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  • Inicio > Historias > Galaxias de neutrinos

    Galaxias de neutrinos

    Continuación de Neutrinos, MACHOs y exoplanetas y Materia oscura

    En la primera entrada de esta serie veíamos que las curvas de rotación galáctica nos indicaban que faltaba materia en nuestro inventario de la masa de las estrellas y el gas. En la segunda entrada buscábamos objetos compactos del halo galáctico (MACHOs) que pudiesen dar cuenta de esa materia desparecida. Pero vimos que no habían suficientes para explicar más de un 8% aproximadamente. Nuestra pregunta de hoy es: ¿Y si el resto fuesen neutrinos?

    Los neutrinos son --al igual que los electrones-- un tipo de partículas conocidas como fermiones. Los fermiones tienen una propiedad interesante. Dos fermiones en el mismo estado no pueden coexistir muy próximos unos a otros. Exactamente igual que nos explicaba el profesor de química en bachillerato cómo se iban colocando los electrones de un átomo en diferentes niveles de energía, de tal manera que no podemos "comprimir más un átomo" si todos los niveles están ocupados.

    En una enana blanca por ejemplo la gravedad va colocando los electrones en los niveles más bajos de energía hasta que no se pueden comprimir más y es esa "degenaración electrónica" la que aguanta el tirón de la gravedad. En una estrella de neutrones ocurre el mismo proceso pero con neutrones, que también son fermiones. Este fenómeno da a este tipo de estrellas compactas unos tamaños típicos característicos.

    El tamaño característico de degeneración de los neutrinos es tal que aproximadamente podemos meter un millón de ellos en un centímetro cúbico. Ahora imaginemos que nuestra galaxia está hecha de esa densidad máxima posible de neutrinos. Eso implicaría que cada neutrino tendrían que pesar al menos unos 30 eV --unas 15,000 veces menos que un electrón--.

    Ese es un número increíble por muchas razones. En primer lugar porque es del mismo orden que la masa del neutrino deducida de los experimentos de desintegración beta --como veíamos en la última entrada-- y en segundo lugar porque es un ejemplo maravilloso de la interacción entre la física de partículas y la astrofísica: cómo un experimento de física nuclear nos puede dar pistas sobre la estructura de una galaxia o cómo la estructura de una galaxia nos puede dar un valor de una constante física como la masa del neutrino.

    En principio, esa masa mínima para el neutrino deducida de la materia oscura de la galaxia se queda algo grande para las masas que se están manejando a partir de los datos del SNO y el Superkamiokande, menores de unos 10 eV, y el hecho de que la condición de densidad máxima de neutrinos sea una situación límite injustificada es un buen indicio de que probablemente los neutrinos tampoco sean suficientes en el problema de la materia oscura.

    Pero no nos demos por vencidos. ¿Hay algún fenómeno del universo que haya podido producir grandes cantidades de neutrinos?. Sí, lo hubo. La síntesis de los elementos químicos ligeros en el principio del universo.

    En los primeros minutos después de la gran explosión el universo fue básicamente un reactor nuclear que produjo tantos neutrinos como para que todavía pululen a nuestro alrededor unos 100 millones en cada metro cúbico. Puesto que la densidad media del universo está en torno al equivalente de 2 ó 3 átomos de hidrógeno en cada metro cúbico de espacio y cada átomo de hidrógeno pesa en torno a 1000 MeV --eso es 2000 veces más que un electrón--, los neutrinos no pueden pesar más que 10 eV --¡Increíble pero cierto!, ¡un número del mismo orden de nuevo!-- ¡Pero en cierta manera incompatible con el anterior!. Si explicamos uno de los casos de materia oscura no podemos explicar el otro.

    A pesar de ser "una partícula fantasma", el neutrino es capaz de influir de manera importante en la formación de las galaxias. Si la materia oscura estuviese formada principalmente de neutrinos, éstos podrían haber "huido" con facilidad de los valles gravitatorios --sobredensidades-- existentes en el principio del universo, suavizándolas. Por supuesto, los neutrinos tuvieron tiempo de huir una distancia relativamente pequeña comparada con el tamaño del universo. Así, mientras suavizaban las sobredensidades a pequeña escala impidiendo la acumulación de materia ordinaria, se estaban formando enormes sobredensidades a gran escala. Estas últimas formarían las grandes estructuras galácticas como supercúmulos aplanados como crepes. La materia ordinaria atrapada en las sobredensidades puede colisionar y disipar energía gravitatoria fragmentándose en objetos más pequeños de tamaño galáctico, en un tipo de escenario conocido como formación de arriba a abajo.

    Las estructuras galácticas tendrían entonces el siguiente aspecto en este escenario como se deduce a partir de las simulaciones en grandes ordenadores




    Pero las estructuras galácticas que vemos en la actualidad presentan un aspecto bastante diferente, según podemos ver en este corte de la muestra de galaxias del Sloan Digital Sky Survey.




