Explicando la materia oscura II: Materia oscura en el universo

[En el capítulo anterior pusimos sobre la palestra el papel que tiene la materia oscura en rellenar una falta de masa, masa requerida para poder explicar la velocidad de rotación que tiene una galaxia espiral. Si no lo has leído aquí tienes el enlace.]

El problema de la materia oscura

Hay que recordar que prácticamente toda la información que podemos obtener del universo se basa en medir la luz que emiten o absorben los objetos espaciales. Cuando obtenemos una imagen astronómica, lo que tenemos es una medición de la cantidad de luz y el tipo de luz que tiene esa estructura: visible, infrarrojo, rayos X..

Si quisiéramos deducir algún parámetro físico tendríamos que recurrir a modelos teóricos que expliquen lo que allí está ocurriendo. Por ejemplo, para explicar los chorros de emisiones en radio y rayos X en Centauro A (imagen anterior), usamos modelos que nos dicen que el núcleo de esa galaxia es activa, y mediante unos procesos muy energéticos que ocurren en el superagujero negro de su núcleo se expulsan grandes cantidades de energía y materia que dan lugar a esas emisiones de luz, con sus peculiaridades en distintas longitudes de onda. Para este ejemplo, el acuerdo entre nuestro modelo y lo que estamos observando es bueno, es decir, lo que observamos es lo que teóricamente se debería de observar (aunque existen algunos problemillas en este tipo de procesos en los que no entraremos).

Sin embargo, existen otros procesos en los que nuestros modelos fallan en poder explicar lo que ahí está ocurriendo. El problema de la materia oscura consiste en una falta de masa generalizada en cualquier estructura cosmológica. Al producirse esa falta de masa miremos donde miremos, debe de existir un tipo de materia, que no podemos ver mediante nuestros habituales métodos de observación de la luz, pero que crea una interacción gravitatoria observable indirectamente en la demás materia ordinaria que sí es luminosa y por tanto podemos ver, y que se siente alterada por esta influencia gravitatoria de lo que denominamos materia oscura (y también por la interacción de la propia materia ordinaria).

Es como si entrásemos en una habitación totalmente oscura en la que no podemos ver nada, y andando nos golpeamos la cabeza con el armario. Bueno, no hace falta decir que aunque no hubiésemos visto el armario, sin duda sabemos que está ahí, es más, sabemos que está duro y ¡duele!.

El objetivo de esta entrada es el de explicar cuales son los ámbitos en los que es necesario introducir un término adicional de materia oscura a la materia ordinaria que sí podemos observar. Es por tanto una materia oscura en el sentido de que no es observable, no interacciona con la luz, no brilla ni absorbe luz, pero que sin embargo sus efectos gravitatorios si que están presentes.

Galaxias elípticas

Las galaxias elípticas aparecen como un globo difuso, más o menos elíptico, nada que ver con la espectacularidad estética de las galaxias espirales, con esa estructura tan llamativa. Esto es principalmente porque están constituidas casi exclusivamente por estrellas, estrellas viejas, no conteniendo prácticamente nada de gas. Son por tanto galaxias viejas, en las que se ha agotado todo el gas que es la materia prima de la que se pueden producir estrellas nuevas. De acuerdo con los modelos galácticos, en el centro de las galaxias elípticas (en todas las galaxias en general) se encuentra un agujero negro supermasivo.

La forma que tienen de moverse las estrellas en las galaxias elípticas puede asemejarse con un inmenso enjambre de abejas moviéndose de forma más o menos caótica dentro de la estructura ovalada de la galaxia. Mientras que para el caso de las galaxias espirales, a una distancia del centro galáctico, las estrellas deben de moverse a una velocidad dada (como ya explicamos en el capítulo anterior), en el caso de las galaxias elípticas no existe una velocidad determinada que deba tener una estrella a una distancia del centro, sino que todas las estrellas en su conjunto tienen una velocidad media, llamada «velocidad de dispersión». Esta velocidad de dispersión de las estrellas crea una presión, al igual que lo hace un gas, aquí el papel de átomos del aire lo juegarían las estrellas. La presión de velocidades es la que se contrarresta con la «presión» gravitatoria que ejerce la masa de la propia galaxia.

