Explorando os fondos da materia escura

Asier Lopez Eiguren

Helsinkiko Unibertsitateko ikertzailea

Actualmente só se coñece o 5% dos compoñentes que compoñen o universo, o que se coñece como materia común. O 27% dos compoñentes misteriosos do universo son materia e o 68% enerxía, chamados materias escuras e enerxías escuras. Coñecendo a natureza dos compoñentes escuros, seriamos capaces de explicar toda a evolución do universo desde o seu nacemento até os nosos días. En consecuencia, que é a materia escura? De que está composto?

materia-ilunaren-barrenak-arakatuz
Representación artística da materia escura ao redor de una galaxia Ed. Maxwell Hamilton/Flickr

O modelo do Big Bang Calor1 describe moi ben a creación e evolución do universo no que vivimos. Con todo, este modelo sufriu ao longo da historia una serie de melloras que permitiron alcanzar o éxito demostrado hoxe en día paira explicar a evolución do universo. Una das melloras máis importantes produciuse ao obter una observación exhaustiva de varios grandes obxectos astronómicos. De feito, o movemento destes obxectos non podía explicarse unicamente coa materia común. No camiño cara á solución deste problema engadiuse ao modelo una materia hipotética denominada materia escura. Na actualidade, a materia escura converteuse nun elemento imprescindible no modelo estándar de partículas e abarca a maior parte da materia non relativista que se atopa no universo, que se move a velocidades moito menores que a da luz.

Un dos obxectivos máis importantes da ciencia básica actual é coñecer a natureza básica da materia escura (que é, cal é a súa orixe cosmológico, de que está composta, que interaccións ten…). E é que comprender a materia escura sería un paso importante na procura das leis básicas da natureza, e atopar as partículas que forman a materia escura, ademais, atoparía una solución ao maior misterio á hora de describir a evolución do universo.

Figura : Distribución enerxética do universo. Como se pode observar, a materia común é só un 5%. Ed. Asier López Eiguren

Nos últimos anos propuxéronse varios candidatos, pola posible presenza de materia escura 3,4,5. Por exemplo, una partícula pesada cunha interacción débil (WIMP, do inglés weakly interacting massive particle) que, comparada coa materia que coñecemos na actualidade, sería moi diferente e só tería una interacción gravitacional; un obxecto astroespecífico de halo compacto pesado (MACHO, massive ophysical, totalmente neutro), pouco ou nada delicado, da luz roquita, dos compoñentes da materia caluga.

Na actualidade, os experimentos que analizan os axiones atraen una enorme atención, xa que, segundo os estudos teóricos máis punteiros, son os candidatos máis viables á materia escura.

Con todo, isto non significa que se coñeza totalmente o axio e que o problema da materia escura estea resolto. Nas seguintes liñas trataremos de explicar os últimos descubrimentos sobre o axio.

Axión

Propúxose o modelo Peccei-Quinn6 paira solucionar o problema do CP forte. O problema do CP forte aparece na cromodinámica cuántica (QCD, nas súas siglas en inglés), onde a interacción forte non rompe a simetría da paridade de carga (CP, do inglés charge-parity). Os axioes6 son a consecuencia ineludible deste modelo, xa que a zona de resolución do problema do CP forte emite estas partículas a medida que se perde enerxía. Con todo, o estudo dos axiones non só nos describirá a natureza da materia escura, senón que só solucionará o problema do CP forte, senón que a procura destas partículas e o estudo do Fondo Cósmico de Microondas (CMB, nas súas siglas en inglés) poden responder a unha serie de preguntas acerca da evolución do universo. Entre outras cousas, a escala enerxética da incorrección cósmica ou o problema da xerarquía electrodébil. Por tanto, o maior misterio da moderna estándar axudará a resolver o estudo do axio.

A masa dos candidatos ultrarrápidos da materia escura que xurdiu durante as transicións de fase no universo primitivo ou na cosmético Incomprensión pode estar entre 10-22 eV e 1 keV. Hai uns anos parecía imposible detectar partículas destas masas. Hoxe en día, con todo, é posible grazas ás novas metodoloxías experimentais. No camiño cara ao descubrimento do axio propuxéronse una serie de experimentos utilizando estas novas metodoloxías. Con todo, estes experimentos só se poden utilizar paira detectar un axio cunha masa determinada, xa que se basean en oscilacións dunha frecuencia determinada e a frecuencia vén determinada pola masa do axio. É dicir, débese crear un experimento paira cada valor de masa. Como se comentou, a escala de masa que pode ter o axio é moi ampla, polo que é imposible tomar experimentalmente toda a escala. É dicir, o máis difícil de experimentar é analizar toda a escala de masas, polo que a determinación teórica da masa do axio suporía un avance significativo na detección do axio.

As partículas axiónicas pódense formar de dúas formas. Uno destes supostos explícase mediante o mecanismo denominado non aliñamento 7. Neste caso, os axiones produciríanse como consecuencia dos efectos non perturbadores durante a transición de fase QCD. Para que este mecanismo teña importancia sería necesario que os axioiak xerásense a través da incorrección cósmica, pero a partir das últimas investigacións é posible que se crearon despois da imitación. Neste caso, produciríanse cordas topológicas tras a ruptura espontánea da simetría predicida polo modelo Peccei-Quinn. Estas cordas, a medida que perden enerxía, emitirían axiones. E una vez producida a transición de fase QCD, as cordas topológicas desaparecerían.

