WMAP+ACT+SPT confirman el modelo cosmológico ΛCDM con inflación a la espera de los datos de Planck

Dibujo20130213 WMAP9 temperature data and ACT and SPT CMB lensed bandpowers marginalized over secondary emissions

Se acaba de publicar el mejor ajuste de los parámetros cosmológicos del modelo ΛCDM a partir de los datos de WMAP9 + ACT+ SPT. El índice espectral escalar ns = 0,9690 ± 0,0089 es menor que la unidad en 3,5 σ, consistente con los modelos más sencillos de inflación cósmica. El número efectivo de partículas relativistas es Neff = 3,28 ± 0,40, compatible con las tres especies de neutrinos ligeros del modelo estándar y descartando la existencia de cinco especies; habrá que esperar a los resultados del satélite Planck de la ESA para poder confirmar de forma definitiva que no hay ningún neutrino estéril. WMAP9 corresponde a los 9 años de observación de todo el fondo cósmico de microondas del satélite Wilkinson MAP de la NASA. ACT y SPT corresponden al Atacama Cosmology Telescope y al South Pole Telescope, resp., que observan con gran resolución una pequeña región del CMB. Estos datos pre-Planck durarán poco, pero apuntan a la confirmación del modelo ΛCDM (big bang con inflación cósmica, materia oscura fría y energía oscura). El artículo técnico es Erminia Calabrese et al., “Cosmological Parameters from Pre-Planck CMB Measurements,” arXiv:1302.1841, 12 Feb 2013.

Dibujo20130213 Marginalized distribution of Neff for different data combinations showing consistency with three neutrino species

La misteriosa línea de 130 GeV de Fermi-LAT también se observa en el halo del Sol

Dibujo20130206 earth limb - sun - fermi-LAT photon spectrum - line 130 GeV

La liberación pública de los datos obtenidos por el satélite Fermi LAT de la NASA permitió descubrir una línea en el espectro de rayos gamma con una energía de 130 GeV situada en el centro galáctico. La primera hipótesis para su origen fue la materia oscura. Pero la señal también se observó en el limbo de la Tierra (con 4,29 sigmas), lo que llevó a pensar en un error instrumental. Un nuevo artículo observa dicha línea en el halo solar con 3,16 sigmas. La materia oscura no puede ser la responsable (si la hubiera en el halo solar en la cantidad necesaria ya habría sido detectada por otros medios). Todo apunta de nuevo a un error instrumental, aunque los expertos de la colaboración Fermi LAT no han logrado explicar aún cuál puede ser la causa y han afirmado en varias ocasiones que no puede ser causada por ningún defecto en sus instrumentos. El misterio continúa, pero la hipótesis de su origen en la materia oscura se puede descartar de forma definitiva; ni en el limbo terrestre ni en el halo solar hay materia oscura  capaz de causar esta línea en el espectro de rayos gamma de Fermi LAT. El nuevo artículo técnico es Daniel Whiteson, “Searching for Spurious Solar and Sky Lines in the Fermi-LAT Spectrum,” arXiv:1302.0427, 2 Feb 2013. Por cierto, quizás no lo sepas, pero sobre esta línea de 130 GeV, descubierta en marzo de 2012, ya se han escrito unos 100 artículos científicos.

El origen de los anillos concéntricos de materia en la galaxia elíptica NGC 474

Dibujo20130101 galaxy ngc474 - cosmic blender - shell elliptical galaxy

La galaxia elíptica NGC 474 se encuentra a 100 millones de años luz de distancia en la constelación de Piscis. Presenta capas concéntricas de materia de hasta 250.000 años luz de diámetro. No es un caso excepcional, alrededor del 10% de las galaxias elípticas presenta este tipo de estructuras. Se cree que son el resultado del canibalismo galáctico, ya que parece que NGC 474 le está robando materia a su compañera NGC 470; los desechos de las estrellas que son “robadas” forman colas de materia que darían lugar a los anillos observados en la imagen. Sin embargo, esta explicación no describe todos los detalles. Quizás, parte de los anillos han sido producidos por otras galaxias enanas que han sido “devoradas” durante los últimos miles de millones de años (APOD 2011 July 26 (trad. esp.) nos remiten a A. J. Turnbull et al., “Shell Formation in NGC474,” Galaxy Interactions at Low and High Redshift, Proceedings of IAU Symposium #186, held at Kyoto, Japan, 26-30 August, 1997, edited by J. E. Barnes and D. B. Sanders, 1999., p.191 [pdf gratis]).

