Explorando los fondos de la materia oscura
Actualmente sólo se conoce el 5% de los componentes que componen el universo, lo que se conoce como materia común. El 27% de los componentes misteriosos del universo son materia y el 68% energía, llamados materias oscuras y energías oscuras. Conociendo la naturaleza de los componentes oscuros, seríamos capaces de explicar toda la evolución del universo desde su nacimiento hasta nuestros días. En consecuencia, ¿qué es la materia oscura? ¿De qué está compuesto?
El modelo del Big Bang Calor1 describe muy bien la creación y evolución del universo en el que vivimos. Sin embargo, este modelo ha sufrido a lo largo de la historia una serie de mejoras que han permitido alcanzar el éxito demostrado hoy en día para explicar la evolución del universo. Una de las mejoras más importantes se produjo al obtener una observación exhaustiva de varios grandes objetos astronómicos. De hecho, el movimiento de estos objetos no podía explicarse únicamente con la materia común. En el camino hacia la solución de este problema se añadió al modelo una materia hipotética denominada materia oscura. En la actualidad, la materia oscura se ha convertido en un elemento imprescindible en el modelo estándar de partículas y abarca la mayor parte de la materia no relativista que se encuentra en el universo, que se mueve a velocidades mucho menores que la de la luz.
Uno de los objetivos más importantes de la ciencia básica actual es conocer la naturaleza básica de la materia oscura (qué es, cuál es su origen cosmológico, de qué está compuesta, qué interacciones tiene…). Y es que comprender la materia oscura sería un paso importante en la búsqueda de las leyes básicas de la naturaleza, y encontrar las partículas que forman la materia oscura, además, encontraría una solución al mayor misterio a la hora de describir la evolución del universo.
En los últimos años se han propuesto varios candidatos, por la posible presencia de materia oscura 3,4,5. Por ejemplo, una partícula pesada con una interacción débil (WIMP, del inglés weakly interacting massive particle) que, comparada con la materia que conocemos en la actualidad, sería muy diferente y sólo tendría una interacción gravitacional; un objeto astroespecífico de halo compacto pesado (MACHO, massive ophysical, totalmente neutro), poco o nada delicado, de la luz roquita, de los componentes de la materia nuca.
En la actualidad, los experimentos que analizan los axiones atraen una enorme atención, ya que, según los estudios teóricos más punteros, son los candidatos más viables a la materia oscura.
Sin embargo, esto no significa que se conozca totalmente el axio y que el problema de la materia oscura esté resuelto. En las siguientes líneas trataremos de explicar los últimos descubrimientos sobre el axio.
Axión
Se propuso el modelo Peccei-Quinn6 para solucionar el problema del CP fuerte. El problema del CP fuerte aparece en la cromodinámica cuántica (QCD, en sus siglas en inglés), donde la interacción fuerte no rompe la simetría de la paridad de carga (CP, del inglés charge-parity). Los axioes6 son la consecuencia ineludible de este modelo, ya que la zona de resolución del problema del CP fuerte emite estas partículas a medida que se pierde energía. Sin embargo, el estudio de los axiones no sólo nos describirá la naturaleza de la materia oscura, sino que sólo solucionará el problema de la CP fuerte, sino que la búsqueda de estas partículas y el estudio del Fondo Cósmico de Microondas (CMB, en sus siglas en inglés) pueden responder a una serie de preguntas acerca de la evolución del universo. Entre otras cosas, la escala energética de la incorrección cósmica o el problema de la jerarquía electrodébil. Por lo tanto, el mayor misterio de la moderna estándar ayudará a resolver el estudio del axio.
La masa de los candidatos ultrarrápidos de la materia oscura que surgió durante las transiciones de fase en el universo primitivo o en el cosmético Incomprensión puede estar entre 10-22 eV y 1 keV. Hace unos años parecía imposible detectar partículas de estas masas. Hoy en día, sin embargo, es posible gracias a las nuevas metodologías experimentales. En el camino hacia el descubrimiento del axio se han propuesto una serie de experimentos utilizando estas nuevas metodologías. Sin embargo, estos experimentos sólo se pueden utilizar para detectar un axio con una masa determinada, ya que se basan en oscilaciones de una frecuencia determinada y la frecuencia viene determinada por la masa del axio. Es decir, se debe crear un experimento para cada valor de masa. Como se ha comentado, la escala de masa que puede tener el axio es muy amplia, por lo que es imposible tomar experimentalmente toda la escala. Es decir, lo más difícil de experimentar es analizar toda la escala de masas, por lo que la determinación teórica de la masa del axio supondría un avance significativo en la detección del axio.
Las partículas axiónicas se pueden formar de dos formas. Uno de estos supuestos se explica mediante el mecanismo denominado no alineamiento 7. En este caso, los axiones se producirían como consecuencia de los efectos no perturbadores durante la transición de fase QCD. Para que este mecanismo tenga importancia sería necesario que los axioiak se generaran a través de la incorrección cósmica, pero a partir de las últimas investigaciones es posible que se hayan creado después de la imitación. En este caso, se producirían cuerdas topológicas tras la ruptura espontánea de la simetría predicida por el modelo Peccei-Quinn. Estas cuerdas, a medida que pierden energía, emitirían axiones. Y una vez producida la transición de fase QCD, las cuerdas topológicas desaparecerían.
