La teoría MOND de Milgrom tiene la batalla perdida contra la materia oscura según un artículo en Science

Un artículo de revisión (review) en una revista del prestigio de Science no significa nada, pero si golpea, duele. Y un artículo en el número de hoy de Science golpea y fuerte a la teoría MOND (dinámica newtoniana modificada) de Milgrom. Sin saña, eso sí. La teoría MOND sigue vive y coleando, pero cada día colea menos. Empecemos desde el principio. El movimiento y la distribución de las galaxias y cúmulos galácticos en el universo indica que sólo vemos con los telescopios el 5% de la masa que hay en el universo. Hay dos soluciones claras: existe una materia oscura que no vemos o la teoría de la gravedad de Einstein ha de ser modificada. Las teorías que modifican la dinámica newtoniana (como MOND) reproducen, sin materia oscura, los movimientos orbitales de las galaxias espirales y la relación entre la luminosidad y la rotación en galaxias, pero no en cúmulos. Todos los hechos experimentales parecen indicar que el modelo cosmológico estándar,  modelo ΛCDM, que incluye a la materia oscura, aunque todavía no sabemos qué es, explica mejor lo que observamos en el universo que la teoría MOND. Además, para muchos es una explicación mucho más elegante. Nos lo cuentan Pedro G. Ferreira y Glenn D. Starkman en “Einstein’s Theory of Gravity and the Problem of Missing Mass,” Science 326: 812-815, 6 November 2009.

En mi opinión, merece la pena leer dicho artículo, aunque tiene algunas faltas que los autores podrían haber resuelto y que los revisores parecen no haber detectado. Lo más importante, hay que reinvindicar lo español. Investigadores españoles demostraron y publicaron en Nature que no es necesario la materia oscura para explicar las curvas de rotación de las galaxias espirales. Milgrom desarrolló su teoría MOND para explicar dichas curvas. Ni MOND ni materia oscura son necesarias para explicar el grueso de dichas curvas. El campo magnético de estas galaxias las explica perfectamente. Para los que no recuerden este trabajo (publicado en una época en lo que yo estaba subscrito a Nature en papel y me sorprendía al ver el nombre de la Universidad de Granada en dicha revista) les recuerdo la cita: E. Battaner, J. L. Garrido, M. Membrado, E. Florido, “Magnetic fields as an alternative explanation for the rotation curves of spiral galaxies,” Nature 360:652-653, December 1992. Eso sí, esta teoría no explica bien el comportamiento observado en cúmulos galácticos, pero MOND tampoco. Así que la materia oscura no es descartada por las ideas de Battaner pero sí las teorías tipo MOND. Eso sí, habría menos materia oscura en las galaxias de la que habitualmente se supone. Un artículo de revisión sobre el tema es Eduardo Battaner, Estrella Florido, “The rotation curve of spiral galaxies and its cosmological implications,” ArXiv, Submitted on 24 Oct 2000. Además, estos campos magnéticos tienen efectos importantes a escala cosmológica en la estructura filamentaria del universo como podemos leer en el reciente artículo de Eduardo Battaner, Estrella Florido, “Magnetic fields in the early Universe,” Proceedings of the International Astronomical Union 4: 529-538, 2009. De hecho, las fluctuaciones observadas en el fondo cósmico de microondas son muy difíciles de explicar con la teoría MOND (Ferreira y Starkman son más duros, para ellos es imposible hacerlo).

En resumen un baño de agua fría para la teoría MOND en la prestigiosa Science. Habrá que estar al tanto de cómo responden los MONDeros a dicho baño revitalizante.

Un análisis del cúmulo galáctico Abell 1689 apunta a que su materia oscura podrían ser neutrinos

El modelo de la materia oscura “caliente” (partículas ultrarrelativistas de baja masa como los neutrinos) es descartado por la mayoría de los cosmólogos. Nieuwenhuizen de la Universidad de Amsterdam, Holanda, ha aplicado el teorema virial a la materia oscura observada mediante lentes gravitatorias en el cúmulo Abell 1689 y ha mostrado que si su origen son partículas WIMP de tipo fermiónico deben tener una masa de pocos electrón voltio (eV). Materia oscura caliente cuyo candidato ideal son los neutrinos. Su análisis teórico descarta el modelo de materia oscura fría para Abell 1689. Para una constante de Hubble H=100*h km/s Mpc (el valor usual de h es 0,70), la masa de los neutrinos debería ser m_ν =1,445 h^1/2 eV. Como el propio Nieuwenhuizen afirma en las conclusiones de su artículo, su modelo está en flagrante contradicción con el modelo cosmológico estándar, según el cual se interpretan los resultados del satélite WMAP acotando la suma de las masas de los tres tipos de neutrinos m_νe +m_νμ +m_ντ < 0,5 eV. Sin embargo, el autor nos recuerda que en dicha interpretación se asume un modelo de materia oscura fría. Mientras no se descubra un buen candidato a materia oscura fría (una partícula WIMP con una masa de cientos de GeV), el autor cree que no debemos descartar a los neutrinos como responsables de la materia oscura. Sólo la determinación experimental de la masa de los neutrinos permitirá descartarlos definitivamente como candidatos a materia oscura. El experimento KATRIN (KArlsruhe TRItium Neutrino) planificado entre 2012 y 2015 determinará la masa de los neutrinos (siempre que sea superior 0,2 eV) y confirmará o refutará el modelo de materia oscura caliente de Nieuwenhuizen. El artículo técnico es Th. M. Nieuwenhuizen, “Do non-relativistic neutrinos constitute the dark matter?,” EPL (Europhysics Letters) 86: 59001 (2009).

El comentario del propio editor de la revista sobre este artículo, R. A. Treumann, “Highlight Notes on “Do non-relativistic neutrinos constitute the dark matter?”,” EPL 86: 50000 (2009), merece la pena ser traducido aquí. La materia del universo parece estar formada fundamentalmente de materia oscura, que sabemos que existe, pero que no sabemos qué es. Ninguna partícula elemental conocida parece ser un buen candidato a materia oscura. La creencia general es que consiste en partículas masivas y débilmente interactuantes (Weakly Interacting and Massive Particles, WIMP). El artículo de Nieuwenhuizen utiliza el exceso de masa experimentalmente observado en el cúmulo de galaxias Abell 1689 y lo ajusta utilizando un modelo basado en un gas isotérmico de fermiones. El resultado muestra que la masa de dichos fermiones debe ser m=1,45 eV. El autor compara dicha masa con la de las partículas conocidas y concluye que las tres familias de neutrinos son el mejor candidato posible. Estos neutrinos cosmológicos no entran en contradicción con los escenarios de evolución cosmológica aceptados y se acumularán en un condensado en el cúmulo con un corrimiento al rojo de z∼28 contribuyendo activamente a reionizar el gas en el interior del cúmulo. Este artículo y su análisis teórico revitaliza la teoría ya abandonada de que los neutrinos pueden ser un candidato viable a materia oscura (al menos para el supercúmulo Abell 1689).

Púlsares, materia oscura u otra cosa, quien explicará los resultados de PAMELA, ATIC y FERMI

Los datos sin explicación: Un exceso en la fracción de positones medida por PAMELA hasta 100 GeV; la ausencia de exceso en la fracción de antiprotones medida por PAMELA hasta 100 GeV; exceso en el número total de electrones y positones por encima de 100 GeV observado por Fermi, HESS, etc., mientras que los resultados por debajo de 100 GeV son coherentes con lo observado por GALPROP; y la ausencia de detalles en el espectro de los electrones medido por Fermi, etc. Las dos interpretaciones oficiales en compentencia: una fuente astrofísica cercana que posee un mecanismo de aceleración de partículas a alta energía o una partícula de materia oscura que decae o se aniquila mostrando un exceso de electrones y positones. ¿Cuándo sabremos la respuesta? En los próximos años. Nos lo cuentan en Debtosh Chowdhury, Chanda J. Jog, Sudhir K Vempati, “Results from PAMELA, ATIC and FERMI : Pulsars or Dark Matter?,” ArXiv, Submitted on 7 Sep 2009. A mí me gusta más la primera propuesta, púlsares en nuestro entorno cercano (como Geminga). En cualquier caso, el artículo se lee fácil y os dejo que lo disfruteis directamente.

El límite superior más fiable para la masa de los neutrinos electrónicos

Los neutrinos tienen una masa en reposo no nula cuyo valor es extremadamente difícil de medir. Se acaba de publicar el límite  experimental más fiable para la masa del neutrino electrónico, m(n_e) < 2 eV con 95% C.L., que ha sido obtenido en experimentos de desintegración beta del tritio. Otros límites previamente publicados presentaban errores sistemáticos demasiado grandes, como discute el nuevo trabajo, que también nos recuerda que la nueva generación de experimentos que estará disponible en un lustro podrá alcanzar una sensibilidad inferior a 0.2 eV. Nos lo cuentan en un interesante y largo artículo E. W. Otten y C. Weinheimar, “Neutrino mass limit from tritium beta decay,” ArXiv, Submitted on 11 Sep 2009.

Los neutrinos (electrónicos) son unas partículas postuladas por Wolfgang Pauli en 1930 para explicar el espectro continuo de la energía de los electrones en la desintegración radioactiva tipo beta. Son partículas neutras muy ligeras, mucho más ligeras que el electrón, originalmente predichas con masa en reposo nula. Descubiertas experimentalmente en 1956 (en realidad se descubrieron los antineutrinos) por Cowans y Reines [3]. Actualmente se conocen 3 tipos de neutrinos asociados a los 3 tipos de electrones, cada uno en cada una de las 3 generaciones de partículas elementales descubiertas experimentalmente.