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La transición de fase electrodébil en dos pasos y un campo de Higgs con varios mínimos

Dibujo20121231 higgs - two-step potentials

Mucha gente se pregunta, ¿realmente qué puede explicar el campo de Higgs además de la masa? Un campo escalar puede explicar muchas cosas si su potencial es un poco más exótico que el utilizado en el mecanismo de Higgs del Modelo Estándar Mínimo (que es el más sencillo imaginable, diseñado para explicar la masa y nada más). Un diseño adecuado del potencial permite explicar la inflación cósmica, la asimetría materia-antimateria e incluso la materia oscura. Con un potencial con varios mínimos, que requiere varios bosones de Higgs, la transición de fase electrodébil puede ocurrir en varias etapas, cada una explicando un fenómeno físico diferente en los primeros instantes de la gran explosión. El campo de Higgs en el Modelo Estándar Mínimo es un doblete escalar (1, 2, 1/2) bajo la simetría SU(3)×SU(2)× U(1), es decir, un campo con cuatro partículas, tres bosones de Goldstone no observables porque han sido “tragados” por los bosones W y Z, y un bosón de Higgs observado en el LHC. Añadir un triplete escalar que se transforme como (1, 3, 0) bajo las simetrías del Modelo Estándar permite explicar además del origen de la masa, el exceso observado en el canal difotónico en el LHC, ofrece una partícula candidata a materia oscura fría y explica la asimetría materia-antimateria. Todo gracias a la incorporación de tres nuevos parámetros libres que permiten ajustar de forma adecuada los resultados de los experimentos (bueno, ya se sabe que se puede “dibujar un elefante con solo cuatro números complejos” y con cinco lograr que mueva la trompa). Me ha resultado curioso el artículo de Hiren H. Patel, Michael J. Ramsey-Musolf, “Stepping Into Electroweak Symmetry Breaking: Phase Transitions and Higgs Phenomenology,” arXiv:1212.5652, 22 Dec 2012. No me regañéis, lo sé, se trata de un trabajo aún muy provisional (pues ni su candidato a materia oscura es razonable, ni su asimetría CP es adecuada), pero sugiere un camino interesante para los físicos jóvenes con ganas de explorar el landscape de los potenciales para el campo de Higgs.

 

El problema de la línea de rayos gamma de 130 GeV observada por Fermi-LAT

En la región del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, el telescopio de rayos gamma Fermi-LAT (Large Area Telescope) ha observado un exceso a 4,6 sigmas locales (solo 3,2 sigmas globales) con una energía de 130 GeV que podría corresponder a la aniquilación de materia oscura en fotones (rayos gamma), con una sección eficaz de 10−27 cm3/s. Dicha observación se ha obtenido gracias a la publicación de los primeros 43 meses de observaciones de Fermi-LAT. Nos resume el análisis estadístico de la señal Christoph Weniger, “Tentative observation of a gamma-ray line at the Fermi LAT,” arXiv:1210.3013, Subm. 10 Oct 2012.

Una técnica de análisis estadístico sesgada para la búsqueda de picos en los datos de Fermi-LAT ha obtenido una señal aún más clara, con un confianza estadística de 6,5 sigmas para una línea espectral con una energía de 127,0 ± 2,0 GeV; aunque también podría tratarse de dos líneas más delgadas situadas en 110,8±4,4 GeV y 128,8±2,7 GeV compatibles con la desintegración de una partícula WIMP (un neutralino) con una masa de 127,3 ± 2,7 GeV en los canales γγ y γZ. Obviamente, esta segunda posibilidad está mucho menos clara en los datos. Nos lo contaron Meng Su, Douglas P. Finkbeiner, “Strong Evidence for Gamma-ray Line Emission from the Inner Galaxy,” arXiv:1206.1616, Subm. 7 Jun 2012.

