Materia oscura. Vera Rubin

• Astrónomo clave: Vera Rubin (1928–2016)
• Antes:
• 1925 Bertil Lindblad calcula la forma probable de la Vía Láctea.
• 1932 Jan Oort halla que las velocidades de rotación de la Vía Láctea no casan con la masa supuesta.
• 1933 Fritz Zwicky propone que la mayor parte del universo se compone de materia oscura invisible.
• Después:
• 1999 Varias investigaciones revelan que la energía oscura está acelerando la expansión del universo.
• 2016 El experimento LIGO detecta ondas gravitatorias, que ofrecen un método nuevo para trazar un mapa de la distribución de la materia oscura en el universo.

La ley de la gravitación universal de Isaac Newton es adecuada para los cálculos que requiere poner un satélite en órbita, llevar astronautas a la Luna o enviar una nave en una gran expedición a otros planetas. La matemática de Newton funciona bien para la mayoría de las cosas a la escala del Sistema Solar, pero no a escalas del universo mayores, para las que hay que recurrir a la teoría relativista de la gravedad de Einstein . Aun así, la ley de la gravitación de Newton era todo lo que hacía falta para revelar uno de los mayores, y por el momento no resueltos, misterios de la astronomía: la enigmática materia oscura. En 1980, la astrónoma estadounidense Vera Rubin presentó pruebas claras de la existencia de la materia oscura. Gracias a ella, el gran público supo que parece faltar la mayor parte del universo.

En las décadas de 1960 y 1970, la ciencia astronómica estuvo dominada por proyectos a gran escala con instrumentos masivos y a menudo en zonas remotas del mundo, para buscar objetos exóticos como agujeros negros, púlsares o cuásares. Rubin, en cambio, buscaba un ámbito de estudio que le permitiera residir en su ciudad natal, Washington D.C., y criar a sus cuatro hijos. Escogió el estudio de la rotación de las galaxias, y en particular el comportamiento anómalo de las regiones galácticas exteriores.

Vera Rubin

Nacida Vera Cooper en Filadelfia (EE UU), consiguió su primera licenciatura en el Vassar College (estado de Nueva York), y luego solicitó ir a Princeton. Su solicitud fue ignorada, porque las mujeres tuvieron vetado el ingreso en el programa astronómico de posgrado de la universidad hasta el año 1975. Rubin continuó con sus estudios en la Universidad de Cornell, donde tuvo por maestros a figuras clave como Richard Feynman y Hans Bethe. Finalmente se doctoró por la Universidad de Georgetown en Washington D.C., bajo la dirección de George Gamow. Su espléndida tesis, publicada en 1954, concluía que las galaxias debían formar cúmulos, un hecho que no fue plenamente explorado hasta el trabajo de John Huchra a finales de la década de 1970. Después de enseñar en una universidad de Maryland, volvió a Georgetown, y en 1965 se trasladó al Instituto Carnegie de Washington, donde trabajó sobre la rotación galáctica.

• Obra principal:
• 1997 Bright Galaxies, Dark Matters

Espirales giratorias

El problema al que se enfrentó Rubin era que los enormes discos de estrellas de galaxias cercanas no se movían de modo coherente con la ley de la gravedad de Newton: sus regiones externas lo hacían demasiado rápido. El curioso dato no era nuevo, pero por lo general había sido ignorado.

Desde la década de 1920, cuando Bertil Lindblad y otros mostraron que la Vía Láctea –y por extensión muchas otras galaxias– eran discos de estrellas en movimiento alrededor de un punto central, se suponía que las galaxias eran sistemas orbitales como cualesquiera otros. En el Sistema Solar, los objetos cercanos orbitan más deprisa que los lejanos, por lo que Mercurio se mueve mucho más rápido que Neptuno. Esto se debe a que, siguiendo a Newton, la gravedad disminuye en proporción inversa al cuadrado de la distancia. Al cotejar la velocidad de los planetas con su distancia al Sol, los datos forman una «curva de rotación» suavemente descendente, y se esperaba que al hacer lo mismo con la velocidad orbital de estrellas a diferente distancia del centro resultara una curva similar.

