En busca de Materia Oscura: los resultados preliminares del detector LUX

Cúmulo de galaxias

Interpretación artística de un cúmulo de galaxias. Crédito: NASA.

La materia oscura es una de las cosas más preocupantes en el Universo. Después de todo: ¿Cómo es posible que algo que es tan crucial para nuestra existencia, no se pueda ver? Bueno, como una cruda analogía: El mismo aire que respiramos entra dentro de esta misma categoría. No podemos ver el aire, pero sabemos que está ahí.

Por supuesto, sabemos que está ahí porque lo podemos medir. Sin embargo, durante siglos, la gente no sabía y no podía definir lo que era el aire. De hecho, ni siquiera descubrimos el oxígeno (el tercer elemento más abundante en el Universo, y que constituye casi el 21% de nuestra atmósfera) hasta el año 1770. De una manera similar (pero con un enfoque muy diferente al que se utiliza para definir el aire), hemos comenzado a obtener verificaciones de la materia oscura a través del método científico.

De acuerdo con nuestro modelo cosmológico, se cree que la materia oscura constituye el 26,8% del Universo observable. En contraste, la materia ordinaria sólo constituye el mero 4,9% del Universo. Por lo tanto, con el fin de entender realmente el Cosmos, es necesario definir y entender la materia oscura. Este hecho es inevitable.

Así que: Vamos a por ello…

Descripción general de la Materia Oscura:

Cúmulo Bala. Es una imagen del choque entre dos cúmulos de galaxias. En rojo se representa la materia ordinaria, y en azul, la materia oscura.

Cúmulo Bala.
Es una imagen del choque entre dos cúmulos de galaxias. En rojo se representa la materia ordinaria, y en azul, la materia oscura.

En primer lugar, la materia oscura no emite ni absorbe la radiación electromagnética (en pocas palabras, la luz). De ahí el nombre de la materia oscura. La mayoría de los científicos creen que las partículas masivas de interacción débil (o WIMPs) constituyen la materia oscura. Serían del tipo de los neutrinos, pero con una excepción importante: en lugar de no tener casi masa (como los neutrinos), serían bastante pesadas.

La primera evidencia que apunta a los WIMPs, es el hecho de que las estrellas de una galaxia parecen estar moviéndose a la misma velocidad (más o menos), independientemente de si se encuentran en un brazo espiral o cerca de la protuberancia central.

Esto es un poco problemático, porque el pensamiento original sostiene que los objetos deben reducir la velocidad a medida que se alejan del centro galáctico (donde reside habitualmente el agujero negro supermasivo). Esto se debe a la ley de la gravedad de Newton que nos dice que los efectos gravitacionales son inversamente proporcionales al cuadrado de la distancia. En otras palabras, debido a las velocidades muy grandes de las estrellas en los brazos espirales exteriores, éstas deberían haber sido arrojadas hacia el medio intergaláctico por su energía cinética.

Esto nos lleva a una sorprendente conclusión: o bien las leyes de Newton son defectuosas (junto con nuestro conocimiento de la gravedad y de la rotación), o tiene que haber alguna nueva forma de materia que esté en todas partes y ejerza gravedad.

Para trabajar bajo la hipótesis de que Newton no se equivocaba, los astrónomos fueron en busca de la materia oscura en los cúmulos de galaxias. Con los telescopios de rayos X (como el Observatorio de Rayos X Chandra), esperaban encontrar gas extra para dar cuenta de esta materia “que falta”. Encontraron algo de gas, pero no lo suficiente como para acabar con el problema.

Con el tiempo, se calculó que tenia que haber de 5 a 6 veces más materia oscura que bariónica (material normal, como las estrellas y el gas).

Estos números corresponden con la teoría de la nucleosíntesis del Big Bang, un modelo que predice con gran precisión las abundancias químicas del Universo. Según este modelo, la densidad de materia bariónica total del Universo Observable estaría entorno al 5%.

Sabemos que estos números son apoyados por los satélites Planck y WMAP, y que la densidad total de materia oscura es mucho más alta que esto. La evidencia de esto se observa a partir de la formación de estructuras a gran escala y el análisis detallado de las anisotropías del CMB.