El mayor problema de esta señal es que si la línea observada corresponde a partículas de materia oscura, éstas deberían haber sido observadas en los experimentos de búsqueda directa en curso. Por tanto, debe haber alguna otra explicación a la observación realizada por Fermi-LAT. Lo más razonable es que se trate de un error sistemático en los instrumentos de medida. Un estudio de los datos de Fermi-LAT que ha buscado sistemáticamente picos alrededor de 130 GeV ha encontrado uno asociado al limbo de la Tierra (la zona alrededor de la Tierra vista por este telescopio) con 4,7 sigmas locales. No existe ninguna fuente física real de esta señal, que obviamente es espuria (un error sistemático en los detectores). Aunque aún no hay ningún modelo que explique por qué los detectores pueden fallar de esta forma, los descubridores de esta anomalía creen que la señal observada en el centro galáctico podría tener el mismo origen, siendo un error sistemático de los instrumentos. Nos lo contaron Douglas P. Finkbeiner, Meng Su, Christoph Weniger, “Is the 130 GeV Line Real? A Search for Systematics in the Fermi-LAT Data,” arXiv:1209.4562, Subm. 20 Sep 2012. Un estudio posterior apunta a que no es un error instrumental, sino solo una fluctuación estadística, en concreto Andi Hektor, Martti Raidal, Elmo Tempel, “Fermi-LAT gamma-ray signal from Earth Limb, systematic detector effects and their implications for the 130 GeV gamma-ray excess,” arXiv:1209.4548, Subm. 20 Sep 2012.

No había hablado aún en este blog de la línea a 130 GeV observada por Fermi-LAT porque todo indica que se trata de una línea espuria, una fluctuación estadística o un error instrumental. Sin embargo, muchos físicos siguen desarrollando modelos para la materia oscura capaces de mostrar esta señal y no mostrar ninguna en el resto de los detectores directos de materia oscura. Así seguirá ocurriendo mientras no se descubra la solución definitiva a este problema. Quizás baste acumular más datos y la fluctuación estadística observada empezará a reducirse hasta desaparecer.

La modulación anual observada por DAMA/LIBRA y la existencia de materia oscura

El experimento italiano DAMA (Dark Matter) para la búsqueda directa de la materia oscura ha observado con 8,9 sigmas una modulación anual con un máximo entre mayo y junio, consistente con lo esperado para una señal de la materia oscura. El experimento ha acumulado datos durante 13 años de operación, primero DAMA/NaI entre 1995 y 2002, y luego DAMA/LIBRA entre 2003 y 2010. La amplitud de la modulación en la energía de retroceso de las moléculas de yoduro de sodio (dopado con talio) NaI(Tl) se puede interpretar como la colisión de una partícula WIMP de materia oscura de unos 10 GeV de masa que colisione con los núcleos de sodio, o con una de unos 80 GeV que colisione con los núcleos de yodo. Los datos de otros experimentos, como CoGeNT descartan una WIMP con 80 GeV de masa, luego todo apunta a una partícula WIMP de unos 10 GeV. El problema es que los resultados de DAMA están en contradicción con los resultados de otros experimentos (como CDMS o XENON100). Se han propuesto explicaciones de la modulación sin materia oscura, pero ninguna ha sido confirmada. Nos lo cuentan Katherine Freese, Mariangela Lisanti, Christopher Savage, “Annual Modulation of Dark Matter: A Review,” To appear in Review of Modern Physics, arXiv:1209.3339, Subm. 14 Sep 2012.