En 1932, el astrónomo neerlandés Jan Oort fue el primero en aportar pruebas observadas de que la galaxia es un único sistema orbital compuesto por una espiral móvil de estrellas, en el que el Sol describe una gigantesca órbita de 225 millones de años. Sin embargo, en el curso de sus cálculos, Oort vio que el movimiento de la galaxia indicaba que su masa era el doble de la masa total de las estrellas visibles, y concluyó que tenía que haber alguna fuente oculta de masa. Un año después, el suizo-estadounidense Fritz Zwicky estudió el movimiento relativo de las galaxias en el cúmulo de Coma. Nuevamente halló que su movimiento indicaba que la masa de lo que se veía no era todo lo que había allí y denominó dunkle Materie («materia oscura») al material faltante. Las primeras mediciones de Oort eran imprecisas, mientras que la estimación inicial de Zwicky, muy exagerada, fue que la materia oscura era 400 veces más abundante que la visible. Los hallazgos de ambos fueron despachados como errores de medición. En 1939, el estadounidense Horace Babcock dio de nuevo con anomalías en la rotación de Andrómeda y propuso que había algún mecanismo por el cual la luz de la materia que faltaba la estaba absorbiendo el núcleo galáctico.

Curva de rotación galáctica

Más de 20 años después, Rubin volvió al problema de la rotación galáctica. Al igual que Babcock, decidió centrarse en la rotación de Andrómeda, la galaxia vecina más próxima de la Vía Láctea. Trabajando con su colega Kent Ford en el Instituto Carnegie de Washington midió la velocidad de objetos de la región exterior de la galaxia con la ayuda de un espectrógrafo sensible que les permitió detectar el corrimiento al rojo y al azul de los objetos y calcular su velocidad relativa al acercarse y alejarse de la Tierra.

Tras varios años de trabajo lento y concienzudo, Rubin tenía datos suficientes para plantear una curva de rotación de la galaxia. En lugar del suave descenso de la curva del Sistema Solar, los datos de velocidad de la curva galáctica se mantenían relativamente a nivel con la distancia. Esto indicaba que las regiones externas de Andrómeda se movían a la misma velocidad que las más próximas al centro. Si la masa de la galaxia se limitase a lo que podía verse por el telescopio, las regiones exteriores estarían superando la velocidad de escape y, por tanto, deberían salir lanzadas al espacio. Sin embargo, estaban claramente sujetas por la masa total de la galaxia. Rubin calculó que la masa galáctica total necesaria para retener en órbita las regiones exteriores era unas siete veces mayor que la masa visible. Hoy se cree que la proporción de materia y materia oscura es aproximadamente de 1 a 6.

¿Qué es la materia oscura?

La curva de rotación galáctica defendida por Rubin, muy difundida en 1980, fue la prueba visual de la existencia de la materia oscura. Las pruebas se acumulaban, pero el misterio de qué era persistía. La materia oscura no puede observarse, solo sus efectos son detectables, y los únicos que se pueden detectar se deben a su gravedad. No interactúa con la fuerza electromagnética, es decir, no absorbe calor, luz ni radiación alguna, ni la emite. La materia oscura puede ser totalmente invisible.

Posibles fuentes

La solución más sencilla al problema de la materia oscura es la más literal: que la componen cuerpos ultradensos de materia ordinaria demasiado oscuros para ser observados. Los astrónomos los han llamado MACHO (acrónimo de objeto astrofísico compacto masivo del halo, en inglés). Entre ellos figuran agujeros negros, estrellas de neutrones y enanas blancas y marrones. Ocupan el halo galáctico, una región oscura y difusa que rodea el disco principal brillante de la galaxia, y por eso son difíciles de ver. Está claro que los MACHO están ahí, pero según las estimaciones actuales solo representarían una minúscula proporción de la materia oscura. Una idea alternativa es la de las WIMP (siglas de partículas masivas de interacción débil, en inglés). El concepto se basa en una idea de la física de partículas llamada supersimetría, que propone una nueva explicación de la energía y la materia ordinaria. La energía y la materia forman dos grupos distintos de partículas subatómicas, y la supersimetría propone que estos grupos interactúan gracias a la acción de partículas supersimétricas, o «s-partículas». Las WIMP de materia oscura podrían ser partículas escapadas de sus compañeras en los inicios del universo u objetos que siempre están ahí.

Por último, la materia oscura podría ser el efecto observable de otro universo (o de varios), que existe en una dimensión espacial distinta de la de este. Su materia podría hallarse a solo unos centímetros, pero al estar atrapada la radiación de cada universo en su propio espacio-tiempo, uno no puede nunca observar al otro. No obstante, los efectos gravitatorios de la materia de los universos ocultos se manifiestan en este por la curvatura del espacio-tiempo.

Explicar la materia oscura sigue siendo uno de los grandes retos de la astronomía. En 1999 se descubrió un fenómeno aún más desconcertante si cabe: el 68% del universo no es ni materia visible ni materia oscura, sino algo llamado energía oscura. La materia oscura constituye el 27%, y la materia visible, un modesto 5%.

El texto y las imágenes de esta entrada son un fragmento de: “El libro de la astronomía”

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