Explorant els fons de la matèria fosca

Asier Lopez Eiguren

Helsinkiko Unibertsitateko ikertzailea

Actualment només es coneix el 5% dels components que componen l'univers, la qual cosa es coneix com a matèria comuna. El 27% dels components misteriosos de l'univers són matèria i el 68% energia, anomenats matèries fosques i energies fosques. Coneixent la naturalesa dels components foscos, seríem capaços d'explicar tota l'evolució de l'univers des del seu naixement fins als nostres dies. En conseqüència, què és la matèria fosca? De què està compost?

materia-ilunaren-barrenak-arakatuz
Representació artística de la matèria fosca entorn d'una galàxia Ed. Maxwell Hamilton/Flickr

El model del Big bang Calor1 descriu molt bé la creació i evolució de l'univers en el qual vivim. No obstant això, aquest model ha sofert al llarg de la història una sèrie de millores que han permès aconseguir l'èxit demostrat avui dia per a explicar l'evolució de l'univers. Una de les millores més importants es va produir en obtenir una observació exhaustiva de diversos grans objectes astronòmics. De fet, el moviment d'aquests objectes no podia explicar-se únicament amb la matèria comuna. En el camí cap a la solució d'aquest problema es va afegir al model una matèria hipotètica denominada matèria fosca. En l'actualitat, la matèria fosca s'ha convertit en un element imprescindible en el model estàndard de partícules i abasta la major part de la matèria no relativista que es troba en l'univers, que es mou a velocitats molt menors que la de la llum.

Un dels objectius més importants de la ciència bàsica actual és conèixer la naturalesa bàsica de la matèria fosca (què és, quin és el seu origen cosmològic, de què està composta, quines interaccions té…). I és que comprendre la matèria fosca seria un pas important en la cerca de les lleis bàsiques de la naturalesa, i trobar les partícules que formen la matèria fosca, a més, trobaria una solució al major misteri a l'hora de descriure l'evolució de l'univers.

Figura : Distribució energètica de l'univers. Com es pot observar, la matèria comuna és només un 5%. Ed. Asier López Eiguren

En els últims anys s'han proposat diversos candidats, per la possible presència de matèria fosca 3,4,5. Per exemple, una partícula pesant amb una interacció feble (WIMP, de l'anglès weakly interacting massive particle) que, comparada amb la matèria que coneixem en l'actualitat, seria molt diferent i només tindria una interacció gravitacional; un objecte astroespecífico d'halo compacte pesat (MASCLE, massive ophysical, totalment neutre), poc o gens delicat, de la llum roquita, dels components de la matèria clatell.

En l'actualitat, els experiments que analitzen els axiones atreuen una enorme atenció, ja que, segons els estudis teòrics més capdavanters, són els candidats més viables a la matèria fosca.

Tanmateix, això no significa que es conegui totalment l'axio i que el problema de la matèria fosca estigui resolt. En les següents línies tractarem d'explicar els últims descobriments sobre l'axio.

Axión

Es va proposar el model Peccei-Quinn6 per a solucionar el problema del CP fort. El problema del CP fort apareix en la cromodinámica quàntica (QCD, en les seves sigles en anglès), on la interacció forta no trenca la simetria de la paritat de càrrega (CP, de l'anglès charge-parity). Els axioes6 són la conseqüència ineludible d'aquest model, ja que la zona de resolució del problema del CP fort emet aquestes partícules a mesura que es perd energia. No obstant això, l'estudi dels axiones no sols ens descriurà la naturalesa de la matèria fosca, sinó que només solucionarà el problema de la CP fort, sinó que la cerca d'aquestes partícules i l'estudi del Fons Còsmic de Microones (CMB, en les seves sigles en anglès) poden respondre a una sèrie de preguntes sobre l'evolució de l'univers. Entre altres coses, l'escala energètica de la incorrecció còsmica o el problema de la jerarquia electrodébil. Per tant, el major misteri de la moderna estàndard ajudarà a resoldre l'estudi de l'axio.