El Modelo Estándar de partículas elementales se estableció en los 1970 suponiendo que los neutrinos no tienen masa. Sin embargo, el caso de que tuvieran una masa muy pequeña fue también estudiado como posible candidato para la materia oscura caliente, es decir, formada por partículas que se mueven a velocidades ultrarrelativistas (cercanas a la velocidad de la luz). Hoy en día el modelo de materia oscura caliente ha sido descartado en favor de la materia oscura fría (partículas muy masivas que se mueven a velocidades no relativistas).

Se sabe que los neutrinos tienen masa no nula desde 1998, gracias a las observaciones de neutrinos atmosféricos por la instalación japonesa Super-Kamiokande, que observó menos neutrinos electrónicos de los esperados, debido a que durante su trayectoria se transformaron en neutrinos muónicos (la llamada oscilación de los neutrinos que exige que tengan masa en reposo no nula). Este déficit de neutrinos se conocía desde 1968, pero ha sido en los últimos años cuando ha sido definitivamente confirmado (por muchas instalaciones como Gallex, SAGE, SNO, Borexino, KamLAND, MINOS, etc.). Los neutrinos masivos se incorporan al Modelo Estándar de forma muy similar a los quarks utilizando el formalismo de la matriz de Cabbibo-Kobayashi-Maskawa. Los estados electrodébiles de los quarks con masa son una mezcla de sus estados cromodinámicos sin masa gracias a un mecanismo de ruptura de la simetría mediado por el bosón de Higgs.

El problema de la oscilación de los neutrinos es que sólo es sensible a las diferencias entre sus masas y no a sus valores absolutos. Por lo tanto hasta que no se conozca con precisión la masa de al menos un neutrino, no se podrá utilizar este fenómeno para conocer la masa de los demás. ¿Cómo se puede medir la masa de los neutrinos? Hay tres métodos diferentes: (1) mediante observaciones cosmológicas, (2) mediante la desintegración beta doble sin neutrinos, y (3) mediante observación directa de su cinemática en la desintegración beta. Los dos primeros métodos dependen fuertemente del modelo teórico utilizado luego el mejor método es la medida directa por (3). El experimento más utilizado es la desintegración beta del tritio (isótopo del hidrógeno con 3 nucleones, 2 neutrones y un protón), cuyo mejor resultado es m(n_e) < 2 eV con 95% C.L., valor obtenido en la Universidad de Mainz y en el Instituto de Investigación Nuclear de Moscú, que ha sido aceptado recientemente por el Particle Data Group.

Estos experimentos son la tercera generación de experimentos similares que se iniciaron en los 1970. Los interesados en la historia de estos experimentos y las dificultades que presentan debido al difícil control de los errores sistemáticos disfrutarán del artículo de Otten y Weinheimar, que además, resume la estado actual de la teoría sobre los neutrinos y anticipa los nuevos experimentos que se desarrollarán en los próximos años.

El bosón de Higgs tiene una masa de 120,7 GeV según predice el físico teórico John Ellis

Los aficionados a Punset y Redes conocen bien a John Ellis, experto del CERN en supersimetría (SUSY), que está escribiendo una serie de artículos muy interesantes en los que utiliza los mejores datos experimentales disponibles para predecir teóricamente lo que el LHC descubrirá en los próximos años utilizando diversas teorías. Su último artículo realiza una predicción espectacular: el bosón de Higgs supersimétrico de menor masa tiene unos 120,7 GeV/c², justo un poquito más del mejor límite inferior de su masa 114,4 GeV/c² según el LEP2. De confirmarse esta predicción teórica, el LHC del CERN encontraría esta partícula con relativa facilidad en un par de años. Nos lo cuenta magistralmente Tommaso Dorigo, tras su retorno de vacaciones, en “The Higgs Mass ? 120 GeV, SUSY Says,” A Quantum Diaries Survivor, August 24th 2009. El artículo técnico es O. Buchmueller et al. ”Likelihood Functions for Supersymmetric Observables in Frequentist Analyses of the CMSSM and NUHM1,” ArXiv, July 31st, 2009, y tiene entre sus autores, además de John Ellis, a otro de los grandes expertos en SUSY, Sven Heinemeyer, y a expertos experimentales como Albert De Roeck y Henning Flächer. Un elenco de autores que garantiza que este artículo no es “moco de pavo.” Más aún, el artículo está muy bien escrito y se lee bastante fácil, con lo que si eres físico (aunque no seas teórico) disfrutarás mucho con su lectura. Para los demás, trataré de no ser muy técnico en esta entrada.

La supersimetría y el Modelo Estándar se pueden “pegar” de muchas formas. La más sencilla es el Modelo Minimal SuperSimétrico (MSSM). Es tan sencilla que tiene un grave problema. Predice que el bosón de Higgs de menor masa (predice 5) debe tener una masa similar a los bosones vectoriales intermedios W y Z de la teoría electrodébil (unos 80 GeV). La Naturaleza es sutíl. Dicho bosón de Higgs no ha sido encontrado. Los límites experimentales indican que el bosón de Higgs, de existir, tiene una masa superior a 114,4 GeV. El “pegado” de dos teorías puede ser “natural” o “forzado.” Si forzamos la máquina matemática de la supersimetría podemos hacer crecer la masa del bosón de Higgs más ligero de la teoría MSSM. ¿Hasta qué límite? Quizás, sin límite. Las retorcidas mentes de los teóricos son así.

Según John Ellis y sus colaboradores, una variante de la supersimetría mínima, llamada CMSSM (C por constrained), predice un valor justo por debajo del límite experimental (un límite extremadamente fiable). La figura que abre esta entrada, izquierda, ilustra el resultado. Casi con completa seguridad esta variante no es el modelo supersimétrico correcto de la Naturaleza.

Pero los físicos teóricos tienen muchas bazas escondidas debajo de su manga. Hay variantes “menos” naturales del modelo MSSM que predicen masas más altas para el bosón de Higgs más ligero. John Ellis y colaboradores consideran el modelo NUHM1 (Non-Universal Higgs Mass). Utilizando dicha variante se obtiene el lado derecho de la figura que abre esta entrada. El valor más probable para la masa del bosón de Higgs más ligero, como indica el título de esta entrada, es de 120,7 GeV. Un valor que abre las expectativas de todos los físicos experimentales, tanto del Tevatrón, que lo están rozando con los dedos, como del futuro LHC del CERN, que podrá detectarlo en sus primeros años de funcionamiento.

El artículo de John Ellis y colaboradores también ofrece estimaciones de la masa de otras partículas supersimétricas, entre ellas, el neutralino más ligero, el mejor candidato para la materia oscura según muchos investigadores. El mejor valor ajustado para su masa es de 120 GeV en ambos modelos teóricos (CMSSM y NUHM1) dado que sus diferencias básicamente afectan al sector del Higgs. Un neutralino con una masa fácilmente alcanzable por el LHC incluso en sus primeros meses de funcionamiento. Una gran alegría para los físicos experimentales. Detectar la supersimetría en los primeros meses de funcionamiento del LHC del CERN, incluso con una energía en el centro de masas relativamente baja, será sin duda uno de los grandes éxitos de la física de partícula elementales del próximo año.

Tanto optimismo teórico nos hace preguntarnos: ¿Estarán sesgados los datos del artículo para darle una alegría a los físicos del CERN? Aparentemente, no, aunque no soy experto, el trabajo parece ser muy riguroso. Eso sí, considerar sólo dos variantes de la supersimetría (entre la “infinidad” que han sido publicadas), supone un sesgo teórico más que evidente.

¿Qué se puede sacar en claro de este estudio y otros similares (como éste de unos días antes)? Por un lado, que los teóricos supersimétricos son optimistas por naturaleza. Por otro lado, que los teóricos pueden “estirar” sus predicciones supersimétricas para alcanzar casi cualquier valor posible para la masa de las superpartículas y del Higgs. Descubra lo que descubra el LHC del CERN, SUSY nos acompañará durante todo el s. XXI. Eso sí, conforme pasa el tiempo “ligar” el modelo estándar con la SUSY es cada día más difícil.

El exceso de positones observado con PAMELA sin relación con la materia oscura

La explicación más sencilla muchas veces es la correcta, pero hay que verla, alguien tiene que ser el primero que la vea. Los físicos del experimento PAMELA querían “ver” algo espectacular y encontraron un exceso en el flujo de positones de alta energía sin causa aparente. ¿Señal de la materia oscura? ¿Premio Nobel al canto? No, se siente, hay explicaciones convencionales mucho más sencillas para este exceso como la ofrecida por Pasquale Blasi, “The origin of the positron excess in cosmic rays,” Physical Review Letters 103: 051104, 31 July 2009 [ArXiv preprint], artículo ya citado 24 veces en ArXiv. El origen del exceso es la propia dinámica de las fuentes galácticas de rayos cósmicos, que los crean como productos secundarios que son acelerados dentro de la propia fuente. Basta ver la parte izquierda de la figura que abre esta entrada para sorprenderse por el excelente acuerdo entre las predicciones de esta teoría y los datos experimenatales de PAMELA. Más aún, también casa muy bien con el espectro observado en FERMI/LAT. Increíble, la explicación más sencilla apunta a ser la correcta.