Dado que el globo (galaxia) no se rompe (no escapan las estrellas), la presión estelar, que depende de la velocidad media de las partículas, debe ser igual a la presión gravitatoria. Conviene aclarar que la presión gravitatoria no es una fuerza que proviene de fuera de la galaxia (como en el globo), sino de dentro, de la fuerza gravitatoria de la masa de la galaxia. Al contrario de un globo de plástico, en la que la fuerza que contrarresta a la del gas es la presión atmosférica exterior.

Pues analizando las velocidades medias de las estrellas en las galaxias elípticas, encontramos que las dispersiones son mucho más altas que la que deberían tener correspondiendo a la masa que observamos en la galaxia. Esto es como si tuviéramos el globo, y soplásemos y soplásemos (estaríamos aumentando la presión dentro del globo) y sin embargo el globo no se rompiese. Pues he aquí materia oscura. Masa que nos hace falta para que la estructura de una galaxia elíptica tenga sentido.

Galaxias espirales

Ya en el capítulo anterior mostramos vagamente cual sería el papel de la materia oscura en la dinámica de las galaxias espirales. Sin embargo, como suele ser habitual, las cosas siempre son más complicadas de lo que parecen. La estructura de una galaxia espiral no puede considerarse simplemente un disco homogéneo con una velocidad de rotación asociada, pues además de que son varios los componentes independientes en el disco (estrellas, gas y polvo), existen otras estructuras en una galaxia espiral que han de tenerse en cuenta.

En el esquema anterior podemos ver cuales son las estructuras principales de una galaxia espiral. El núcleo está constituido por un agujero negro supermasivo. La estructura central llamada bulbo, cuya geometría es ovalada, se rige por una cinemática muy parecida a la de una galaxia elíptica, estando dominada por la presión de las estrellas moviéndose a altas velocidades, y al igual que estas, tiene relativamente poco gas y polvo, aunque a diferencia de las galaxias elípticas, el bulbo de las galaxias espirales tiene algo de rotación. Seguidamente se encuentra el disco. En el disco es donde se encuentra la mayor parte de la masa (visible) de una galaxia espiral y es el que contiene casi la totalidad del gas y polvo que tiene la galaxia. Rodeando a toda la estructura galáctica tenemos una esfera llamada halo. El halo también puede considerarse una estructura parecida a una galaxia elíptica, con estrellas muy viejas revoloteando y en el que suelen encontrar cúmulos globulares, sin embargo la densidad de estrellas es muy baja, prácticamente despreciable frente a la gran cantidad de estrellas del disco.

Como podemos ver, el movimiento de cada parte de una galaxia espiral es diferente. Esto puede llegar a complicar los cálculos de masa de la galaxia. Sin embargo, lo que realmente nos importa es poder determinar la masa de cada estructura con la mayor precisión posible, pues la suma de las masas de todas las componentes será la masa de la galaxia. Para esto se miden la contribución de las estrellas, el gas y el bulbo.

En la gráfica anterior se representan las velocidades de rotación que tendrían que tener las estrellas considerando individualmente la masa de: gas, disco y bulbo, es decir, si sólo existiese el disco, la curva de rotación de la galaxia sería la curva que pone disco, y así con las demás. Para poder obtener la velocidad de rotación real de la galaxia (puntos de error), ha de introducirse como parámetro la masa que debería tener el halo «ad hoc». En el halo va incluida la materia oscura, siendo prácticamente toda la masa del halo materia oscura, ya que las estrellas en el halo son muy pocas, despreciables en masa. Vemos que la suma de todas las contribuciones de masa: gas+bulge+disk+halo, que es la línea negra, está «pisando» perfectamente los puntos que representan las velocidades de rotación de la galaxia. Es decir, esa contribución de halo explica perfectamente el modelo de rotación de una galaxia espiral.

El hecho de que a la materia oscura se la esté asignando a la estructura del halo, es porque se piensa que sea lo que sea de lo que esté formada la materia oscura, se encuentra ahí, en esa forma esferoidal. Además ocupa un espacio mucho mayor de lo que ocupa la galaxia, extendiéndose a radios mucho mayores.