    Sloan Digital Sky Survey consistió en dos muestras separadas: las galaxias fueron identificadas en imágenes 2D --a la derecha en la siguiente figura-- y entonces fueron determinadas sus distancias a partir de los espectros de luz creando un mapa 3D --a la izquierda en la figura-- de dos mil millones de años luz de profundidad. El mapa representa como puntos a 67,000 de las 205,000 galaxias de la muestra. El corte se corresponde aproximadamente con el plano del ecuador terrestre.




    Aparte tenemos otro problema importante. La formación de arriba a abajo implica que las galaxias no aparecieron hasta muy tarde --haceunos 7-8 mil millones de años--. Pero observamos una importante población de objetos con al menos 10-11 mil millones de años de edad. Es sin duda el fin de los neutrinos como principal componente de la materia oscura.

    Si los neutrinos tienden a disipar las sobredensidades iniciales donde después se acumularía la materia ordinaria, quizás debemos buscar partículas de interacción débil de mayor masa -típicamente de varios keV-- y bajas velocidades que al contrario de los neutrinos contribuyan a aumentar los valles de las sobredensidades y atraer a la materia ordinaria. Este tipo de materia es denominado Materia Oscura Fría para distinguirla del tipo formado por partículas de velocidades relativistas como los neutrinos y conocida como Materia Oscura Caliente.

    Cuando las simulaciones de la formación galáctica están dominadas por Materia Oscura Fría, el resultado se asemeja suficientemente bien a lo que vemos en la distribución de galaxias reales, como podemos apreciar en la simulación del siguiente gif animado




    Se puede ver una simulación en alta resolución más refinada que incluye la existencia de una constante cosmológica en esta página

    Pero le propongo al lector un viaje más apasionante por las estructuras galácticas en formación con este vídeo que nos muestra una simulación con 130 millones de partículas de materia oscura fría --que han sido iluminadas para poder apreciar el proceso-- que empiezan formando una red uniforme hace unos 14,000 millones de años. Durante un viaje de varios centenares de millones de años luz en apenas dos minutos vamos observando el proceso de formación de pequeñas estructuras que van creciendo y uniéndose para formar los halos de materia oscura de las galaxias y los de los cúmulos de galaxias en un escenario de abajo a arriba consistente con la observación de galaxias en el pasado remoto del universo --¡enciendan los altavoces del ordenador!



    En la próxima entrada veremos qué pueden ser y cómo podemos detectar esas partículas que forman la materia oscura conocidas como WIMPs (Partículas masivas de interacción débil).

    Continúa en ¿Detectada la materia oscura?

    Referencias
  • Cosmic Cruise. Galaxy Dynamics.
  • Cosmos in a computer map
  • Dark Matter. Martin White
  • From quantum foam to galaxies: formation of the large-scale structure in the Universe. Chicago University
  • La masa del neutrino y sus implicaciones cosmológicas
  • Sloan Digital Sky Survey. Mapping the Universe

    2008-05-01 22:08 | Astronomia, Fisica | 4 Comentarios


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    Comentarios

    1
    De: Dubitador Fecha: 2008-05-02 01:20

    El tamaño característico de degeneración de los neutrinos es tal que aproximadamente podemos meter un millón de ellos en un centímetro cúbico.


    No se, pero me da la impresion de que un millon de neutrinos por centimetro cubico es bien poquita cosa.



    2
    De: Pedro J. Fecha: 2008-05-02 18:40

    Buena observación. Lo es. Pero ten en cuenta que si pones más neutrinos en cada volumen de espacio, la presión de degeneración que ejercen sería mayor que la presión debida a la gravedad --que es muy débil en el caso de una galaxia-- y entonces toda esa estructura de materia oscura se expandiría volviendo al equilibrio con una densidad más baja.

    Releyendo el texto creo que es razonable que hayas entendido que me refería a la máxima densidad de neutrinos posible. Es la máxima densidad de neutrinos posible bajo la acción de la gravedad presente en la galaxia. No quedó bien explicado tratando de simplificar demasiado.

    Otra cosa. Quizás el número no es del todo correcto. Lo estimé hace unos años. Haciendo los números así rápidamente me salen en realidad 10-100 millones en lugar de 1. Pero he despreciado todas las constantes y casi me fío más de lo que calculé hace años. Cuando tenga más tiempo hago el cálculo más detalladamente.

    Recuerda el viejo chiste sobre los astrofísicos. Un astrofísico es un físico para el que uno y un millón son la misma cantidad.



    3
    De: Albert Fecha: 2013-04-05 15:28

    Creo que la frase "Eso implicaría que cada neutrino tendrían que pesar al menos unos 30 eV -unas 150.000 veces menos que un electrón-" no puede ser correcta, debería decir:
    "Eso implicaría que cada neutrino tendrían que pesar al menos unos 3 eV -unas 150.000 veces menos que un electrón-" o bien:
    "Eso implicaría que cada neutrino tendrían que pesar al menos unos 30 eV -unas 15.000 veces menos que un electrón-"
    Saludos ^_^



    4
    De: Pedro J. Fecha: 2013-04-06 00:54

    Error arrastrado del anterior. Gracias de nuevo. Corregido.



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