En este blog ya hablamos de los resultados de PAMELA en varias ocasiones apuntando en la dirección de la posible existencia de materia oscura (a la espera de confirmación por FERMI/LAT). Lo siento, las noticias científicas son así. A veces uno se equivoca flagrantemente apuntando en la dirección equivocada. Así que la Mula Francis ha recibido un buen tirón de orejas (sobre todo por no ver la importancia del artículo de Blasi cuando lo colgó en ArXiv).

Os recuerdo: PAMELA encuentra pruebas de la existencia de materia oscura supersimétrica en la Vía Láctea (o WIMPS para todos) (14 Agosto, 2008), El secreto de la materia oscura, ¿será desvelado antes de que empiece a funcionar el LHC? (22 Noviembre, 2008), Sorpresas en el universo oscuro: Cada día explicar la materia oscura es más complicado (30 Marzo, 2009), Por qué el satélite Fermi no ha detectado materia oscura en nuestra galaxia (4 Mayo, 2009) y Más sobre el telescopio espacial de rayos gamma Fermi y la materia oscura del universo (5 Mayo, 2009).

PS: Encontrada la causa física del fenómeno, la búsqueda del objeto astrofísico responsable del mismo es mucho más fácil (aunque no trivial): ya hay candidato publicado en Physical Review Letters: ”Exceso de positrones vinculado al púlsar Geminga,” Ciencia Kanija, 12 agosto, 2009, siendo el artículo técnico Hasan Yüksel, Matthew D. Kistler, Todor Stanev, “TeV Gamma Rays from Geminga and the Origin of the GeV Positron Excess,” Phys. Rev. Lett. 103: 051101, 2009. Visto en Menéame, como no. Abajo tenéis las figuras más relevantes de dicho artículo.

El gran papel de los astrónomos y astrofotógrafos aficionados en la Astronomía y Astrofísicas modernas

La astronomía observacional requiere gran luminosidad, lo que se puede lograr con una apertura grande (como el Gran Telescopio de Canarias) o con exposiciones muy largas. La competición entre los astrónomos profesionales por el uso de las grandes instalaciones disponibles impide que puedan usar exposiciones largas. Sólo los astrónomos aficionados pueden hacerlo. Los astrónomos profesionales están empezando a darse cuenta de su enorme importancia en la investigación más puntera. Para mí, el mejor ejemplo es la reciente colaboración entre el astrónomo profesional español David Martínez Delgado y el astrofotógrafo aficionado R. Jay Gabany. Con exposiciones enormemente largas en un telescopio de 12 pulgadas (50 cm.) está visualizando estructuras galácticas inimagibles hace sólo algunos años, que David y su equipo está estudiando con detalle y tratando de comprender gracias a simulaciones numéricas. Un gran avance científico gracias a los aficionados.

¿Quién es R. Jay Gabany? Es el responsable de Cosmotography.com, donde presenta astrofotografías obtenidas mediante telescopios comerciales modestos y cámaras CCD que están optimizadas para tomar exposiciones ultralargas de objetos de bajísima luminosidad. Realmente merece la pena seguir el enlace y ver las maravillosas fotos que presenta, no solo de gran belleza sino también de gran interés científico. Utiliza filtros de diferentes colores y combina las imágenes utilizando Adobe Photoshop y otros software para aficionados. Las imágenes son espectaculares. Las imágenes más antiguas las obtuvo en el casco suburbano de San José, California, con un telescopio de 12 pulgadas tipo Dall-Kirkham cassegrain. La imagen que abre esta entrada corresponde a NGC 5907 (izquierda), NGC 4013 (derecha, arriba) y FSQ-106ED (derecha, abajo). Los chorros de estrellas que atraviesan transversalmente el disco galáctico son espectaculares. Ni el telescopio espacial Hubble logra verlos.

Martínez Delgado, David, descubrió estas extraordinarias fotos surfeando por internet (como nos contó en una conferencia en Málaga) y se quedó boquiabierto: estaba bien lo que sus modelos teóricos predecían, algo que nunca antes había sido observado con telescopios profesionales. Contactó con Gabany, cristalizando una colaboración que ha dado lugar a múltiples artículos de investigación que podemos encontrar en ArXiv.

El primero de los que aparecen en ArXiv es David Martínez-Delgado, Michael Pohlen, R. Jay Gabany, Steven R. Majewski, Jorge Peñarrubia y Chris Palma, “Discovery of a Giant Stellar Tidal Stream Around the Disk Galaxy NGC 4013,” Astrophysical Journal 692: 955-963, 2009 (ArXiv preprint, Submitted on 30 Jan 2008). Presenta el descubrimiento de grandes chorros (bucles) estelares que atraviesan el plano galáctico de NGC 4013. La magnitud óptica de estos chorros es 27, con lo que habían pasado desaparcebidos para búsquedas anteriores gracias a telescopios profesionales. El análisis de David mediante simulaciones por ordenador mostraba que estos chorros estelares eran debidos a la pérdida de estrellas por parte de pequeñas galaxias satélites que orbitan la galaxia principal y que sufren fuerzas gravitatorias de marea. Lo sorprendente es que las simulaciones por ordenador se parecen a los resultados observados si se tiene en cuenta la presencia de materia oscura en la galaxia satélite. Inicialmente, los chorros están formados por materia oscura (no visibles) ya que ésta se encarga de proteger el interior de materia ordinaria de la galaxia satélite. Sólo cuando la materia oscura empieza a escasear, la materia ordinaria (estrellas) empieza a aparecer en los chorros, con lo que estos aparecen visibles. La verdad es que es increíble el importante papel de la materia oscura en estos chorros estelares gigantes alrededor de las galaxias.

El segundo artículo en ArXiv es David Martínez-Delgado, Jorge Peñarrubia, R. Jay Gabany, Ignacio Trujillo, Steven R. Majewski, Michael Pohlen, “The ghost of a dwarf galaxy: fossils of the hierarchical formation of the nearby spiral galaxy NGC 5907,” Astrophysical Journal 689: 184-193, 2008 (ArXiv preprint, Submitted on 8 May 2008). Muestra los grandes chorros estalares debidos a galaxias satélites en la galaxia espiral NGC 5907. El análisis mediante simulaciones gravitatorias de N cuerpos conduce a resultados similares a los del artículo anterior. En este artículo se empieza a hablar del concepto de “arqueología galáctica.” Las animaciones a partir de las simulaciones por ordenador son espectaculares y merece la pena verlas. Y la foto original en color también. ¡Chapó para Gabany!

La imagen que abre esta entrada aparece en el tercer artículo en ArXiv es David Martínez-Delgado, R. Jay Gabany, Jorge Peñarrubia, Hans-Walter Rix, Steven R. Majewski, Ignacio Trujillo, M. Pohlen, “A pilot survey of stellar tidal streams in nearby spiral galaxies,” Invited talk in “Hightlights of Spanish Astrophysics V”, Proceedings of the VIII Scientific Meeting of the Spanish Astronomical Society (SEA), Springer (ArXiv preprint, Submitted on 17 Dec 2008). Es un artículo de revisión breve sobre los chorros galácticos de marea.

Finalmente, el último artículo del que nos haremos eco es Ignacio Trujillo, Inma Martinez-Valpuesta, David Martínez-Delgado, Jorge Peñarrubia, R. Jay Gabany, Michael Pohlen, “Unveiling the nature of M94’s (NGC4736) outer region: a panchromatic perspective,” Accepted for publication in Astrophysical Journal, 2009 (ArXiv preprint, Submitted on 28 Jul 2009). El artículo afirma que la tasa de formación estelar en el halo (las afueras) de la galaxia M94 es mucho mayor del que se pensaba. El halo contiene el 23% del total de sus estrellas y contribuye al 10% del total de nuevas estrellas. 

Para mí lo más interesante de estos artículos es el importante papel que las astrofotografías de un astrónomo aficionado (elevado a coautor) que permite verificar los descubrimientos científicos presentados con un “si no lo veo no lo creo.” Entra por la vista que los modelos numéricos son buenos gracias al paciente trabajo de R. Jay Gabany.

El arte y la ciencia unidos cual niño jugando con las olas en la orilla de una playa.

Descubrirá el satélite Fermi la materia oscura galáctica gracias al efecto Sommerfield

El satélite Fermi podría detectar la materia oscura en nuestra galaxia si observa ciertos lugares de nuestra galaxia donde un estudio que aparecerá en Science ha encontrado que el efecto de Sommerfield amplifica el flujo de fotones producido por la autodesintegración de la materia oscura (si es una partícula elemental tipo WIMP, es inestable y debe tener una vida media corta). Si Fermi tras mirar a dichas regiones no encontrara un exceso de fotones con el espectro de energías adecuadas, sería una duro golpe para la teoría que afirma que las WIMP (partículas masivas débilmente interactuantes) son las responsables de la materia oscura. La figura de la izquierda muestra los lugares (puntos negros rodeados de rojo) donde deberá ser apuntado Fermi para descubrir la materia oscura y si lo logra quizás obtener un Premio Nobel para sus diseñadores. El artículo técnico ha sido aceptado para publicación en la prestigiosa Science, en concreto, Michael Kuhlen, Piero Madau, Joseph Silk, “Exploring Dark Matter with Milky Way Substructure,” Science Express, Published Online July 16, 2009, y está disponible gratis (ArXiv, Submitted on 30 Jun 2009, last revised 2 Jul 2009).

