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La expansión del Universo
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El futuro de las estrellas, galaxias y cúmulos
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Hubble_ultra_deep_field

El campo ultra profundo de Hubble, una imagen de una pequeña porción del cielo en la constelación Fornax (el horno), tomada por el telescopio espacial Hubble del del 3 de septiembre de 2003 al 16 de julio de 2004. Se eligió la porción de cielo, ya que posee pocas estrellas brillantes cercanas. Crédito: NASA and the European Space Agency.

 

Los detectores de materia oscura exótica

Si los objetos oscuros de naturaleza bariónica son difíciles de observar, la tarea es aún más difícil cuando se trata de detectar las partículas que podrían componer la materia oscura exótica.

Los neutrinos

El neutrino es una partícula desprovista de carga eléctrica, y de masa muy débil. La probabilidad de reacción entre un neutrino y una partícula ordinaria es extremadamente escasa. El único medio de capturarlo es, pues, incrementar las posibilidades de encuentro construyendo un detector conteniendo una cantidad enorme de partículas ordinarias.

Esto se intentó por primera vez en 1967 en una mina de oro en Homestake, Dakota del Sur. El detector consistía en una cuba que contenía 400.000 litros de una sustancia clorada. Aunque la inmensa mayoría de los neutrinos pasaba sin problema a través de la cuba, sucedía que uno de ellos interactuaba con un núcleo de cloro. Éste se transformaba entonces en un núcleo de argón que a su vez se desintegraba rápidamente. Es el resultado de esta desintegración que podía detectarse fácilmente y revelar la captura de un neutrino.

Desde esta época, han sido construidos otros detectores, ya sea basados sobre un principio similar o sobre la detección del efecto Cerenkov (el equivalente a la luz de la onda de choque de un avión que pasa la barrera del sonido). Estos detectores están todos colocados en zonas subterráneas para reducir al máximo la interferencia de las radiaciones cósmicas que podría falsear los resultados.

Se puede citar, en particular, la experiencia Gallex, operativa entre 1991 y 1997 en el túnel de Gran Sasso, Italia, con 30 toneladas de galio en solución; el observatorio de Sudbury, Canadá, que funcionó entre 1999 y 2006, con 1000 toneladas de agua pesada, y el detector SuperKamiokande en Kamioka, Japón, operativo desde 1996, con 50.000 toneladas de agua.

Más recientes y más exóticos aún, encontramos la red AMANDA (convertida en el telescopio IceCube en 2005) al Polo Sur geográfico, con detectores colocados bajo más de 800 metros de hielo desde 1993, y el proyecto ANTARES de detectores, colocados a lo ancho de la costa de Toulon bajo 2500 metros de agua desde 2008.

Estos detectores han confirmado la masa no nula del neutrino, pero no han podido medir esta masa, y el problema de la contribución de los neutrinos a la densidad del Universo no está resuelto definitivamente. Las experiencias indican, sin embargo, que la masa del neutrino es demasiado baja para que esta partícula tenga un impacto significativo en la materia oscura.

 

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El detector del observatorio de neutrinos de Sudbury en Canadá durante su construcción. Este observatorio fue operativo entre 1999 y 2006. Crédito: Ernest Orlando/LBNL/SNO

 

Las partículas masivas de interacción débil

Las partículas masivas de interacción débil (WIMP en inglés) son hipotéticas y jamás han sido observadas de manera clara hasta hoy día. Capturar estas partículas no es una tarea fácil pero, sin embargo, han surgido muchos proyectos.

Se pueden citar en particular, el experimento DAMA / LIBRA en el túnel de Gran Sasso desde 2003 (antiguamente DAMA / NaI entre 1996 y 2002), la colaboración CRESST en el mismo laboratorio desde 2003, el proyecto CDMS en una mina de hierro en Minnesota desde 2003, el experimento CoGeNT en el mismo sitio desde el año 2009 y el experimento EDELWEISS en el túnel de carretera Frejus desde 2006.

Estos proyectos se basan en el hecho de que incluso si la interacción de estas partículas con la materia ordinaria es muy débil, existe y debe ser posible ponerla de relieve. A manera de ejemplo, el detector de experimento CDMS está constituido por un gran cristal de germanio enfriado a algunas milésimas de grado del cero absoluto para hacer desaparecer toda agitación térmica. A causa del movimiento de la Tierra con relación al halo de materia no bariónica, una multitud de partículas masivas a baja interacción cruzan el detector cada segundo. Sucede, muy raramente, que una de entre ellas interactúe con un núcleo de germanio.

Esta partícula introduce entonces una cantidad insignificante de energía en el detector y crea una ionización muy débil. Midiendo permanentemente la temperatura y la carga eléctrica del cristal, es teóricamente posible observar el fenómeno, así pues, detectar las partículas exóticas. El número de detecciones evidentemente es muy limitado, en teoría, del orden de una cada 10 días para un detector de un kilogramo. Tengamos en cuenta que las señales parásitas debidas a otras partículas pueden detectarse analizando cuidadosamente la cantidad de energía depositada y la carga eléctrica creada.

Los experimentos DAMA/LIBRA, CREST y CoGeNT tienen las tres detecciones positivas anunciadas, pero, dada la complejidad de estos experimentos, el riesgo de falsa alerta y la falta de concordancia entre las distintas medidas, por el momento, no se ha obtenido ningún consenso sobre la validez de estas detecciones en la comunidad científica.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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