Clowe et al. Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.;

Imagen de cubierta:  El Cúmulo bala.  Sobre una imagen del HST se superpone el mapa de lente gravitacional en azul y el mapa del gas (su emisión de rayos X medida por Chandra) en rosa. La separación clara entre la masa (que provoca el efecto de lente) y el gas fue una prueba clave de la existencia de la materia oscura. Se lo ha estudiado en detalle para buscar señales de auto-interacción de la materia oscura. Créditos: X-ray: NASA/CXC/CfA/ M.Markevitch et al.; Lentes gravitacionales: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/ D.Clowe et al. Óptico: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al..

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Nota al pie: Stacy Kim ha colaborado con el autor de este trabajo pero la decisión de escribir al respecto se debe al interés científico por los contenidos y no a manera de promoción personal.

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