A masa perdida do universo

1987/12/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astrofisika

Esta teoría explica a expansión do Universo descuberta por Hubble como consecuencia dunha explosión inicial. A lei de gravidade é o contrapunto da expansión, que traballa reducindo a velocidade de afastamento entre todos os obxectos. A análise destes efectos adversos suxire una pregunta de futuro: A expansión do universo manterase indefinidamente ou a influencia da gravidade paralizará a expansión e provocará outro colapso similar ao momento da súa creación?.

A resposta ten que ver coa cantidade de materi do Universo. O valor mínimo da densidade para que a gravidade deteña a expansión denomínase densidade crítica e exprésase por c. Por suposto, canto maior sexa a velocidade de propagación, maiores serán os valores necesarios paira a densidade crítica. Por tanto, calcúlase a partir das medidas das velocidades de afastamento das galaxias c e o valor admitido na actualidade c = 2. 10 –29 g/cm 3, é dicir, aproximadamente 10 átomos de hidróxeno por metro cúbico.

Se o valor da densidade actual do Universo fose un valor crítico ( c ), deberiamos asumir que o Universo é infinito, sendo a súa xeometría una xeometría euclídea típica, é dicir, una xeometría plana. Neste caso a forza de gravidade paralizaría a propagación, pero non podería provocar o colapso posterior. Se a densidade actual é maior que c, o Universo sería finito, a xeometría esférica —a distancia máis curta entre dous puntos non sería una recta, senón un arco de circunferencia— e seguiría o colapso da expansión.

Se non alcanzariamos o valor crítico 0, viviriamos nun Universo infinito e una xeometría hiperbólica. Estas opcións adóitanse indicar mediante o parámetro 0 = 0 / c. Como é obvio, a primeira opción, a do universo chairo, corresponde ao caso 0 = 1, a do esférico a 0 1-i e a do hiperbólico a 0 1-i. Por tanto, é moi importante obter medicións fiables da densidade e nos últimos anos os imprevistos producíronse a partir das sesións realizadas paira iso.

A sospeita de que hai máis materia da que se pode ver e detectar no universo a través de telescopios e radiotelescopios non é a actual. J. Oort en 1930 e F. Zwicky” propuxo en 1933 a necesidade dunha materia invisible paira explicar algúns movementos do sistema. Con todo, o que ninguén esperaba é que a materia que puidemos detectar a través da súa adiviñación sexa só a centésima parte do universo. Con todo, as teorías actuais van por ese camiño. A existencia dunha gran cantidade de masas sen detectar xera problemas sobre a súa natureza, consolidando a hipótese de que a materia pode estar non variónica. É dicir, ese baleiro que se fixo evidente non sería o dos protones, neutróns (bariones) e electróns totais coñecidos, senón outras fraccións especiais xeradas nos primeiros pasos da evolución do Universo.

As bases experimentais que sustentan estas conclusións obtivéronse a nivel de galaxias e cúmulos de galaxias. Doutra banda, a nivel cosmológico, algúns cálculos baseados nas teorías que hoxe consideramos ben asentadas reforzan as conclusións suxeridas por estas medicións.

En canto ás bases experimentais, a primeira proba proporciónana as medicións do movemento de xiro das galaxias. Segundo eles, a velocidade de xiro das nubes de hidróxeno situadas no exterior dos discos das galaxias (até 30 kiloparsec) non é menor que a das estrelas e nubes do interior, tal e como predí a lei gravitatoria de Newton. Como se pode apreciar na figura, descríbese mediante unha curva que evoluciona a velocidade lenta, forzando a existencia dunha influencia que supostamente se manifesta a través de una masa así existente.

De acordo cos valores obtidos, a masa dunha galaxia común multiplicaría o que detectamos grazas á súa emisión electromagnética, é dicir, non percibimos o 90% da masa de galaxias. Si no Universo só existise a masa que nós puidemos ver, o valor da densidade sería do 1% ou do 2% da necesaria para que se produza o Universo. Aceptando o incremento de masa necesario paira explicar a velocidade de xiro das galaxias, situaríase entre o 10% e o 20% do valor crítico 0.

Ao analizar os cúmulos e supercúmulos os os resultados son similares. A pesar de considerar como masa de galaxias a necesaria paira explicar a velocidade de xiro, a análise dinámica destas estruturas revela que paira explicar a estabilidade dos cúmulos e supercúmulos que se fixo evidente por outras vías necesítase máis masa da que supón a achega das galaxias.

Á vista destes resultados podemos pensar que no proceso de medición hai algún erro sistemático, pero é un argumento teórico moi importante que afirma a fiabilidade dos resultados experimentais.