Hay evidencia gravitatoria de la existencia de un halo de materia oscura en todas las galaxias. El movimiento del sistema solar a unos 220 km/s en nuestra galaxia, la Vía Láctea, debería provocar la aparición de un “viento” de materia oscura. Si la materia oscura está formada por partículas, cada segundo unos mil millones atravesarán tu cuerpo y al menos una cada minuto colisionará con alguno de los núcleos atómicos de tu cuerpo. Hay varios candidatos teóricos para estas partículas, pero el más razonable son partículas neutras con gran masa (entre 1 GeV y 10 TeV) que interaccionan débilmente, llamadas WIMP (Weakly Interacting Massive Particle). Estas partículas (realmente) neutras (es decir, idénticas a su antipartícula) creadas en la gran explosión (big bang) deberían estar en equilibrio térmico y deberían poder aniquilarse en colisiones mutuas, es decir, igual que una partícula de materia aniquilarse al colisionar con una partícula de antimateria, dos partículas realmente neutras pueden aniquilarse al colisionar una contra otra. Las partículas y la radiación producida por estas aniquilaciones podría explicar la señal de la “neblina” galáctica de microondas observada por los satélites WMAP y Planck [ver en este blog] o las dos “burbujas” de radiación observadas por el satélite Fermi (aunque estas señales no se pueden explicar del todo con materia oscura ya que no es fácil explicar los bordes “duros” de estas burbujas).

El mejor candidato a partícula WIMP en la actualidad es el neutralino más ligero predicho por la supersimetría (SUSY), en concreto, por el modelo estándar supersimétrico mínimo (MSSM por Minimal Supersymmetric Standard Model); por supuesto, si no existe la SUSY a baja energía, como apuntan los datos del LHC en el CERN, hay muchos otros candidatos a WIMP propuestos por los físicos teóricos. Como muestra esta figura, los datos de DAMA son compatibles con dos posibles masas para la partícula WIMP, 76 GeV (scattering con el yodo) y 11 GeV (scattering con el sodio). Estas dos posibilidades corresponden a los “óvalos” naranjas en la siguiente figura.

Las partículas WIMPs del “viento” galáctico de materia oscura deben interaccionar con los núcleos de los átomos del detector, causando un retroceso de estos núcleos que puede ser medido en forma de calor, luz u otros medios. El problema de la modulación de DAMA/LIBRA es que los parámetros asociados al flujo esperado de partículas WIMP según las medidas astrofísicas implican que la masa de estas partículas y la probabilidad de interacción con los núcleos está fuera de los límites actuales obtenidos en otros experimentos. Destacan CDMS y XENON100 que excluyen la existencia de partículas WIMP cuyas propiedades puedan explicar las observaciones de DAMA/LIBRA. Sin embargo, también hay pruebas independientes a favor. Tras un año de toma de datos, CoGeNT ha observado una modulación anual con 2,8 sigmas que también podría explicarse con una partícula WIMP de unos 10 GeV. CRESST-II también ofrece una señal (“óvalo” verde en forma de “V”) que en cierta región podría ser compatible con DAMA y CoGeNT. Por supuesto, la intersección entre estos tres experimentos no deja una señal clara. Hay dos posibles explicaciones. Unos expertos opinan que es debido a la incertidumbre asociada a las simulaciones de Montecarlo utilizadas para reconstruir estas señales. Y otros opinan que el valor de unos 220 km/s  utilizado para el “viento” de WIMP (la velocidad del sistema solar en la galaxia), podría ser un valor demasiado bajo; las medidas más recientes apuntan a unos 254 ± 16 km/s, valor que podría hacer compatibles las medidas de DAMA, CoGeNT y CRESST.