Otros tipos de galaxias

No todas las galaxias son espirales o elípticas, pero si que la mayoría tienen propiedades intermedias entra las dos. Por ejemplo las galaxias esferoidales, son básicamente una galaxia elíptica con un tamaño mucho más pequeño. Este tipo de galaxias suele contener grandes cantidades de materia oscura, mayor en proporción que las elípticas, que contrastan con los cúmulos globulares, que son muy parecidos en cuanto a estructura  a las galaxias esferoidales, pero que por el contrario contienen muy poca materia oscura.

Cúmulo globular (izquierda). Galaxia enana esferoidal (derecha). Las galaxias esferoidales tienen un brillo bajísimo, son muy difíciles de observar en el cielo.

Todos los demás tipos de galaxias (irregulares, peculiares…) tienen diferentes métodos de medición de materia oscura, pudiéndose complicar su determinación. Sin embargo hay un gran consenso en la necesidad de incluir un término de materia oscura en todas ellas en mayor o menor grado.

Cúmulos de galaxias

Las galaxias no suelen encontrarse aisladas en el universo, sino que suelen estar asociadas en lo que se denominan cúmulos de galaxias. Estos cúmulos galácticos se encuentran ligados gravitacionalmente, formando agrupaciones de cientos o miles de galaxias.

Curiosamente, la primera evidencia de materia oscura no se encontró en una galaxia individual, sino que se encontró en el cúmulo galáctico de Coma. El cúmulo de Coma es un cúmulo de unas 1000 galaxias, a unos 320 millones de años-luz.

Cúmulo galáctico de Coma

En 1933, Fritz Zwicky midió las velocidades de las galaxias del cúmulo de Coma. Por aquel entonces ya existían técnicas para poder estimar la masa de una galaxia sabiendo su luminosidad. Sabiendo las masas de las galaxias del cúmulo realizó unos cálculos relativamente simples en los cuales derivó la velocidad que debería tener una galaxia para poder escapar del cúmulo, algo muy parecido a cuando se calcula la velocidad de escape de la Tierra, siendo la velocidad necesaria para vencer la fuerza gravitatoria y escapar de esa interacción gravitacional. Encontró que las velocidades típicas de las galaxias en Coma es mucho mayor que la velocidad de escape. Si esto fuera así, las galaxias escaparían del cúmulo, dejando de estar ligadas gravitacionalmente, y por tanto la estructura del cúmulo no debiera de existir.

Zwicky concluyó que el cúmulo de Coma tendría que tener una cantidad de materia adicional a la observable, siendo esta cantidad de masa mucho mayor a la que posee el cúmulo en términos de masa observable. Esta fue la primera evidencia de materia oscura.

Otro método usado para determinar la cantidad de materia de un cúmulo galáctico es mediante observaciones de rayos X. Los cúmulos tienen en el espacio que queda entre las galaxias mucho gas caliente, con temperaturas del orden de 10 a 100 millones de grados, medibles mediante rayos X. Debido a las altas temperaturas, y por tanto la alta velocidad del gas, tiende a disiparse si la fuerza gravitatoria del cúmulo no es suficientemente fuerte como para atraparlo gravitacionalmente. Si no existiese una masa adicional, este gas simplemente se evaporaría en el espacio interestelar, disipándose. Sin embargo, la existencia de este gas extremadamente caliente indica que debe de existir un exceso de masa en el cúmulo para poder retener el gas, pues la materia observada de las galaxias no es suficiente para contenerlo.

Imágenes del gas caliente en el cúmulo de Coma tomada en rayos X

Un tercer método para determinar las masas de los cúmulos galácticos son las lentes gravitatorias.