Nos primeiros alfinetes da evolución do universo xurdiron os elementos máis lixeiros mediante procesos de nucleosíntesis. As cantidades dos elementos que se formaron entón dependían, loxicamente, do número de protones e neutróns que existían no lugar. Tendo en conta isto, a abundancia relativa ao hidróxeno destes elementos actuais permite limitar a abundancia de bariones por hora. Como esta cantidade é constante, pódese calcular a densidade que xera actualmente. Pondo números conséguese que a densidade da materia común sitúese en torno ao 20% de c.

Co devandito nos últimos parágrafos, e a pesar de que a cantidade de masa necesaria paira explicar a dinámica de galaxias e cúmulos é moi grande, pode ser admisible un universo aberto e hiperbólico, cunha materia non visible tamén común, pero esta hipótese non pode manterse dentro do panorama que describen as teorías cosmológicas.

Ano 1980 A. H. Guth, baseándose nas novas teorías das fraccións, engadiu ao big-bang una profunda mellora, explicando o problema da laicidad entre outros éxitos. Hoxe en día o Universo, até os límites que nós coñecemos, é catro, e temos probas do que até agora foi así, pero segundo o modelo big-bang si o valor inicial de W non fose 1, afastouse moito do valor da evolución do Universo, facendo una curvatura evidente. Segundo a teoría do universo inflacionario (que adoita denominarse á teoría de Guth), o Universo elevou 10 veces o seu volume (polo que a referencia á inflación) nunha fase moi temperá e breve da súa evolución (t = 10 –35” en primeiro lugar e 10 –32” de duración).

Esta enorme ampliación fixo desaparecer case por completo a curvatura do Universo, tal e como diminúe cando inflamos a un globo. Por tanto, o valor de fíxose practicamente uno e o cambio que sufriu desde entón non é suficiente paira ser evidente. Temos que recoñecer, por tanto, que 0 = 1, é dicir, 0 = c, que o universo é chairo e que, por tanto, polo menos o 80% da materia presente non está formada por protones e neutróns.

É hora de abordar directamente o tema que xa mencionabamos no título, dando resposta a dúas preguntas principais. Uno sobre a distribución desta materia fría e outro, por suposto, sobre a súa natureza.

En canto ao primeiro, os investigadores consideraron seriamente a opción de que as galaxias non sexan representativas das maiores condensaciones de materia. Segundo os datos que demos máis arriba, a masa de galaxias só dá conta do 20% de c. Por tanto, o 80% suficiente para que se produza o Universo estaría en rexións nas que non hai galaxias.

Sobre a natureza non podemos dicir demasiadas cousas concretas. O problema é bastante descoñecido para que haxa moitos candidatos. Quizá o que se pode afirmar con maior certeza é a inadecuación dos candidatos (neutrinos) antes mencionados. O principal motivo da exclusión é que, tras formar supercúmulos e cúmulos nun universo repleto de neutrinos, a galaxia tardaría moito en condensarse, finalizando o proceso coa metade da idade do Universo. A existencia de estruturas antigas como as cuasas nega a validez da hipótese.

Todos os demais candidatos presentan un erro inicial importante: que a súa existencia sexa meramente teórica. Polo demais, parece que algúns deles podían ser suficientes paira ocupar o lugar da materia fría non percibida. A maioría son necesidades das teorías da física das fraccións e poden clasificarse en dous grandes grupos: os bosones lixeiros, é dicir, as fraccións lixeiras de todo o espín (entre 10 –14 e 10 –10 da súa masa protocolaria) e as fraccións pesadas (da masa intermedia entre 1 e 1000 do protón).

A fracción do primeiro grupo ao que se lle deu máis opcións é o axio. Esta fracción é una necesidade creada por unha simetría existente entre as interaccións principais en niveis altos de enerxía. Estes axiones, ao romper a simetría, crearían una zona de fondo (similar á radiación dos microondas de fondo) paira a súa posterior acumulación en grandes grupos, explicando a materia perdida. Entre os do segundo grupo, os máis prestixiosos son os derivados da teoría da supersimetría. A supersimetría é una nova simetría que relaciona fermiones (fraccións de media espiña, por exemplo, protones neutróns e electróns) e bosones (de espín completo, como fotón e gluón).

Isto unificaría as catro interaccións principais coñecidas (electromagnética, débil, violenta e gravidade) nunha soa e predí una nova paira cada fracción coñecida até agora: fotina, gravitina, do electrón, selectrón, neutrino, sneutrino, etc. Entre todos eles, quizais destacan o gravitino e o fotino. Os gravitinos, contra o caso do neutrino, poden explicar a formación de galaxias, pero non a de supercúmulos. Os fotinos cunha masa intermedia entre os períodos 1 e 50 da masa do protón tamén podían formar parte da masa perdida, pero paira eles tamén existen dificultades non superadas.

Por último, mencionar dous novos candidatos: monopolos magnéticos e cordas de big-bang. Estas non son fraccións, senón erros topológicos producidos nos primeiros pasos da evolución do Universo. Pero ultimamente falouse moito destas criaturas. Por iso, no seguinte número analizaremos máis en profundidade.