La historia de la materia oscura

La historia de la materia oscura: "

La existencia de la materia oscura quedó confirmada a partir de 1974, aunque hasta 1980 aún se la llamaba “masa perdida” (“missing mass”) o “masa no visible” (“unseen mass”). Fritz Zwicky usó por primera vez el término “materia oscura” (“dunkle Materie” en alemán) en 1933, pero las estimaciones de la masa del disco galáctico de la Vía Láctea por James Jeans (1922) y Jacobus Kapteyn (1922) ya habían indicado la presencia de “estrellas oscuras” (tres estrellas tan poco luminosas que no se veían por cada una que era visible), algo que Jan Hendrik Oort confirmó en 1932. Nos cuenta la historia de la materia oscura galáctica Virginia Trimble (Departamento de Física y Astronomía, Universidad de California) en “The discovery of dark matter,” DV2010 – Darkness Visible, IoA Cambridge, August 2-6 2010.

Fuente: Astronomy Picture of the Day (2008 September 17 y 2008 August 23).

En el s. XIX se descubrió que las estrellas no estaban fijas en el cielo y se movían. Hasta 1918 se creyó que el universo era la Vía Láctea y tenía al Sistema Solar en su centro. Las estrellas se movían con velocidades radiales alrededor del Sistema Solar. Muchos astrónomos de principios del s. XX trataron de obtener un mapa de las velocidades de las estrellas en el universo, entre ellos Kapteyn, Jeans, Eddington, Karl Schwarzschild, Strömberg, y más tarde Oort, con objeto de determinar la masa total del universo, tanto masa visible (estrellas y nebulosas), como no visible (otros objetos que no brillan como planetas y polvo interestelar). Ernst Opik (1915) demostró que la densidad de materia del universo (nuestro entorno local dentro de la Vía Láctea) estaba dominada por la materia visible (estrellas) y que la materia no visible era despreciable.

Opik en 1922 determinó que la Nebulosa de Andrómeda estaba a 440 kpc (kilopársec) del centro de la Vía Láctea (la mitad de la distancia correcta). El universo conocido creció hasta abarcar un gran vacío alrededor de la Vía Láctea cuyo centro era el centro de nuestra galaxia. Varios astrónomos decidieron hacer un mapa de las estrellas de nuestra galaxia. Kapteyn (1922) y Jeans (1922) utilizaron estos mapas para estimar su masa total y descubrieron que la Vía Láctea tenía una masa cuatro veces mayor de la observada gracias a las estrellas. Según Jeans “debía haber tres estrellas oscuras en el universo por cada estrella (visible).”

Hubble (1924-1929) descubrió que las nebulosas eran galaxias como la nuestra y que el universo estaba formado por galaxias, estaba en expansión y la Vía Láctea no estaba en su centro. Oort (1932) determinó la densidad de la Vía Láctea y observó que el 40% era debido a las estrellas y el resto a algún gas desconocido. Zwicky (1933) estudió las velocidades de las galaxias en el cúmulo galáctico de Coma y encontró que la masa de dichas galaxias era 100 veces menor de lo necesario para explicar sus velocidades. Acuñó el término “materia oscura” para denominar a las galaxias enanas (no visibles) y al gas intergaláctico responsable del 99% de la masa del cúmulo de Coma. Sinclair Smith (1936) encontró un resultado similar en el cúmulo galáctico de Virgo.

Mucha gente cree que Zwicky descubrió la materia oscura gracias a las curvas de rotación de las estrellas alrededor de galaxias, pero no fue así. Las primeras fueron medidas por Horace Babcock (1939) para Andrómeda (M31), Mayall y Aller (1940) para la galaxia del Triángulo (M33) y Oort (1940) para la galaxia de Spindle (NGC 3115). Observaron que conforme nos alejamos del centro galáctico la velocidad radial de las estrellas se mantiene casi constante en lugar de descender, como se esperaría en una distribución de materia en forma de disco. Parecía como si la masa de la galaxia estuviera distribuida en forma esférica. En 1940 el efecto observado era pequeño y no fue asociado con la “materia oscura” de Oort y Zwicky (salvo en el artículo del propio Oort).