Lentes Gravitatorias

Las lentes gravitatorias son un fenómeno directamente relacionado con la relatividad general. Sin entrar en más detalles, la presencia de una masa curva el espacio-tiempo, al curvarse, un rayo de luz que pase cerca verá afectada su trayectoria. Esto puede verse esquematizado en el logo del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), en el que un rayo de luz se curva por la masa de una estrella:

Este efecto hace que si tenemos un objeto que se encuentra a grandes distancias, poniendo una masa entre el objeto y nosotros, la luz pueda curvarse de tal forma que la masa perturbadora haga un efecto de lente, curvando las trayectorias de los rayos de luz. Con esto podemos conseguir que un objeto extremadamente lejano, que no sea visible por su lejanía, pueda verse si tenemos la suerte de que existe una gran masa que actúe como una lente gravitatoria, entre ese objeto y nosotros, sería como mirar con una lupa algo que no podemos ver a simple vista.

De hecho, los objetos más lejanos observados en el universo, son visibles gracias al efecto de lente gravitatoria, y es un método muy utilizado en la astrofísica.

En la imagen anterior vemos como un cúmulo de galaxias actúa como lente gravitatoria para una galaxia muy distante. El efecto de la masa es el de curvar el espacio-tiempo, alterando las trayectorias de la luz que emite la galaxia, magnificándose su imagen.

Evidentemente, la cantidad de masa de la lente implica un mayor o menor efecto de lente gravitatoria. Al igual que anteriormente, la masa que observamos en la lente es mucho menor que la que produce el efecto. Esto es una nueva confirmación de la existencia de materia oscura.

Aunque el efecto de lente gravitatoria puede producirse por cualquier masa que curve el espacio-tiempo, la realidad es que solamente los cúmulos galácticos tienen una masa suficiente para que los efectos sean observables y medibles, por tanto este fenómeno solo es apreciable para grandes distancias. Sin embargo pequeñas desviaciones de estrellas por el efecto del Sol si que pueden medirse, de hecho, la confirmación prácticamente definitiva de la relatividad general fue la alteración de una posición de una estrella, observable cuando ocurre un eclipse solar. Para conocer más sobre este asunto te recomiendo leer la entrada: «Cuando Einstein eclipsó a Newton, Los mundos de Brana. 14 Mar 2013«.

Efectos Cosmológicos

La presencia de materia oscura también se manifiesta en las escalas cosmológicas del universo. El fenómeno llamado efecto Sunyaev-Zeldovich consiste en que el fondo cósmico de microondas se ve perturbado por la presencia de electrones libres a una gran temperatura. Estas condiciones se pueden encontrar en los cúmulos galácticos en los que, como ya hemos dicho, encontramos gas a altas temperaturas, y por tanto ionizado. Los electrones interaccionan con la radiación del fondo cósmico, haciendo parecer desde nuestra perspectiva que el fondo tiene una mayor temperatura (ganada en la interacción con el gas caliente de los cúmulos galácticos). Examinando esas características en el fondo cósmico podemos determinar las masas de los cúmulos galácticos, incluso cuando esos cúmulos están tan alejados que no pueden ser observados por encontrarse a distancias tan enormes que no podemos detectar su luz emitida, sino exclusivamente por interacción Sunyaev-Zeldovich. Cada cúmulo galáctico deja su impronta en el fondo cósmico de microondas y por tanto es observable.

Imágenes de Planck y XMM-Newton de un supercúmulo llamado PLCK G214.6-37.0 descubierto por efecto Efecto Sunyaev-Zeldovich

También la forma que tiene de evolucionar la estructura a gran escala del universo viene determinada por la materia oscura. Las computaciones realizadas para poder simular la evolución del universo deben incluir a la materia oscura. De hecho, la inclusión de este término de masa es fundamental para una correcta simulación evolutiva del universo.

Los últimos resultados del satélite Planck sobre el fondo cósmico de microondas ofrecen una cifra de cuales son las fracciones de materia conocida y materia oscura en el universo. La materia oscura constituye el 25,8 % y la materia ordinaria el 4,82 %. Por otro lado, la energía oscura es un 67% del universo. Esto indica que existe unas 5 veces más materia oscura que materia ordinaria visible por nuestros instrumentos, y es muy curioso el que sepamos cuanta materia y energía oscuras hay en el universo con tanta precisión cuando todavía no sabemos que son.

Sin duda, el papel de la materia oscura es muy importante en el universo, aunque aún no sepamos de que está hecha. ¿No crees?.

[Referencias: Extragalactic Astronomy and Cosmology, Peter Scheneider 2006]