Los últimos datos sobre la anomalía de las sondas Pioneer apuntan a la materia oscura y a nueva física más allá del Modelo Estándar

En este blog le tenemos especial cariño a las sondas Pioneer 10 y 11, los objetos humanos que más se han adentrado en los confines más allá del Sistema Solar. Una de las primeras entradas de este blog trataba de una explicación sencilla y efectiva a la anomalía de las sondas Pioneer, una radiación de calor anisotrópica en los componentes de la propia sonda (El sistema solar como un gran laboratorio para la gravedad (o ideas sobre la anomalía de las sondas Pioneer), Enero 28, 2008). Sin embargo, los datos más recientes muestran que dicha explicación sobreestima la anomalía, conduce a una aceleración en la dirección opuesta al Sol de 41 x 10^-10 m/s², cuando los nuevos datos solo indican un valor de solo (8.74 +/- 1.33) x 10^-10 m/s², según publican los mismos autores de la explicación anterior en Slava G. Turyshev, Viktor T. Toth, “The Pioneer Anomaly in the Light of New Data,” ArXiv, Submitted on 2 Jun 2009, gracias al estudio de los nuevos datos disponibles de telemetría de vuelo y radiometría Doppler en las sondas. Estos datos ratifican que la anomalía existir, existe, algo que ya sabíamos (Descubrimientos recientes sobre la anomalía de las sondas Pioneer (Earth flyby anomaly en 5 sondas espaciales), Marzo 5, 2008). ¿Explica la anomalía el hecho de que el sistema solar no sea esférico? No, los nuevos datos no apoyan esta explicación, que a mí también me gustaba, por sencilla y simple (¿Es el sistema solar esférico? (o Voyager y Pioneer en los límites del Sistema Solar), Marzo 7, 2008).

Todo apunta a “nueva física” más allá del Modelo Estándar. Como afirman literalmente los autores del nuevo estudio “As the search for a conventional explanation for the anomaly appeared unsuccessful, this provided a motivation to seek an explanation in “new physics”.” Ahora es el turno de los teóricos, que tendrán que apuntarse al carro de la anomalía de las sondas Pioneer.

El primero en saltar la liebre ha sido John C. Hodge, “Comments on “The Pioneer Anomaly in the Light of New Data”,” ArXiv, Submitted on 2 Jul 2009, quien afirma que su teoría de un nuevo campo escalar (en el Modelo Estándar todavía no hay ninguno) es la única que explica todos los fenómenos reportados por el estudio de Slava G. Turyshev y Viktor T. Toth. Todos y cada uno de los 12 resultados experimentales observados en este estudio casan a la perfección en la teoría de Hodge (en su opinión, yo no lo he comprobado en detalle).

La teoría de Hodge propone un campo escalar para explicar los efectos aparentes de la “materia oscura” del universo en las curvas de rotación de galaxias y en cúmulos de galaxias. La publicó en dos artículos “Scalar potential model of spiral galaxy HI rotation curves and rotation curve asymmetry,” ArXiv, Submitted on 1 Nov 2006, y “Scalar potential model of galaxy central mass and central velocity dispersion,” ArXiv, Submitted on 22 Nov 2006. La posibilidad de que dicha teoría, además de la materia oscura, permita explica la anomalía de las sondas Pioneer la expuso en su artículo ”Scalar potential model of the Pioneer Anomaly,” ArXiv, Submitted on 20 Dec 2006. Por cierto, confiesa que esta posibilidad se la sugirió un revisor anónimo del primero de los artículos anteriores.

La gran ventaja de las teorías de Hodge respecto a otras teorías alternativas es que no afecta a la teoría de la gravedad de Einstein, ni al Principio de Equivalencia, ni a las leyes de la inercia, etc. Además, mata dos pájaros de un tiro. Habrá que estar al loro a ver si se confirma.

La materia oscura del universo podrían ser agujeros negros primordiales (MACHOs)

Las medidas astrofísicas actuales no pueden descartar que la materia oscura, el 24% del universo, esté formada por MACHOs, en concreto, agujeros negros primordiales de una masa superior a 30 M⊙ (masas solares) e inferior a 500 M⊙. ¿Por qué agujeros negros? Porque podrían explicar la entropía total del universo, cuya medida natural es el googol (10¹⁰⁰). Alrededor de 1-10^-15 de la misma provendría de agujeros negros y solo el resto (10^-15) de todo lo demás. Desde el punto de vista de la física estadística la hipótesis de que los MACHOs son agujeros negros es la más natural, según Paul H. Frampton, “Identification of All Dark Matter as Black Holes,” Submitted on 22 May 2009.

Los candidatos a materia oscura que no son partículas elementales se suelen llamar generalmente como MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects). Agujeros negros con una masa entre 30M⊙ < MMACHO < 500M⊙ serían suficientemente compactos (con un tamaño inferior al de la Tierra) como para no ser detectables mediante telescopios. La figura de arriba muestra los límites observacionales (en gris) de este tipo de agujeros negros: la masa que podrían aportar al halo galáctico (la fracción de su masa que podrían explicar) en función de las masa de los agujeros negros. Actualmente hay una amplia banda (en blanco) fuera de los límites observacionales actuales. La figura está extraída del artículo de D.P. Quinn, M.I. Wilkinson, M.J. Irwin, J. Marshall, A. Koch, V. Belokurov, “On the Reported Death of the MACHO Era,” Submitted on 9 Mar 2009, en el que se descartan MACHOs con una masa inferior a 30M⊙ pero se deja abierta la ventana utilizada por Frampton para su propuesta.

PS (13 julio 2009): Nuevo artículo (review cortito) de Paul H. Frampton sobre el tema “Black Holes as Dark Matter,” ArXiv, Submitted on 10 Jul 2009.

La gravedad cuántica como solución para la materia oscura y la energía oscura

El límite clásico de una teoría cuántica de la gravedad permite calcular correcciones a las teorías de Newton y Einstein para la gravedad a escala macroscópica. La corrección más sencilla explica la materia oscura y minimiza los efectos de la energía oscura. Así lo ha demostrado Alexandre Deur utilizando simulaciones de Montecarlo para resolver la interacción gravitón-gravitón utilizando la aproximación de campo débil. Un resultado sorprendente que ha recibido poca atención por parte de los especialistas, quizás por estar publicado en Physics Letters B en lugar de en Physical Review Letters. El artículo técnico es A. Deur, “Implications of graviton–graviton interaction to dark matter,” PLB 676: 21-24, 1 June 2009 (ArXiv version). Por cierto, por si no lo sabes, muchos (yo me incluyo) de los que envían artículos a PRL si reciben un rechazo los envían a PLA o PLB donde normalmente se publican mucho más fácilmente.

Como la constante de acomplamiento de la gravedad es muy pequeña (porque la gravedad es una fuerza muy débil) uno espera que las correcciones de segundo orden serán extremadamente pequeñas. Pero no es así. De hecho, en una teoría cuántica de la gravedad son las responsables de la corrección de la fuerza inversa al cuadrado de Newton introducida por la teoría de Einstein, que explica el corrimiento del perihelio de Mercurio. De hecho, entre dos masas el potencial gravitatorio queda como . Este cálculo requiere que la gravedad sea débil ya que en el caso de que sea fuerte el resultado diverge (es infinito).

¿Cómo afectarán las correcciones cuánticas al comportamiento de galaxias? Deur las llama correcciones “no abelianas” versus a las correcciones “abelianas” que habían sido consideradas previamente, parafraseando a la cromodinámica cuántica versus la electrodinámica cuántica. Estas correcciones hay que calcularlas utilizando métodos numéricos aplicados a la expansión de la acción de Einstein-Hilbert en serie de potencias en función del acoplamiento. Si la distribución de masa es perfectamente esférica, estas correcciones son muy pequeñas. Pero cuando la distribución de masa es anisotrópica (como en una galaxia, básicamente plana) pueden ser importantes. El resultado numérico para evaluar el propagador de Feynman (función de Green) a utilizar en los diagramas de Feynman entre gravitones presenta un término nuevo, de tipo logarítmico.

La figura que abre esta entradaa es uno de los 6 ejemplos de curvas de velocidad radial de estrellas en galaxias en función de su radio y muestra el buen acuerdo entre la nueva teoría y los resultados experimentales. También se observa buen acuerdo en el caso de galaxias enanas (figura 4 del artículo). Muy interesante es el hecho de que la nueva teoría permite explicar la relación experimental de Tully-Fisher (hasta ahora sin explicación teórica en el modelo de materia oscura basado en partículas elementales supersimétricas y difícil de explicar en otras teorías como MOND).

La nueva teoría predice nuevos resultados que podrán ser verificados/refutados experimentalmente: (1) las curvas de velocidad estelar para galaxias esféricas serán más próximas a las curvas newtonianas que para galaxias elípticas; (2) dos galaxias espirales interactuarán más débilmente que dos galaxias esféricas; (3) el potencial gravitatoria se volverá aproximadamente lineal en clústeres de galaxias ralos; y (4) los modelos de formación galáctica, que actualmente utilizan y requieren materia oscura, conducirán a resultados ligeramente diferentes con la nueva teoría.