La siguiente línea de evidencia para apoyar esto, es el efecto de lente gravitacional. La luz se deforma al pasar cerca de un objeto masivo, magnificando los objetos que hay detrás de este objeto masivo y denso. Cuanto mayor sea el ángulo de flexión, más fuerte será la gravedad. Usando este fenómeno, los astrónomos han observado que los cúmulos de galaxias tienen una masa mucho mayor (debido al ángulo agudo con el que se curva la luz) que lo que se había asumido basándose estrictamente en la cantidad de materia luminosa.

Mapa 3D de la distribución de la materia oscura en el Universo. Crédito de la imagen: ESA Planck

Mapa 3D de la distribución de la materia oscura en el Universo.
Crédito de la imagen: ESA Planck

El papel de LUX

Diagrama del detector  LUX (Large Underground Xenon). El detector consiste en un criostato interno lleno de xenón liquido (300 kg, llamado ‘volumen activo’), enfriado a -100oC. Y también consta de unos 122 tubos fotomultiplicadores que detectan la luz generada en el interior del detector. El detector LUX tiene también un criostato exterior que proporciona aislamiento. Un tanque de agua (con un diámetro de 8m, y una altura de 6m) protege al detector de la radiación externa, como los rayos gamma y los rayos cósmicos.  Crédito de la imagen: LUX

Diagrama del detector LUX (Large Underground Xenon). El detector consiste en un criostato interno lleno de xenón liquido (300 kg, llamado ‘volumen activo’), enfriado a -100oC. Y también consta de unos 122 tubos fotomultiplicadores que detectan la luz generada en el interior del detector. El detector LUX tiene también un criostato exterior que proporciona aislamiento. Un tanque de agua (con un diámetro de 8m, y una altura de 6m) protege al detector de la radiación externa, como los rayos gamma y los rayos cósmicos.
Crédito de la imagen: LUX

LUX son las siglas del detector “Large Underground Xenon”, que es aclamado como el detector de materia oscura más preciso y sensible del mundo. Esto es importante porque se especula que la materia oscura interactúa muy poco, y muy rara vez con la materia ordinaria.

¿Cómo de poco interactúa? Bueno, imagínate que eres capaz de disparar una sola partícula de materia oscura contra un bloque de plomo sólido. Con el fin de obtener un 50% de posibilidades de interacción, el bloque sólido de plomo tendría que extenderse a unos 200 años luz. En comparación, la estrella más cercana al Sol es Próxima Centauri, y se encuentra a tan sólo unos 4,2 años luz de distancia. Así que 200 años luz está bastante lejos.

El hecho de que la materia oscura interactúe raramente, le da a cualquier investigador un gran margen de error, debido a las interacciones de partículas no deseadas. Así que uno de los principales objetivos de LUX es asegurar el aislamiento. Para protegerlo de la radiación de fondo y de los rayos cósmicos, el LUX se encuentra a unos 4.850 metros bajo tierra, sumergido en 271.035,485 litros de agua pura desionizada. La sensibilidad de LUX hace de él, el detector más avanzado del mundo.

Después de la primera prueba de 90 días, los científicos concluyeron que LUX estaba trabajando muy bien. La sensibilidad es dos veces mejor que cualquier otro detector de materia oscura, y puede buscar WIMPs de hasta 40 veces la masa del protón. Después de los resultados preliminares, LUX ha dado un resultado nulo, proporcionando una fuerte evidencia de que los otros experimentos anteriores que obtuvieron resultados positivos (detectaron partículas de masa baja) seguramente eran falsos positivos, debido a interferencias.

A medida que el experimento continúa, aumentan las posibilidades de detectar una de estas partículas de materia oscura. En un corto periodo de tiempo, es posible que tengamos nuestra primera evidencia indiscutible de estas escurridizas partículas que componen nuestro universo. Pero no se animen demasiado, ya que se espera que esto tome alrededor de una década, antes de encontrar evidencias significativas.

Fuente: From Quarks to Quasars

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