El candidato más firme a partícula WIMP es la partícula escalar supersimétrica de menor masa, el neutralino. Esta partícula se supone que es una mezcla de los binos, winos y higgsinos (todas las partículas llamadas χ en la figura de arriba). La mezcla concreta no se sabe, sin embargo, por lo que hay cierta libertad en su masa. Sin embargo, en los modelos supersimétricos mínimos (variantes de MSSM), tanto los datos de LEP2, como los experimentos ATLAS y CMS del LHC, en especial la existencia de un bosón de Higgs con una masa de 125±2 GeV, descartan un neutralino con una masa por debajo de 30 GeV (compatible con la modulación de DAMA). De hecho, los datos más recientes apuntan a que el neutralino, de exitir, tiene una masa de cientos de GeV, como mínimo (Pascal Pralavorio (On Behalf of the ATLAS Collaboration), “SUSY Searches at ATLAS,” [slides], Paul de Jong, Nikhef (On behalf of the CMS and ATLAS Collaborations), “Supersymmetry Searches at the LHC,” Physics in Collision 2012 [slides], Yuri Gershtein,” ATLAS/CMS Search for SUSY-like Signals in Topologies with Photons,” LPCC 2012 [slides]). Aún así, el gran número de parámetros de las teorías supersimétricas permite un ajuste fino de la masa de cualquier partícula, lo que impide descartar que el neutralino sea la partícula de materia oscura responsable de la modulación de DAMA (ver por ejemplo este artículo).

En resumen, la explicación de la modulación anual de DAMA es una de las cuestiones abiertas más interesantes para los físicos que estudian la materia oscura. Quizás la solución sea tan sencilla como que la distribución de materia oscura en el entorno del Sistema Solar es asimétrica, como apuntan algunos estudios (Ilidio Lopes, Joseph Silk, “Solar constraints on asymmetric dark matter,” ApJ 757: 130, 2012 [arXiv:1209.3631]).

Los últimos resultados de XENON100 sobre la búsqueda directa de la materia oscura

El experimento de búsqueda directa de la materia oscura XENON100, situado en el Laboratorio Nacional Gran Sasso (Italia), ha publicado un nuevo artículo con el análisis de los datos que ha recopilado en sus últimos 13 meses de funcionamiento (224,56 días de toma de datos). No ha encontrado candidatos firmes a partículas WIMP (partículas masivas que interaccionan débilmente), los candidatos más firmes para explicar la materia oscura. Se ha mejorado la sensibilidad en un factor de 3,5 respecto a los resultados publicados en 2011. Los nuevos resultados aparecen en la charla de Elena Aprile, “New Results from the XENON100 Experiment,” DarkAttack, Ascona, July 18, 2012. Un artículo con los resultados del año pasado, para comparar, es E. Aprile et al., “Analysis of the XENON100 Dark Matter Search Data,” arXiv:1207.3458, Subm. 14 July.

Hay dos eventos candidatos, cuando se esperaba un fondo de 1,0 ± 0,2 eventos debidos a gammas y neutrones, por lo que no se puede descartar que sean eventos espurios debidos al ruido de fondo.

Os recuerdo que Xenon100 trata de estudiar la interacción entre partículas de materia oscura tipo WIMP (Weakly Interacting Massive particles) del halo galáctico que interaccionan de forma elástica con núcleos de xenón en una cámara de líquido ultrapuro. El flujo esperado de WIMPs del halo galáctico estimado por los modelos teóricos de materia oscura indica que deberían observarse eventos entre estas partículas y los núcleos de xenón (A~131).

La ventaja del xenón es que es barato (unos 1000 dólares por kilogramo), por lo que se puede llegar a fabricar detectores en hasta una tonelada (la construcción de XENON1T ya ha sido aprobada y empezará este año). XENON100 se encuentra en el Laboratorio Nacional subterráneo de Gran Sasso (junto a OPERA, ICARUS y muchas otras instalaciones).

PS (22 julio 2012): Recomiendo la lectura del artículo de Sean Carroll, “Dark Matter Still Hiding,” Cosmic Variance, July 20th, 2012.