La massa dels candidats ultraràpids de la matèria fosca que va sorgir durant les transicions de fase en l'univers primitiu o en el cosmètic Incomprensió pot estar entre 10-22 eV i 1 keV. Fa uns anys semblava impossible detectar partícules d'aquestes masses. Avui dia, no obstant això, és possible gràcies a les noves metodologies experimentals. En el camí cap al descobriment de l'axio s'han proposat una sèrie d'experiments utilitzant aquestes noves metodologies. No obstant això, aquests experiments només es poden utilitzar per a detectar un axio amb una massa determinada, ja que es basen en oscil·lacions d'una freqüència determinada i la freqüència ve determinada per la massa de l'axio. És a dir, s'ha de crear un experiment per a cada valor de massa. Com s'ha comentat, l'escala de massa que pot tenir l'axio és molt àmplia, per la qual cosa és impossible prendre experimentalment tota l'escala. És a dir, el més difícil d'experimentar és analitzar tota l'escala de masses, per la qual cosa la determinació teòrica de la massa de l'axio suposaria un avanç significatiu en la detecció de l'axio.

Les partícules axiónicas es poden formar de dues formes. Un d'aquests supòsits s'explica mitjançant el mecanisme denominat no-alineament 7. En aquest cas, els axiones es produirien com a conseqüència dels efectes no pertorbadors durant la transició de fase QCD. Perquè aquest mecanisme tingui importància seria necessari que els axioiak es generessin a través de la incorrecció còsmica, però a partir de les últimes recerques és possible que s'hagin creat després de la imitació. En aquest cas, es produirien cordes topològiques després de la ruptura espontània de la simetria predicida pel model Peccei-Quinn. Aquestes cordes, a mesura que perden energia, emetrien axiones. I una vegada produïda la transició de fase QCD, les cordes topològiques desapareixerien.

Xarxes de cordes topològiques

El model de calor Big bang que hem esmentat anteriorment explica com l'univers s'ha estès des d'una situació molt densa i càlida a una altra més diluïda i freda. És a dir, l'univers s'expandeix i es refreda. En aquest refredament l'univers ha sofert diverses transicions de fase, igual que les transicions de fase que sofreix l'aigua en el seu procés de refrigeració. En aquestes transicions de fase es poden produir fractures de simetria, és a dir, una simetria existent en la fase antiga no apareix més en la fase nova. Les diferències topològiques són conseqüència directa d'aquestes fractures de simetria. Depenent de les característiques de la ruptura de simetria, les regions que conserven la vella simetria poden quedar en la nova fase, i les regions que conserven la vella simetria són les defeccions topològiques.

El caràcter de les regions que conserven l'antiga simetria depèn també de les característiques de la fractura de simetria: en funció de la fractura de simetria aquestes regions poden tenir forma esfèrica, de corda o d'estrella. Quan es trenca la simetria proposada pel model Peccei-Quinn, apareixen defectes en forma de corda, per la qual cosa es denominen cordes topològiques. A més, cal tenir en compte que la ruptura de simetria produeix diverses cordes formant una xarxa tridimensional (veure figura 2). Aquestes xarxes de corda, segons evolucionen, han d'emetre energia. Aquesta energia és emesa en els axiones.

Figura : Imatge de la xarxa de cordes topològiques creada en el model Peccei-Quinn. Aquesta imatge ha estat obtinguda mitjançant simulació numèrica. Ed. Asier López Eiguren

Com s'ha esmentat anteriorment, l'obtenció teòrica de la massa d'axiones suposa un avanç significatiu en la detecció de partícules. The teòrica values of mass ca be determined by analysis of topologic soka. L'única forma disponible per a realitzar aquesta anàlisi és mitjançant simulacions numèriques.