Tras la II Guerra Mundial, solo Zwicky y Oort reivindicaban la existencia de la “materia oscura.” Los datos sobre la “masa perdida” en los cúmulos de galaxias se acumularon durante los 1950, aunque su interpretación generó muchas dudas (los errores en las medidas eran muy grandes). El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas en los 1960 fue el espaldarazo definitivo para la teoría de la gran explosión (big bang). Su gran isotropía fue un problema ya que la materia “ordinaria” (bariónica) no podía explicarla. Ya en 1972 se creía que debía existir materia no bariónica en el universo y se propusieron varios posibles candidatos, como los neutrinos, agujeros negros primordiales, singularidades en el espaciotiempo, etc. Muy pocos investigadores se acordaron de la “materia oscura” de Oort y Zwicky.

La “materia oscura” empezó a ser aceptada gracias a las curvas de rotación galáctica que mostraban que la velocidad de las estrellas no decrece conforme nos alejamos del centro galáctico. Entre 1961 y 1974 se midieron estas curvas para muchas galaxias, pero la medida era difícil y los resultados eran contradictorios. Son famosas las medidas de Rubin y Ford (1970) para M31 (Andrómeda) y el artículo de Einasto, Kaasik y Saar (1974). Vera Rubin es considerada la descubridora oficial de las “curvas planas” de rotación galáctica. Todo indicaba que las galaxias tenían un halo de “materia oscura” pero hasta el artículo teórico de Ostriker y Peebles (1973) no se descubrió que este halo de “materia oscura” era necesario para estabilizar las galaxias. Ozernoy (1974) propuso que también era necesario para estabilizar los cúmulos galácticos. El artículo definitivo que encumbró a la materia oscura como parte íntegra de la astrofísica moderna fue el de Einasto, Saar, Kaasik y Chernin en Nature en 1974 (“Missing mass around galaxies: morphological evidence”).

Durante los 1980 la teoría de la inflación cósmica de Guth (1981) y Linde (1982) llevó a los cosmólogos a pensar que el universo era plano (tenía una densidad crítica Ω=1). Faltaba materia bariónica en el universo ya que la nucleosíntesis de los elementos solo permitía una contribución a W menor o igual que 0’15.”. Tampoco había suficiente materia oscura. Se empezó a reivindicar un valor no nulo de la constante cosmológica o algún tipo de “energía oscura” (se le llamaba quintaesencia). Tampoco se sabía si la materia oscura era fría (WIMPs, MACHOs, etc.) o caliente (neutrinos, etc.) o incluso si la había de ambos tipos. Hubo que esperar a las medidas de las anisotropías del fondo cósmico de microondas obtenidas por el satélite COBE (lanzado en 1989) publicadas en 1992 y 1993.

El modelo del universo llamado “Λ CDM” (con materia oscura fría y constante cosmológica no nula) nació en Kofman et al. (1993). Las medidas de COBE no permitieron determinar si el universo era plano (Ω=1). Había que estudiar si la expansión cósmica se estaba desacelerando. Dos grupos emprendieron un estudio de supernovas tipo Ia para comprobarlo, descubriendo que la expansión cósmica se estaba acelerando. Nació la energía oscura y el modelo “Λ CDM” gracias a los datos del fondo cósmico de microondas del satélite WMAP (lanzado en 2001) quedó confirmado como modelo cosmológico de consenso.

Todavía no sabemos lo que es la materia oscura pero sabemos que existe y como influye en la formación de galaxias, cúmulos galácticos y otras grandes estructuras del universo. Hay en curso decenas de experimentos que buscan la materia oscura con tesón tanto de forma directa como indirecta. Nadie duda de que en la próxima década se desvelará el gran secreto descubierto por los pioneros Jeans (1877-1946), Kapteyn (1851-1922), Sinclair Smith (1899-1938), Oort (1900-1992) y Zwicky (1898-1974). Y todos deseamos que Vera Rubin (1928-) aún viva para cerebrarlo.

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