¿Cómo afecta el nuevo resultado a la energía oscura? Como el universo está en expansión, la diferencia entre la fuerza gravitatoria “no abeliana” y la usual (“abeliana”) se puede interpretar como un efecto gravitatorio repulsivo, que sería responsable de gran parte de la aceleración del universo actualmente observada en los experimentos con supernovas tipo Ia. La nueva teoría no parece explicar toda la energía oscura pero si reduce enormemente su valor para explicar la aceleración actual de la expansión del universo.

Cuando un artículo ofrece una explicación sencilla (la interacción gravitón-gravitón) para explicar hechos experimentales como la materia oscura y la energía oscura uno ha de quitarse el sombrero. Un gran trabajo de Deur, sin lugar a dudas. Al final, si se confirma esta nueva explicación, una de las grandes utilidades del LHC del CERN, encontrar las partículas de materia oscura se puede quedar en agua de borrajas.

PS (26 junio 2009): Es curioso que nadie haya hecho el comentario que yo esperaba. Pero ¿hay una teoría cuántica de la gravedad? La respuesta es sencilla. Sí la hay. Aplicar la mecánica cuántica a la gravedad es fácil y ya lo hizo hace muchos años Bryce S. DeWitt. El problema es que la teoría resultante no es aplicable a la escala de Planck (donde todo el mundo espera que sea aplicable) porque allí aparecen ciertos “grandes” problemas técnicos. Pero para escalas muy inferiores a la de Planck, la teoría cuántica de la gravedad es perfectamente consistente. Los interesados en más detalles pueden consultar, por ejemplo, A. Strominger, “Is there a Quantum Theory of Gravity?,” in “Quantum Theory of Gravity: Essays in honor of the 60th birthday of Bryce S. DeWitt,” edited by Bryce S. DeWitt, Published by Adam Hilger Ltd., Bristol, England, 1984., p.210 (los interesados podrán localizar una copia pirata de dicho libro fácilmente).

La materia oscura galáctica puede ser debida a que las galaxias no son neutras

¡Qué chorrada! Todo el mundo sabe que las galaxias son eléctricamente neutras. Hagamos los cálculos. Si el superagujero negro en el centro de nuestra Vía Láctea emitiera un flujo radial de protones, el campo eléctrico resultante generaría energía, es decir, masa, que introduciría un término gravitatorio adicional a la fuerza newtoniana. ¿Qué predice dicho término? Lo mismo que la materia oscura. La masa “perdida” de la galaxia es del mismo orden de magnitud que la gravedad introducida por la energía total del campo eléctrico generado por el flujo de protones. ¿Una broma? No, solo un propuesta de Kenneth Dalton, “The Missing Mass of the Milky Way Galaxy,” ArXiv preprint, 22 May 2009 .

Un flujo de protones que genera un campo eléctrico cuya energía “pesa” como 10^10 masas solares. La galaxia es muy grande. El flujo de protones cerca del núcleo galáctico tiene que ser del orden de 2 × 10^−13 cm^−3 y algo menor a la distancia a la que se encuentra el Sol del orden de 10^(-16) cm^−3. ¿Mucho o poco? Un millón de veces menor que el flujo de rayos cósmico estimado que incide en la atmósfera terrestre (cuyo origen fundamental es el Sol), de unos 10^(-10) cm^-3. El número de protones que abandanorían el halo de nuestra galaxia sería de 0.5 ×10^(41) protones seg^(-1). Un flujo tan grande se “comería” toda la materia de la galaxia. Sí, salvo que la energía de los protones emitidos en el centro galáctica fuera menor que 10^18 eV.

Números razonables. ¿Dónde está la trampa? ¿Cómo es que nadie se había dado cuenta antes? 

Abstract: A model is proposed in which cosmic ray protons flow radially through the galaxy. The resulting electric field energy creates a gravitational force, in addition to the conventional Newtonian force. The model yields a rotation curve that agrees well with observation. In particular, it predicts the flat velocity profile found in the outer fringe of the galaxy. The total electric field energy is calculated. It is the missing mass of the galaxy.

Más sobre el telescopio espacial de rayos gamma Fermi y la materia oscura del universo

Espectro observado por el telescopio espacial Fermi (LAT - círculos rojos con barras de error), con errors sistemáticos esitmados en gris, otros resultados experimentales y un modelo teórico difuso (línea a trazos). (C) PRL

Ayer hablábamos de datos provisionales del telescopio espacial de rayos gamma Fermi (Gamma-Ray Space Telescope) y ayer mismo se publicó en Physical Review Letters el artículo con los datos experimentales obtenidos en sus 5 primeros meses de operación. La composición más precisa de los rayos cósmicos obtenido hasta la fecha en el rango de energías de 20 GeV a 1 TeV. Nos lo contextualizan Bruce Winstein, Kathryn M. Zurek, “Cosmic light matter probes heavy dark matter,” Physics 2: 37, May 4, 2009 , siendo el artículo técnico A. A. Abdo et al. (Fermi LAT Collaboration), “Measurement of the Cosmic Ray e++e- Spectrum from 20 GeV to 1 TeV with the Fermi Large Area Telescope,” Phys. Rev. Lett. 102: Art. No. 181101, Published on May 04, 2009 .

Fermi (también conocido como GLAST) mide fotones de alta energía producidos por la desintegración de pares positón-electrón en láminas de tungsteno estimando su energía mediante un calorímetro.

La evidencia experimental sobre la materia oscura apunta a partículas con una masa entre 100 y 1000 veces la masa del protón (1 GeV). La materia oscura puede será estudiada directamente en el LHC del CERN, en laboratorios subterráneos específicos y mediante sus productos de desintegración en los rayos cósmicos. Esta última vía es la seguida por ATIC (globos sonda), PAMELA (satélites) y ahora Fermi. PAMELA observó el año pasado un exceso en el número de electrones y positones en los rayos cósmicos con energías en el rango 10–100 GeV.  ATIC (globos sonda en la Antártida) observó el flujo total de electrones y positones (no pueden diferenciar entre ellos) en el rango de 50–700 GeV. La interacción de los rayos cósmicos con el medio interestelar daría lugar a una distribución de energía de positones y electrones “plana.” Sin embargo, PAMELA observó un cociente entre positones y electrones mayor del esperado y ATIC observó picos en el flujo total de positones y electrones cuando se esperaría un flujo “plano.”

Fermi, como ATIC y al contrario que PAMELA, no puede diferenciar entre electrones y positones y tiene que conformarse con el flujo total. El artículo de Abdo et al. presenta resultados para el rango de energías de 20 GeV a 1TeV, con bandas de error entre el 0.5% y el 5%. Los resultados de Fermi son contradictorios con los de ATIC para energías mayores de 500 GeV. Por el contrario, los resultados de Fermi parecen consistentes con los de PAMELA.

Los resultados de PAMELA y ATIC se interpretaron juntos como evidencia de materia oscura. Los resultados de PAMELA y Fermi se pueden interpretar juntos tanto como evidencia de materia oscura pero también podrían ser el resultado de fenómenos violentos (ondas de choque de explosiones de supernovas, púlsares, etc.)

Sólo datos adicionales tanto de PAMELA como Fermi podrán determinar el origen de los datos observados. A final de año habrá datos de Fermi para un rango de energías hasta un 2 TeV. ¿Qué ofrecerán otros detectores de materia oscura? La física de la materia oscura promete ser apasionante en los próximos años.

Para los interesados en más detalles sobre los resultados de PAMELA y ATIC sobre materia oscura recomiendo (en inglés) “Dark Matter: a Critical Assessment of Recent Cosmic-Ray Signals,” by Tommaso Dorigo,  April 17th 2009 . Merece la pena leerlo. Es muy bueno, como siempre, Tommaso no nos decepciona.

En este blog os remito a Por qué el satélite Fermi no ha detectado materia oscura en nuestra galaxia (Publicado por emulenews en Mayo 4, 2009).

Por qué el satélite Fermi no ha detectado materia oscura en nuestra galaxia

La figura de arriba muestra los resultados del Fermi LAT (Large Area Telescope) en azul, también llamado GLAST (Gamma-Ray Large Area Space Telescope), de EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) en rojo, y de los modelos teóricos en línea continua.

El año pasado fue el año de la materia oscura. Globos sonda para medir el flujo de rayos cósmicos (como ATIC) y satélites espaciales (como PAMELA) detectaron un exceso de ciertas partículas de alta energía. La evidencia pilló por sorpresa a muchos (era difícil de explicar). Los resultados provisionales (enero 2009) de Fermi, el telescopio orbital de rayos gamma de la NASA, también llamado LAT (Large Area Telescope), deberían confirmar dicho resultado. Pero no es así (ver figura). Los datos desde agosto/2008 hasta enero/2009 (más de 4 millones de electrones y positones estudiados) no observan ningún tipo de exceso en el rango de energías observado por ATIC (que sólo observó algunos miles) y corroboran los de PAMELA sólo de forma indirecta. ¿Cómo es posible? Todavía es pronto para saberlo, los resultados del Fermi son aún provisionales, pero los físicos de ATIC ya “tienen la mosca en la oreja.” El artículo técnico donde se ha publicado el análisis de la evidencia de materia oscura a partir de los datos (provisionales) del telescopio orbital de rayos gamma Fermi es Marco Regis, Piero Ullio, “Testing the Dark Matter Interpretation of the PAMELA Excess through Measurements of the Galactic Diffuse Emission,” ArXiv, Submitted on 29 Apr 2009 .