Simulació numèrica

Les simulacions numèriques poden reproduir l'evolució de l'univers i, a més, evolucionar en ell els motius topològics. En el cas de simulacions numèriques de defeccions topològiques, s'utilitzen xarxes de punts en 3 dimensions que denominarem lattice (veure figura 3) per a imitar l'evolució de l'univers. Cada punt del latticket evoluciona utilitzant les equacions de moviment corresponents al model que volem analitzar. És a dir, el latticket descriu l'espai en tres dimensions i mitjançant equacions de moviment s'avança en el temps. La utilització de les equacions de moviment descrites en el model Peccei-Quinn permet analitzar mitjançant simulacions numèriques les cordes còsmiques que emeten axiones. Amb aquesta anàlisi es pot determinar teòricament la massa d'axiones emesa per les cordes.

Figura : Imatge del latte utilitzat en simulacions numèriques. Aquest cas té 53 punts. Ed. Asier López Eiguren

En una recent investigación8, s'han utilitzat simulacions numèriques per a analitzar les cordes còsmiques que es creen en el model Peccei-Quinn. En aquest estudi s'han utilitzat laticés amb 4.963 punts. Per a dur a terme aquestes simulacions ha estat necessari treballar conjuntament 1.024 cpus. En aquest treball s'ha analitzat la densitat de les cordes topològiques. De fet, conèixer l'evolució de la densitat de cordes al llarg de l'evolució és molt important a l'hora de comprovar la validesa dels resultats. Si la densitat de les cordes és constant, els resultats derivats de les simulacions poden extrapolar-se directament a escales cosmològiques; si no és així, els resultats de les simulacions no són suficients per a confirmar els efectes cosmològics.

Estudis publicats amb anterioritat a la citada obra asseguraven que la densitat de les cordes topològiques generades en el model Peccei-Quinn augmentava al llarg del temps. Aquest treball demostra que la densitat és constant. Aquesta demostració és molt important a l'hora de determinar teòricament la massa de l'axio, ja que ha quedat palès la validesa cosmològica de les dades obtingudes mitjançant simulacions numèriques.

Aquesta recerca ha demostrat que les simulacions numèriques tindran un gran pes a l'hora de donar resposta a la pregunta de la matèria fosca. Tenint en compte la capacitat computacional actualment disponible, no serà d'estranyar que en un futur pròxim el valor teòric exacte de la massa d'axiones sigui. I com ja s'ha comentat, aquest resultat obre les portes al descobriment de l'axio.

 

Referències

  1. S. Dodelson, Modern Cosmology. Amsterdam: Academic Press, 2003.
  2. G. Bertone, D. Hooper, and J. Silk, “Particle dark matter: Evidence, candidates and constraints, Phys. Rept., vol. 405 pàg. 279– 390, 2005.
  3. C. Griest. The Search for dark matter: • 1993. [Annals N. I. Acad. Sci. 688,390(1993)].
  4. M. Kamionkowski. WIMP and axion dark matter. En High-energy physics and cosmology. Proceedings, Summer School, Trieste, Italy, June 2-July 4, 1997, pages 394–411, 1997. URL http://alice.cern.ch/format/showfull?sysnb=0260730.
  5. V. Zac. Dark Matter. En Proceedings, 22nd Lake Louise Winter Institute: Fonamental Interactions (LLWI 2007): Lake Louise, Alberta, Canada, Febrer 19-24, 2007, 2007. URL http://inspirehep.net/record/754834/</arXiv:0707.0472.pdf.
  6. R. D. Peccei and H. R. Quinn, “CP Conservation in the Presence of Instantons,” Phys. Rev. Lett., vol. 38 pàg. 1440–1443, 1977.
  7. M. Hindmarsh, J. Lizarraga, A. Lopez-Eiguren, J. Urrestilla, “The scaling density of axion strings”, Phys. Rev. Lett. 124 (2020) no.2, 021301.
Babesleak
Eusko Jaurlaritzako Industria, Merkataritza eta Turismo Saila
MAIER Koop. Elk.
KIDE Koop. Elk.
ULMA Koop. Elk.
EIKA Koop. Elk.
LAGUN ARO Koop. Elk.
FAGOR ELECTRÓNICA Koop. Elk.