Redes de cordas topológicas

O modelo de calor Big Bang que mencionamos anteriormente explica como o universo se estendeu desde unha situación moi densa e cálida a outra máis diluída e fría. É dicir, o universo expándese e arrefríase. Neste arrefriado o universo sufriu varias transicións de fase, do mesmo xeito que as transicións de fase que sofre a auga no seu proceso de refrixeración. Nestas transicións de fase pódense producir fracturas de simetría, é dicir, una simetría existente na fase antiga non aparece máis na fase nova. As diferenzas topológicas son consecuencia directa destas fracturas de simetría. Dependendo das características da ruptura de simetría, as rexións que conservan a vella simetría poden quedar na nova fase, e as rexións que conservan a vella simetría son as defecciones topológicas.

O carácter das rexións que conservan a antiga simetría depende tamén das características da fractura de simetría: en función da fractura de simetría estas rexións poden ter forma esférica, de corda ou de estrela. Cando rompe a simetría proposta polo modelo Peccei-Quinn, aparecen defectos en forma de corda, polo que se denominan cordas topológicas. Ademais, hai que ter en conta que a ruptura de simetría produce varias cordas formando una rede tridimensional (ver figura 2). Estas redes de corda, segundo evolucionan, deben emitir enerxía. Esta enerxía é emitida nos axiones.

Figura : Imaxe da rede de cordas topológicas creada no modelo Peccei-Quinn. Esta imaxe foi obtida mediante simulación numérica. Ed. Asier López Eiguren

Como se mencionou anteriormente, a obtención teórica da masa de axiones supón un avance significativo na detección de partículas. The teórica values of mass can be determined by analysis of topologic soka. A única forma dispoñible paira realizar esta análise é mediante simulacións numéricas.

Simulación numérica

As simulacións numéricas poden reproducir a evolución do universo e, ademais, evolucionar nel os motivos topológicos. No caso de simulacións numéricas de defecciones topológicas, utilízanse redes de puntos en 3 dimensións que denominaremos lattice (ver figura 3) paira imitar a evolución do universo. Cada punto do latticket evoluciona utilizando as ecuacións de movemento correspondentes ao modelo que queremos analizar. É dicir, o latticket describe o espazo en tres dimensións e mediante ecuacións de movemento avánzase no tempo. A utilización das ecuacións de movemento descritas no modelo Peccei-Quinn permite analizar mediante simulacións numéricas as cordas cósmicas que emiten axiones. Con esta análise pódese determinar teoricamente a masa de axiones emitida polas cordas.

Figura : Imaxe do latte utilizado en simulacións numéricas. Este caso ten 53 puntos. Ed. Asier López Eiguren

Nunha recente investigación8, utilizáronse simulacións numéricas paira analizar as cordas cósmicas que se crean no modelo Peccei-Quinn. Neste estudo utilizáronse laticés con 4.963 puntos. Paira levar a cabo estas simulacións foi necesario traballar conxuntamente 1.024 cpus. Neste traballo analizouse a densidade das cordas topológicas. De feito, coñecer a evolución da densidade de cordas ao longo da evolución é moi importante á hora de comprobar a validez dos resultados. Se a densidade das cordas é constante, os resultados derivados das simulacións poden extrapolarse directamente a escalas cosmológicas; se non é así, os resultados das simulacións non son suficientes paira confirmar os efectos cosmológicos.

Estudos publicados con anterioridade á citada obra aseguraban que a densidade das cordas topológicas xeradas no modelo Peccei-Quinn aumentaba ao longo do tempo. Este traballo demostra que a densidade é constante. Esta demostración é moi importante á hora de determinar teoricamente a masa do axio, xa que quedou patente a validez cosmológica dos datos obtidos mediante simulacións numéricas.

Esta investigación demostrou que as simulacións numéricas terán un gran peso á hora de dar resposta á pregunta da materia escura. Tendo en conta a capacidade computacional actualmente dispoñible, non será de estrañar que nun futuro próximo o valor teórico exacto da masa de axiones sexa. E como xa se comentou, este resultado abre as portas ao descubrimento do axio.

 

Referencias

  1. S. Dodelson, Modern Cosmology. Ámsterdam: Academic Press, 2003.
  2. G. Bertone, D. Hooper, and J. Silk, “Particle dark matter: Evidence, candidates and constraints, Phys. Rept., vol. 405 pp. 279– 390, 2005.
  3. C. Griest. The Search for dark matter: • 1993. [Annals N. E. 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: Fundamental Interactions (LLWI 2007): Lake Louise, Alberta, Canada, Febreiro 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 pp. 1440–1443, 1977.
  7. M. Hindmarsh, J. Lizarraga, A. Lopez-Eiguren, J. Urrestilla, “The scaling density of axion strings”, Phys. Rev. Lett. 124 (2020) non.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.