¿Cómo interpretar estos resultados? Por ahora es difícil. Para algunos es un duro golpe a las observaciones de ATIC y PAMELA (¡cómo no! Adrian Cho, “Lights Out for Dark Matter Claim?,” ScienceNOW Daily News, 2 May 2009 ). Para otros, aunque hay dudas sobre los datos de ATIC, parece que está claro que se ”confirman” los datos de PAMELA (por ejemplo, el políticamente correcto Ron Cowen, “Another clue in the case for dark matter. The Fermi Gamma-ray Telescope hasn’t ruled out earlier findings,” May 2nd, 2009 ). Por cierto, este último artículo ha sido traducido por Kanijo [si te gusta menéalo]. Los investigadores de ATIC creen que la conclusión obtenida con datos provisionales de Fermi es más provisional aún. Proclaman a cuatro voces que la resolución energética de Fermi es todavía pobre para llegar a dicha conclusión (así lo afirma John Wefel, IP del equipo del ATIC y astrofísico en la Louisiana State University, en Baton Rouge, EEUU).

Hay una explicación muy sencilla de los datos observados: los rayos cósmicos en el rango energético considerado por estas observaciones sufren algún tipo de evolución dinámica estacional (cambian con el tiempo). Dependiendo de la época del año el cociente entre positones y electrones a ciertas energías, el número de protones a otras, el número de electrones a otras, cambian. Por ello experimentos diferentes que miden estos rayos cósmicos en épocas diferentes del año y/o promedian dichos datos en meses sucesivos diferentes obtienen resultados “contradictorios.” Si es así, los datos de Fermi tras el primer año (que tendremos publicados en septiembre de 2009) lo permitirán confirmar o refutar. Quizás la posible evidencia de materia oscura se esfume en el oscuro firmamento. Quizás es nuestra ignorancia de los fenómenos violentos en nuestra galaxia la que nos hace ver materia oscura donde en realidad no la hay. ¿Qué puede producir dicha variación estacional? Que yo sepa [no soy experto] todavía no se tiene ni idea. 

En resumen, la materia oscura sigue tan “oscura” como siempre (ya lo decíamos en este blog). Habrá que esperar a la publicación oficial de los datos de Fermi y a su análisis detallado por parte de los especialistas. Isaac Newton estaba peleado con muchos otros pero tenía claro que sólo los experimentos son los que tienen la razón, aunque han de ser interpretados correctamente.

Más sobre materia oscura en este blog.

PAMELA encuentra pruebas de la existencia de materia oscura supersimétrica en la Vía Láctea (o WIMPS para todos) (Agosto 14, 2008)

Estimación de la materia oscura en el interior del sistema Tierra-Luna (Octubre 12, 2008)

El secreto de la materia oscura, ¿será desvelado antes de que empiece a funcionar el LHC? (Noviembre 22, 2008)

Más sobre la materia oscura y los electrones en los rayos cósmicos (Noviembre 25, 2008)

Sorpresas en el universo oscuro: Cada día explicar la materia oscura es más complicado (Marzo 30, 2009)

Sorpresas en el universo oscuro: Cada día explicar la materia oscura es más complicado

Mientras otros disfrutaban de la noche del día de Navidad del año de 2007 descansando de la “bacanal” de la Nochebuena, un equipo de científicos e ingenieros trabajaba duramente en McMurdo en la Antártida. Muchos grados bajo cero y un viento gélido que parece que no quiere amainar. Un deseo que nadie quiere pronunciar en voz alta. Poder disfrutar del fin de año con la misión ya cumplida. Quizás sea posible, quizás no. Hay que esperar a que el viento amaine. La misión ATIC es lo más importante ahora, el resultado de muchos esfuerzos pasados. 

A las 3:30 de la madrugara del 26 de diciembre 2007 el viento amaina lo suficiente y el gran globo aerostático empieza su ascensión hacia la estratosfera de los cielos antárticos. Observar como mil millones de litros de Helio suben hacia la estratosfera es una visión maravillosa para quien lleva trabajando en ello durante años. El globo sonda circulará los cielos del Polo Sur sólo durante 19 días. Pocos son, quizás, pero han permitido que todo el equipo brinde con ilusión por la llegada del nuevo año. El trabajo duro empieza ahora, cuando todos los datos de rayos cósmicos de la misión ATIC han sido recopilados y requieren interpretación.

Casi un año más tarde, el 20 de noviembre de 2008, la mayor recompensa para todo el equipo es ver publicado el resultado de su trabajo en la prestigiosa revista internacional Nature (“An excess of cosmic ray electrons at energies of 300-800 GeV“). Más importante aún es haber sido parte de uno de los grandes descubrimientos del año 2008. Hay más electrones de alta energía de los esperados. ¿De dóndo vienen? Lo más fácil es pensar que son una señal de la materia oscura en el universo que es el 85% de toda la materia (según los datos del WMAP). ¿La primera señal de la materia oscura? No, no les darán el Premio Nobel por ello. El experimento satelital PAMELA unos meses antes también observó dicho exceso de electrones (aunque también acompañado de un exceso de positones). El Espectrómetro Magnético Alfa (AMS) en el transbordador Discovery de la NASA también descubrió en 1998 un exceso de positones. El Telescopio de Antimateria de Alta Energía (HEAT) que se elevó en globos sonda en 1994, 1995 y 2000, también lo observó. Muchos experimentos que están ofreciendo señales cuyo posible origen es la materia oscura. Muchos datos a la falta de una explicación convincente.

El problema con toda esta abundancia de datos que apuntan hacia la materia oscura es que son mucho más complicados de explicar de lo esperado. Los candidatos que más gustaban a los físicos teóricos no pueden explicar todas las evidencias que nos ofrecen los experimentos. O la materia oscura es (una partícula elemental) mucho más exótica de lo razonable o hay “muchas (partículas elementales como) materias oscuras.” Los físicos teóricos preferían que la materia oscura fuera el neutralino, la partícula supersimétrica neutra menos pesada, como el mejor candidato. Pero el neutralino no puede explicar el exceso de electrones de alta energía observado en ATIC, más bien produciría un exceso de electrones de baja energía, que no ha sido observado. Más aún, también se observaría un exceso de antiprotones, que PAMELA no ha observado.

El equipo del ATIC prefiere como candidato una partícula de Kaluza-Klein, partículas que se mueven en más de 3+1 dimensiones, parcialmente en dimensiones superiores compactificadas. Por ejemplo, cuando un electrón que se propagara como una partícula de Kaluza-Klein también se propagaría en las dimensiones superiores compactificadas. Estos electrones de Kaluza-Klein explican mejor que los neutralinos los resultados de ATIC y PAMELA. Más aún, el satélite de rayos gamma INTEGRAL que la ESA lanzó en 2002 detectó una anomalía curiosa, una fuerte emisión de fotones con  511 kiloelectronvolts (la masa del electrón) en toda la Vía Láctea. Por supuesto, se han conjeturado otras respuestas más “estándares” para esta anomalía.

¿Cómo se puede resolver todo este desaguisado? Sólo el experimento puede resolverlo. Los datos del satélite Fermi, lanzado por la NASA el año pasado, confirmará y medirá con gran precisión el exceso de electrones de alta energía. Quizás nuestra gran baza es el tan “cacareado” LHC del CERN donde se podría descubrir a las partículas candidatas a materia oscura “una a una.” ¿Será un neutralino “raro”? ¿Será una partícula de Kaluza-Klein? ¿Será otra cosa? Por ahora todo son conjeturas.

Los experimentos más relevantes en relación a la materia oscura: ATIC (Advanced Thin Ionization Calorimeter), PAMELA (Payload for Antimatter/Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics), AMS (Alpha Magnetic Spectrometer), HEAT (High Energy Antimatter Telescope);  INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory), DAMA (Dark Matter) y CDMS (Cryogenic Dark Matter Search).

(PS 9 abr 2009): Kanijo ha traducido la noticia original en “Un extraño universo puede estar merodeando en las sombras” 7 abril 2009 (visto en Menéame).

Posible explicación de los multimuones observados en el Fermilab

El 29 de octubre de 2008 nos despertamos todos los aficionados a ArXiv con la obligación de leer un artículo de 68 páginas, que se dice pronto. Yo fui de los “remolones” (y “antiecologistas”). Lo imprimí en papel esa misma mañana y tardé varios días en sacar tiempo para leerlo. El artículo de la CDF Collaboration del Fermilab se titulaba “Study of multi-muon events produced in p-pbar collisions at sqrt(s)=1.96 TeV .” Quería escribir una entrada sobre el mismo, pero estaba liado (“mi yo teórico”) con Garrett Lisi y acabé borrando el borrador (cuando acumulo más de 20 borradores sin tocar acabo borrándolos todos y empezando desde cero). Muchos otros se me adelantaron (nueva física más allá del Modelo Estándar interesa a todo el mundo, incluso aún sin confirmar). Kanijo nos lo tradujo en “¿Se ha encontrado una nueva física en el viejo Tevatron?,” 4 noviembre 2008, aunque Daniel Marín se le adelantó con “¿Qué demonios ocurre con los muones?,” 3 noviembre de 2008, siendo noticia de portada en Menéame, por cierto, con el “comercial” pero pésimo título “El Tevatrón encuentra una nueva partícula en contra del Modelo Estándar.” Y ya se sabe que si otros alcanzan portada en Menéame con una noticia, a uno se le quitan las ganas de volver a la carga con ella, por mor a no parecer un “loro.” Pero estos temas acaban resurgiendo en la carpeta de borradores, cual “ojos del Guadiana.”