El experimento COUPP-4 observa 20 eventos candidatos a partículas WIMP con una energía de retroceso de unos 13 keV

El experimento COUPP-4 (Chicagoland Observatory for Underground Particle Physics), situado en el laboratorio subterráneo SNOLAB, ha observado 20 eventos tipo partícula WIMP de materia oscura entre septiembre de 2010 y agosto de 2011. En concreto, la energía de retroceso medida para estos eventos es la siguiente: 8 eventos con 8 keV, 6 eventos con 11 keV, y 8 eventos con 16 keV. Todavía es pronto para saber lo que significan estos eventos, pues el ruido de fondo en este experimento todavía no se conoce todo lo bien que gustaría, pero son resultados muy prometedores. El artículo técnico indican que estos eventos son compatibles con partículas WIMP del halo galáctico con una masa mayor de unos 20 GeV. Los resultados de COUPP-60, cuya toma de datos empezará en unos meses, seguro que ofrecerán nuevos indicios sobre partículas WIMP en la escala de los O(10) keV. COUPP-500 se construirá entre 2014 y 2015, empezando a tomar datos en 2016. Nos lo cuenta Russell Neilson (for COUPP, Univ. Chicago), “COUPP: Searching for Dark Matter with Bubble Chambers,” LHC, Particle Physics, and the Cosmos, July 13, 2012 [slides]. Recomiendo el artículo técnico de E. Behnke et al., “First Dark Matter Search Results from a 4-kg CF3I Bubble Chamber Operated in a Deep Underground Site,” arXiv:1204.3094, Submitted on 13 Apr 2012.

En las cámaras de burbujas se utiliza un fluido sobrecalentado (en COUPP se usa CF3I) en el que el paso de una partícula provoca la producción de protoburbujas que se amplifican y dejan una traza visible. Utilizando una cámara de burbujas de solo 4 kg las incertidumbres en el ruido de fondo (background) son grandes y los resultados son poco decisivos. Se ha reinstalado COUPP-4 en mayo de 2012 con un nuevo sistema de sensores piezoacústicos y con un líquido mucho más puro que permitirán controlar mejor el ruido de fondo. Habrá que esperar a sus resultados dentro de unos meses.

Por ahora, los resultados más importantes de COUPP son los límites de exclusión tanto para partículas dependientes del espín, como para las independientes del mismo, que ya se están acercando a la zona interesante (resultados que pueden afectar a predicciones de teorías supersimétricas, como cMSSM). Abajo tenéis los resultados que se esperan en COUPP-500 para alrededor de 2017. Sin lugar a dudas, la década de los 2010, que ya es la década del Higgs, también será la década de la materia oscura.

Un puente de materia oscura entre dos supercúmulos galácticos que confirma la idea de la web cósmica

Observar la materia oscura a escala cósmica donde no hay materia ordinaria es casi imposible y siempre necesitamos que haya materia ordinaria cerca para ver sus efectos sobre ella, por eso siempre se suele ver ambos tipos de materia ligadas entre sí. Se publica en Nature la observación de un puente (un filamento) enorme de materia oscura que une dos supercúmulos galácticos, Abell 222 y Abell 223. La teoría predice que este tipo de filamentos deben ser muy habituales, sin embargo, esta es la primera vez que se observa uno (repito, porque observarlos es muy difícil). La nueva técnica desarrollada para alcanzar este logro (basada en lentes gravitatorias débiles) se espera que permitirá observar muchos otros ejemplos en los próximos años. La materia en el universo (el 80% de la cual es materia oscura) se distribuye como el jabón en la espuma del baño, en las capas externas de grandes vacíos (las burbujas de la espuma). Se denomina “telaraña cósmica” (cosmic web) a esta idea de la que se tienen pruebas indirectas. El nuevo trabajo de Jörg Dietrich, cosmólogo de la Universidad de Munich en Alemania, y sus colegas es un apoyo muy firme a esta idea. Nos lo ha contado Zeeya Merali, “Dark matter’s tendrils revealed. Direct measurement of a dark-matter ‘filament’ confirms its existence in a galaxy supercluster,” Nature, 04 July 2012, haciéndose eco del artículo técnico de Jörg P. Dietrich, Norbert Werner, Douglas Clowe, Alexis Finoguenov, Tom Kitching, Lance Miller, Aurora Simionescu, “A filament of dark matter between two clusters of galaxies,” Nature, Published online 04 July 2012 [arXiv:1207.0809].