Redes de cuerdas topológicas
El modelo de calor Big Bang que hemos mencionado anteriormente explica cómo el universo se ha extendido desde una situación muy densa y cálida a otra más diluida y fría. Es decir, el universo se expande y se enfría. En este enfriamiento el universo ha sufrido varias transiciones de fase, al igual que las transiciones de fase que sufre el agua en su proceso de refrigeración. En estas transiciones de fase se pueden producir fracturas de simetría, es decir, una simetría existente en la fase antigua no aparece más en la fase nueva. Las diferencias topológicas son consecuencia directa de estas fracturas de simetría. Dependiendo de las características de la ruptura de simetría, las regiones que conservan la vieja simetría pueden quedar en la nueva fase, y las regiones que conservan la vieja simetría son las defecciones topológicas.
El carácter de las regiones que conservan la antigua simetría depende también de las características de la fractura de simetría: en función de la fractura de simetría estas regiones pueden tener forma esférica, de cuerda o de estrella. Cuando se rompe la simetría propuesta por el modelo Peccei-Quinn, aparecen defectos en forma de cuerda, por lo que se denominan cuerdas topológicas. Además, hay que tener en cuenta que la ruptura de simetría produce varias cuerdas formando una red tridimensional (ver figura 2). Estas redes de cuerda, según evolucionan, deben emitir energía. Esta energía es emitida en los axiones.
Como se ha mencionado anteriormente, la obtención teórica de la masa de axiones supone un avance significativo en la detección de partículas. The teórica values of mass can be determined by analysis of topologic soka. La única forma disponible para realizar este análisis es mediante simulaciones numéricas.
Simulación numérica
Las simulaciones numéricas pueden reproducir la evolución del universo y, además, evolucionar en él los motivos topológicos. En el caso de simulaciones numéricas de defecciones topológicas, se utilizan redes de puntos en 3 dimensiones que denominaremos lattice (ver figura 3) para imitar la evolución del universo. Cada punto del latticket evoluciona utilizando las ecuaciones de movimiento correspondientes al modelo que queremos analizar. Es decir, el latticket describe el espacio en tres dimensiones y mediante ecuaciones de movimiento se avanza en el tiempo. La utilización de las ecuaciones de movimiento descritas en el modelo Peccei-Quinn permite analizar mediante simulaciones numéricas las cuerdas cósmicas que emiten axiones. Con este análisis se puede determinar teóricamente la masa de axiones emitida por las cuerdas.
En una reciente investigación8, se han utilizado simulaciones numéricas para analizar las cuerdas cósmicas que se crean en el modelo Peccei-Quinn. En este estudio se han utilizado laticés con 4.963 puntos. Para llevar a cabo estas simulaciones ha sido necesario trabajar conjuntamente 1.024 cpus. En este trabajo se ha analizado la densidad de las cuerdas topológicas. De hecho, conocer la evolución de la densidad de cuerdas a lo largo de la evolución es muy importante a la hora de comprobar la validez de los resultados. Si la densidad de las cuerdas es constante, los resultados derivados de las simulaciones pueden extrapolarse directamente a escalas cosmológicas; si no es así, los resultados de las simulaciones no son suficientes para confirmar los efectos cosmológicos.
Estudios publicados con anterioridad a la citada obra aseguraban que la densidad de las cuerdas topológicas generadas en el modelo Peccei-Quinn aumentaba a lo largo del tiempo. Este trabajo demuestra que la densidad es constante. Esta demostración es muy importante a la hora de determinar teóricamente la masa del axio, ya que ha quedado patente la validez cosmológica de los datos obtenidos mediante simulaciones numéricas.
Esta investigación ha demostrado que las simulaciones numéricas tendrán un gran peso a la hora de dar respuesta a la pregunta de la materia oscura. Teniendo en cuenta la capacidad computacional actualmente disponible, no será de extrañar que en un futuro próximo el valor teórico exacto de la masa de axiones sea. Y como ya se ha comentado, este resultado abre las puertas al descubrimiento del axio.
Referencias
- S. Dodelson, Modern Cosmology. Ámsterdam: Academic Press, 2003.
- G. Bertone, D. Hooper, and J. Silk, “Particle dark matter: Evidence, candidates and constraints, Phys. Rept., vol. 405 pp. 279– 390, 2005.
- C. Griest. The Search for dark matter: • 1993. [Annals N. Y. Acad. Sci. 688,390(1993)].
- 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.
- V. Zac. Dark Matter. En Proceedings, 22nd Lake Louise Winter Institute: Fundamental Interactions (LLWI 2007): Lake Louise, Alberta, Canada, Febrero 19-24, 2007, 2007. URL http://inspirehep.net/record/754834/</arXiv:0707.0472.pdf.
- R. D. Peccei and H. R. Quinn, “CP Conservation in the Presence of Instantons,” Phys. Rev. Lett., vol. 38 pp. 1440–1443, 1977.
- M. Hindmarsh, J. Lizarraga, A. Lopez-Eiguren, J. Urrestilla, “The scaling density of axion strings”, Phys. Rev. Lett. 124 (2020) no.2, 021301.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