Al grano, mientras los físicos experimentales del detector D0, también en el Fermilab, están tratando de encontrar más pruebas de lo observado en el detector CDF, muchos grupos de teóricos están trabajando duramente tratando de explicar dicha “anomalía.” Entre las explicaciones publicadas, la que más me gusta,  a mí que ni soy experto ni soy la persona más indicada para presumir de “gustos” teóricos, es la de P. Giromini, F. Happacher, M. J. Kim, M. Kruse, K. Pitts, F. Ptohos, S. Torre, “Phenomenological interpretation of the multi-muon events reported by the CDF collaboration,” ArXiv preprint, 31 oct 2008 . Esta explicación de físicos del Fermilab se publicó 2 días tras la publicación del resultado experimental por lo que es obvio que conocían la “anomalía” antes que el resto del mundo, lo que parece que no ha gustado a algunos “envidiosos.” 

La explicación de Giromini et al. parece que funciona mejor que lo inicialmente parecía como nos aclaran Riccardo Barbieria, Lawrence J. Hallb, Vyacheslav S. Rychkova, Alessandro Strumiac, “Multi-muon events at the Tevatron: a hidden sector from hadronic collisions,” ArXiv preprint, 12 feb 2009 .

Una partícula escalar (sería la primera de este tipo observada experimentalmente hasta el momento, mientras no aparezca el bosón (escalar) de Higgs) débilmente acoplada con el Modelo Estándar (con el quark up) con una masa en reposo de unos 15 GeV podría explicar bastante bien los resultados experimentales (curva azul en la figura de arriba). El modelo explica bastante bien la vida media (“duración de la anomalía”) de unos 30 ps (picosegundos) y otros propiedades más técnicas de la “anomalía.” La interacción mostrada en la figura de arriba (como O5) no es renormalizable, luego ha de interpretarse como un modelo “efectivo” (aproximado) a baja energía de una teoría “correcta” a alta energía. Los autores proponen dos posibles modelos renormalizables (a alta energía) compatibles con el modelo O5 a baja energía.

El primer modelo utiliza un acoplamiento especial para un bosón de Higgs con una masa grande, alrededor de un 1 TeV (modelo LH en la figura de la izquierda). El segundo modelo se basa en una interacción entre quarks mediada por fermiones pesados , con masas del orden de 1 TeV (modelo LF en la figura de la izquierda). Estos modelos, en realidad, son modelos “efectivos” renormalizables de una teoría subyacente más allá del Modelo Estándar.

¿Para qué sirven estos modelos? Aparte de para explicar la anomalía del CDF. Su utilidad más obvia es en relación con la materia oscura.

Resumamos. Los autores proponen la existencia de una partícula escalar de masa en reposo  del orden de 15 GeV, débilmente acoplada con el Modelo Estándar, pero fuertemente acoplada con partículas (U o H) con masa del orden de 1 TeV. ¿Qué serán estas posibles partículas de masa en la región de 1 TeV? Candidatos ideales para la materia oscura. Si es así, se explicaría el exceso de positones observado en los rayos cósmicos por los italianos de la misión espacial PAMELA. De hecho, el espectro del exceso de positones observado se ajusta muy bien con los modelos propuestos por Giromini et al. Más aún, los datos de ATIC también se ajustan bastante bien. La figura de más abajo muestra la buena calidad de estos ajustes.

Lo dicho, “dos pájaros muertos por un solo tiro.”

La prueba de fuego para este modelo será el descubrimiento en el LHC de las partículas U o H (imposibles de detectar en el Tevatrón).

La gélida materia oscura del universo o lo inmensamente grande y lo infinitamente pequeño

La mayor parte de la materia del universo es materia oscura. Es oscura porque no interactúa con la fuerza electromagnética, por lo que parece transparente. Sabemos, o creemos saber, que existe, pues no ha sido detectada de forma directa aún (el famoso “si no lo veo, no lo creo”). Creemos saber que existe por sus efectos gravitatorios sobre la materia visible ordinaria (bariónica). Quizás el LHC (Large Hadron Collider) del CERN detecte este tipo de materia. O quizás no. ¿Qué se puede saber sobre ella usando la Astronomía? Gerard Gilmore, ”How Cold Is Cold Dark Matter?,” Science, 322, 1476, 5 December 2008 , trata de dar respuesta a esta pregunta.

¿Cómo influye la materia oscura en la evolución de las estructuras del universo a pequeña y gran escala? Si lo supiéramos en detalle podríamos diferenciar entre los múltiples candidatos a materia oscura que han sido propuestos.

A gran escala en el universo tenemos que recurrir a los datos del fondo de microondas obtenidos por el WMAP, que nos indican cómo era el universo cuando contaba sólo unos 300 mil años tras la Gran Explosión. La materia oscura caliente (partículas de pequeña masa que se mueven a velocidades ultrarrelativistas) y la materia oscura fría (partículas de gran masa que se mueven a velocidades no relativistas) generarían una distribución de “grumos” a diferente escala. La comparación entre simulaciones numéricas y los datos experimentales del WMAP muestra que la materia oscura contiene cierta contribución caliente (neutrinos masivos), ondas gravitatorias, y radiación, aunque la componente dominante es materia oscura fría (posiblemente algún nuevo tipo de partícula aún desconocido). 

A pequeña escala en el universo, la escala de las galaxias, nos tenemos que limitar a nuestro Grupo Local de galaxias, al que pertenece nuestra Vía Láctea. Los datos observacionales más recientes indican que el número de galaxias satélite enanas (en concreto alrededor de la Vía Láctea) es mucho mayor del que se pensaba. La formación de estas galaxias enanas, en los primeros mil millones de años de historia del universo, estaba dominada por la materia oscura. El número de estas galaxias satélite es mucho mayor de lo que se pensaba y sus estructuras luminosas tienen un tamaño de mínimo de unos 300 años luz. Esta última característica depende del tipo de materia oscura considerada. Sin embargo, todavía los datos no son lo suficientemente exactos como para discriminar sus propiedades más importantes. La materia oscura es clave para entender la dinámica galáctica y esta última para entender muchas de las propiedades de la primera.

La misión de la Agencia Espacial Europea (ESA) llamada Gaia, que se lanzará en 2011, medirá de forma muy precisa las distancias absolutas y las velocidades transversales de más de mil millones de estrellas con una magnitud inferior a 20. Estas medidas de paralaje permitirán identificar gran número de las propiedades de la materia oscura en nuestro entorno cercano. 

La materia oscura es un buen ejemplo de cómo la astrofísica y la física de partículas elementales se dan la mano. Lo inmensamente grande y lo infinitamente pequeño. Maravillas de la física moderna.

Más sobre la materia oscura y los electrones en los rayos cósmicos

La física experimental de partículas elementales no sólo se hace en Europa, EEUU, y Japón. Latinoamerica o África también están al pie del cañón. H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) está formado por 4 telescopios de Cherenkov atmosféricos y está situado en Namibia. Se acaban de publicar los datos del H.E.S.S. sobre electrones de alta energía en los rayos cósmicos. Estos datos, por primera vez a ras de tierra, confirman los resultados de ATIC y otras instalaciones aéreas (globos sonda, satélites). F. Aharonian et al., “The energy spectrum of cosmic-ray electrons at TeV energies,” ArXiv preprint, 24 Nov 2008 . Se ha observado un exceso de electrones altamente energéticos (>600 GeV) en los rayos cósmicos. Más aún, la novedad es que los datos de H.E.S.S. implican que la fuente de los mismos tiene que ser “local” (< 1 kiloparsec de distancia). Recuerda que un parsec son unos 3.26 años luz de distancia o unos 31 billones de kilómetros). El centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, se encuentra a unos 8.5 kiloparsec. Por tanto, los datos de H.E.S.S. apuntan a una fuente de electrones altamente energéticos en nuestra propia galaxia.

El tema más candente de este año en astrofísica es, sin lugar a dudas, la materia oscura. Ya hemos hablado de ella y seguiremos hablando. Da mucho que hablar. Los datos de H.E.S.S. apuntan a que el exceso de electrones tiene como origen la materia oscura de nuestra galaxia. Por supuesto, los autores del artículo se lavan las manos, literalmente: “the detailed interpretation of this result is beyond the scope of this paper.”

El secreto de la materia oscura, ¿será desvelado antes de que empiece a funcionar el LHC?

Todas las evidencias experimentales apuntan a la existencia indiscutible de materia oscura. Sin embargo, nadie sabe qué es. Sus propiedades conocidas son muy vagas para poder discernir entre los muchos posibles candidatos. Muchos creen que su responsable es una partícula elemental. Ninguna de las partículas elementales “conocidas” parece poder explicarla. Se requieren partículas más allá del Modelo Estándar. ¿Es necesario el LHC del CERN para poder encontrarlas? Algunos físicos experimentales piensan que no, como nos cuenta Adrian Cho, “Excess Particles From Space May Hint at Dark Matter,” Science 322: 1173, 21 November 2008 . Estas partículas “desconocidas” se deberían encontrar en los rayos cósmicos y los detectores de rayos cósmicos deberían ser capaces de observarlas. Quizás lo han hecho ya.