Para los que gusten de datos más técnicos. Los supercúmulos galácticos Abell 222 y Abell 223 presentan un corrimiento al rojo de  ≈  0,21 y están separados en el cielo por unos 14′ (minutos de arco). El puente de materia oscura ha sido confirmado con una confianza estadística de 4,1 σ (sigmas) gracias a las observaciones del telescopio Subaru de 8,2 metros en Mauna Kea, Hawai. La masa de Abell 222 y Abell 223 se estima en unos 2,7 ± 0,8 × 1014 y 3,4 ± 1,2 × 1014 masas solares, resp., mientras que el filamento tiene una masa de 6,5 ± 0,1 × 1013 masas solares (aunque el mejor ajuste se obtiene para 9,8 ± 4,4 × 1013 masas solares). Las medidas de la cantidad de gas de materia ordinaria que puede haber en el filamento indican que no supera las 5,8 × 1012 masas solares. Futuros estudios permitirán conocer mejor las propiedades de este filamento de materia oscura.

Proponen un detector de materia oscura direccional basado en ADN

El flujo de materia oscura del halo galáctico que atraviesa la Tierra debe variar anualmente, conforme ésta gira alrededor del Sol, y también a diario, conforme ésta rota sobre su eje. Ninguno de los detectores actuales puede detectar este último efecto, ya que ninguno es direccional (aunque ha habido varios resultados controvertidos al respecto). Un físico, Katherine Freese de la Universidad de Michigan en Ann Arbor y un biólogo, George Church de la Universidad de Harvard en Cambridge, afirman en un artículo enviado a ArXiv que se puede construir un detector de materia oscura direccional utilizando ADN. Nada más y nada menos que utilizar cadenas de ADN que cuelgan de una fina lámina de oro como cortinas de cuentas de cristal. Cuando una partícula de materia oscura (sea WIMP en la figura) colisiona con un núcleo de un átomo de oro hace que éste se proyecte hacia adelante y corte las cadenas de ADN (como ilustra la figura) dejando un rastro que permite determinar con precisión la dirección de incidencia. La propuesta incluye un sistema de amplificación de las cadenas de ADN cortadas para su secuenciación con técnicas convencionales. Según los autores, este tipo de detector tendría una precisión nanométrica (el tamaño de un solo nucleótido). Sorprendente y curioso a la vez. Nos lo han contado en “Revolutionary ‘DNA Tracking Chamber’ Could Detect Dark Matter,” The Physics ArXiv Blog, July 2, 2012, haciéndose eco del artículo técnico de Andrzej Drukier, Katherine Freese, David Spergel, Charles Cantor, George Church, Takeshi Sano, “New Dark Matter Detectors using DNA for Nanometer Tracking,” ArXiv: 1206.6809, Submitted on 28 Jun 2012.

El detector debería constar de cientos (o miles) de estas hojas de oro con cadenas de ADN intercaladas entre hojas de plástico transparente, como polietileno (el PET de las botellas de agua de plástico), al igual que las hojas de un libro. Los autores estiman que sería necesario un kilogramo de oro y unos 100 gramos de ADN. Los autores opinan que este tipo de detector podría fabricarse con que las técnicas actuales, aunque hay detalles tan importantes como garantizar que no haya carbono 14 (que es radiactivo) en el ADN que no son fáciles de lograr (los autores proponen usar carbono obtenido de muestras muy antiguas y fabricar el ADN con él). En mi opinión, los problemas técnicos para la fabricación de este tipo de detectores harán que no estén disponibles en al menos una década y para entonces, yo espero que, el problema de la existencia de la materia oscura estará prácticamente resuelto.

Esta entrada es mi segunda (y última) participación en el XIV Carnaval de Biología organizado por el blog BioTay.