El sistema de globos para la medida de los rayos cósmicos llamado ATIC (Advanced Thin Ionization Calorimeter) de la NASA ha encontrado un exceso en el número de electrones de alta energía (entre 300 GeV y 800 GeV, donde 1 GeV es la masa aproximada de un protón) entre los años 2000 y 2002. Esperaban encontrar unos 140 electrones de este tipo, pero han encontrado 210, es decir, 70 más de los esperados. Lo que es mucho. ¿Qué puede haber causado este exceso? Quizás un pulsar más cercano de lo esperado o algún otro objeto astrofísico desconocido. O quizás la materia oscura (la aniquilación de cierto tipo de materia oscura). 

El sistema orbital para la observación de rayos cósmicos PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-Nuclei Astrophysics) encontró en agosto pasado que el cociente entre positones y la suma de electrones y positones es mayor del esperado. Este exceso es compatible con el observado en ATIC. Tampoco hay explicación fácil para este exceso. Una posibilidad sería la aniquilación de materia oscura.

¿Qué tipo de materia oscura puede explicar ambos resultados experimentales? El candidato más estudiado para la materia oscura, las (super)partículas masivas supersimétricas débilmente interactivas (WIMP), como el neutralino, no podrían explicar estos resultados experimentales (se desintegran en pares protón-antiprotón y conducirían a un exceso, no observado, de estos, sin afectar a electrones y positones). Se requiere otro candidato a materia oscura. Si se ha observado la materia oscura, no es la materia oscura “estándar”.

El próximo año la NASA lanzará el telescopio espacial Fermi de rayos gamma (Gamma-Ray Space Telescope). Si ATIC y PAMELA han observado una señal real de la materia oscura, Fermi tendrá que confirmarla (observará fotones producidos por la aniquilación de materia oscura).

Los telescopios de radiación Cherenkov atmosférica HESS y VERITAS también deberían conducir a una señal distintiva de materia oscura (aunque para ello requieren in incremento en su sensibilidad) y podrían diferenciar entre una fuente localizada (púlsar o similar) y una fuente extendida como la materia oscura, como nos lo cuentan Jeter Hall, Dan Hooper, “Distinguishing Between Dark Matter and Pulsar Origins of the ATIC Electron Spectrum With Atmospheric Cherenkov Telescopes,” ArXiv preprint, 21 Nov 2008 .

¿Qué materia oscura no estándar puede ser responsable de los excesos de PAMELA y ATIC? Ahora mismo están apareciendo muchos candidatos. Por ejemplo, en el último mes he encontrado las siguientes propuestas:

- un tipo “especial” de bosón de Higgs propuesto por Chuan-Ren Chen, Fuminobu Takahashi, T. T. Yanagida, “Decaying Hidden Gauge Boson and the PAMELA and ATIC/PPB-BETS Anomalies,” ArXiv preprint, 21 Nov 2008 ;

- una nueva fuerza fundamental acoplada básicamente a los leptones propuesta por Patrick J. Fox, Erich Poppitz, “Leptophilic Dark Matter,” ArXiv preprint, 03 Nov 2008 ;

- una nueva partícula que se acopla a una dimensión espacial extra compactificada propuesta por Yang Bai, Zhenyu Han, “A Unified Dark Matter Model in sUED,” ArXiv preprint, 04 Nov 2008 ;

- un nuevo tipo de fermión de tipo Dirac (como el electrón) propuesto por Roni Harnik, Graham D. Kribs, “An Effective Theory of Dirac Dark Matter,” ArXiv preprint, 31 Oct 2008 ;

- una partícula escalar que se desintegra en otra pseudoescalar de tipo “axion,” propuesto por Yasunori Nomura, Jesse Thaler, “Dark Matter through the Axion Portal,” ArXiv preprint, 7 Nov 2008 ; 

- una partícula “nueva” escalar inestable, propuesta por Ann E. Nelson, Christopher Spitzer, “Slightly Non-Minimal Dark Matter in PAMELA and ATIC,” ArXiv preprint, 31 Oct 2008 ;

- dos partículas escalares, una estable y otra metaestable, propuestas por Malcolm Fairbairn, Jure Zupan, “Two component dark matter,” ArXiv preprint, 3 Nov 2008 ;

- variantes de la supersimetría con un sector oculto denominado simetría G, propuesto por Nima Arkani-Hamed, Neal Weiner, “LHC Signals for a SuperUnified Theory of Dark Matter,” ArXiv preprint, 3 Nov 2008 , ver también Nima Arkani-Hamed, Douglas P. Finkbeiner, Tracy R. Slatyer, Neal Weiner, “A Theory of Dark Matter,” ArXiv preprint, 31 Oct 2008 . 

Mucha actividad teórica. Una materia oscura “no estándar” es una “pepita de oro” que los teóricos tienen que “explotar” dándole al coco. Y le están dando. No sólo el LHC del CERN hace física de partículas elementales. Muchos físicos y muchos experimentos repartidos por todo el mundo están desarrollando física de partículas de alta calidad tanto teórica como experimentalmente. Quizás, la materia oscura ya haya sido descubierta y el LHC del CERN sólo podrá confirmar lo ya observado.

¿Viola el Tevatrón la “otra” ley de Pauli? Los bosones se descubren en Europa, los fermiones en América

Me he enterado por Kanijo que traduce un artículo de NewScientist y por Daniel de Eureka quienes me han llevado con sus hábiles manos a Peter Woit, John Conway, Tommaso Dorigo, Luboš Motl, Carl Brannen, Matti Pitkanen, Adam Falkowski, Geoff Brumfiel, y a algunos otros.

Posible descubrimiento de nueva partícula elemental en el detector CDF del Tevatrón (13 eventos a día de hoy), que el detector D0 del mismo Tevatron tendrá que confirmar o desmentir el próximo año. De existir, el LHC también debería observarla en un par de años.

Toda nueva partícula es un hecho interesante, en especial cuando nadie la había predicho con anterioridad (¿se tratará de un Higgs “leptónico” exótico de 300 GeV?). Ha habido muchas falsas alarmas y esta también puede serlo. Los físicos teóricos saltan de sus asientos ¡eureka! y el circo comienza. Ya hay explicación utilizando la teoría de cuerdas, teorías poco ortodoxas que también explican los resultados “anómalos” de PAMELA para la materia oscura, etc.

Al grano, hay que leer un artículo experimental de 70 páginas enviado a Physical Review D, en concreto CDF Collaboration, “Study of multi-muon events produced in p-pbar collisions at sqrt(s)=1.96 TeV,” ArXiv preprint, 6 Oct 2008 (16 autores son españoles). El mesón Y (Upsilon) formado por una pareja de quarks bottom-antibottom es inestable y se desintegra en un picosegundo produciendo muones (electrones “pesados”) con una vida media de unos microsegundos. Sorprendentemente, lo que se ha observado no es fácilmente explicable. Parece que hay una “partícula” un poco extraña, con una masa de unos 300 GeV (unas 300 veces la masa del protón) y una vida media de unos 20 picosegundos, mucho más larga de lo que cabría esperar, que se descompone en un “chorro” (jet) de muones (más de 2 muones). Los chorros de hadrones son hoy algo estándar (ver la figura) y se deben a la existencia de los quarks y gluones que forman los hadrones. Pero los chorros de muones no son una conclusión del Modelo Estándar y pueden indicar física más allá del Modelo Estándar.

Lo primero que debemos recordar es que la interpretación de los datos experimentales requiere un modelo teórico que la sustente. La desintegración del mesón Y está regida por la cromodinámica cuántica (QCD). El cálculo teórico es tan complicado que hay varios valores “teóricos” y varias maneras de interpretar los resultados experimentales. Los valores teoría-experimento no coinciden (el cálculo más cercano entre ambos da un 1.25 +/- 0.26 en lugar de 1.00). De ahí la “anomalía” obsevada. ¿Podría el Modelo Estándar explicar los resultados observados? Nadie lo sabe, todavía. Muchos quieren creer que no, la esperanza de observar física más allá del Modelo Estándar nunca se pierde. ¿Confirmará el detector D0 los resultados de su hermano CDF? El análisis de los datos experimentales de D0 buscando este tipo de señal requerirá el desarrollo de nuevo software, lo que llevará cierto tiempo. Dada su importancia, seguramente el año que viene ya estará listo. Habrá que esperar.

Permitidme una apuesta de un lego ignorante. Un pentaquark podría explicar el resultado del Tevatrón.

PS: Dos apuestas tienen más éxico que una sola. Quizás se trate de un tetraquark.

PS2: Los cálculos QCD de la desintegración de la partículo Úpsilon se suelen realizar en el límite no relativista (ya que los quarks bottom son partículas tan pesadas que se mueven “lentamente”). Aún así, los cálculos no son sencillos. Los físicos teóricos podéis ver, por ejemplo, “Inclusive Charm Production in Upsilon(nS) Decay” o ”Upsilon decay to two-charm quark jets as a Probe of the Color Octet Mechanism.” Los demás, conformaros con contemplar un diagrama de Feynman típico (en el segundo he dejado dos gluones libres, sin especificar, para que colgéis de ellos todo lo que se os ocurra que pueda explicar los resultados del CDF, posibilidades haberlas, hailas).