Posible efecto de la materia oscura sobre la formación de las primeras estrellas

Dibujo20180301 Best-fitting 21-cm absorption profiles for each hardware case nature25792-f2

Afirmaciones extraordinarias requieren evidencias extraordinarias, incluso si se publican en Nature. La pequeña antena de ondas de radio EDGES (Experiment to Detect Global EoR Signature), en MRO, Australia, ha observado por primera vez una señal de las primeras estrellas (población III) predicha por los modelos teóricos. Centrada a 78 MHz, con una semianchura de 19 MHz y una profundidad de 0,5 kelvin, esta señal tiene una relación señal-a-ruido (SNR) de 37. Sin embargo, su intensidad es entre 2 y 3 veces mayor de lo esperado a unas 3,8 sigmas. Hay que ser muy cauto con esta observación.

Toda señal inesperada y sorprendente publicada por una pequeña colaboración (solo cinco astrónomos) recuerda al fiasco de BICEP2 y los modos B de origen inflacionario. Esta señal podría estar dominada por incertidumbres sistemáticas (sesgos involuntarios en el análisis de datos). La confirmación en los próximos años de esta señal es imprescindible. Habrá que estar al tanto de los resultados de LEDA, SCI-HI, PRIZM y SARAS 2; también de los de HERA, LOFAR, MWA, LWA y SKA–LFAA. La confirmación o su refutación tardará varios años en llegar. Mientras tanto la cautela es la única opción razonable.

Si se confirma la señal implicaría que las primeras estrellas se habrían formado a los 180 millones de años tras el big bang, rodeadas de un gas de hidrógeno enfriado más de lo esperado. También se publica en Nature una explicación teórica a este misterio. Este enfriamiento sería causado por la interacción entre los bariones y la materia oscura. Quizás demasiado bonito para ser cierto, pues hay otras explicaciones menos exóticas. En su caso se trataría de una partícula de tipo WIMP de baja masa, menor de 4,3 GeV/c² con una sección eficaz de interacción con los nucleones de unos σc > 4,2 × 10−43 cm². Por debajo de los límites de exclusión actuales, dejará de estarlo en los próximos años.

En mi opinión, no soy experto en estos lares, la señal es demasiado perfecta para ser creíble. Por supuesto, espero estar equivocado. Pero sin una confirmación independiente, este resultado debe ser tomado con mucho escepticismo y precaución. Los nuevos artículos son Judd D. Bowman, Alan E. E. Rogers, …, Nivedita Mahesh, “An absorption profile centred at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum,” Nature 555: 67-70 (01 Mar 2018), doi: 10.1038/nature25792, y Rennan Barkana, “Possible interaction between baryons and dark-matter particles revealed by the first stars,” Nature 555: 71-74 (01 Mar 2018), doi: 10.1038/nature25791.

Más información divulgativa en Lincoln Greenhill, “A surprising chill before the cosmic dawn,” N&V, Nature, 28 Feb 2018; Hannah Devlin, @HannahDev, “Cosmic dawn: astronomers detect signals from first stars in the universe,” The Guardian, 28 Feb 2018. Te recomiendo ser muy escéptico con las noticias en español, incluso las de fuentes fiables, como Enrique Sacristán, “Detectada la primera señal del amanecer cósmico,” Agencia SINC, 28 Feb 2018.

[PS] Por cierto, los límites cosmológicos para la interacción WIMP-nucleón en el rango de masas sub-GeV aún no excluyen la propuesta de Barkana, aunque están cerca de hacerlo. Más información en Weishuang Linda Xu, Cora Dvorkin, Andrew Chael, “Probing sub-GeV Dark Matter-Baryon Scattering with Cosmological Observables,” arXiv:1802.06788 [astro-ph.CO]. Su propuesta se salva por los pelos, algo que quizás haya sido intencionado por su parte. Así se asegura que será refutada (o confirmada) pronto. [/PS]

[PS 06 Mar 2018] Explicaciones alternativas sin materia oscura en A. Ewall-Wice, T.-C. Chang, …, R.A. Monsalve, “Modeling the Radio Background from the First Black Holes at Cosmic Dawn: Implications for the 21 cm Absorption Amplitude,” arXiv:1803.01815 [astro-ph.CO], y Anastasia Fialkov, Rennan Barkana, Aviad Cohen, “Constraining Baryon–Dark Matter Scattering with the Cosmic Dawn 21-cm Signal,” arXiv:1802.10577 [astro-ph.CO]. También recomiendo C. A. Wuensche, the BINGO Collaboration, “The BINGO telescope: a new instrument exploring the new 21-cm cosmology window,” arXiv:1803.01644 [astro-ph.IM], y S. Yoshiura, K. Ichiki, …, C. M. Trott, “First Limits on the Cross Power Spectrum of 21 cm Line and Cosmic Microwave Background using Murchison Widefield Array Data,” arXiv:1803.00756 [astro-ph.CO]. [/PS].

Dibujo20180301 Low-band antennas nature25792-sf2

Los instrumentos astrónomicos sencillos son muy atractivos para los medios. Cual David contra Goliat, si este resultado se confirmase sería carne de Premio Nobel. Pero hay que ser cautos, pues un resultado de una gran colaboración (cientos de astrónomos) es analizado con tal detalle que es muy difícil que se cuelen errores y sesgos en los análisis, aunque nunca es imposible. Los datos del instrumento EDGES han sido analizados por los cinco astrónomos que firman el artículo en Nature. Se han tomado muchas decisiones difíciles y discutibles; quizás se han colado sesgos no intencionados.

La señal que pretende observar EDGES es muy pequeña, solo un 0,01% por encima del ruido de fondo que la contamina. El instrumento es muy sencillo (ver la fotografía), dos paneles metálicos rectangulares montados de forma horizontal sobre patas de fibra de vidrio rodeados por una malla metálica situada en el suelo. La observación de ondas de radio entre 50 y 100 MHz sufre múltiples fuentes de contaminación, tanto fuentes terrestres (como las emisoras de radio FM) como fuentes galácticas (radiación sincrotrón). Lo ideal sería colocar el instrumento EDGES en la cara oculta de la Luna, pero por ahora no es posible.

Dibujo20180301 Summary of detection nature25792-f1

Las primeras estrellas (población III) fueron supergigantes azules, muy masivas y de corta vida. Su emisión en el ultravioleta excitó la línea hiperfina de 21 cm del hidrógeno primordial de las nubes de gas en las que nacieron. Este hidrógeno excitado absorbe los fotones del fondo cósmico de microondas y produce una señal observable hoy en día en frecuencias de radio por debajo de 200 MHz (según los modelos teóricos), dependiendo de cuándo se formaron estas estrellas. El objetivo del instrumento EDGES es detectar esta señal en dos bandas, 50−100 MHz (señal en 27 > z > 13) y 90−200 MHz (14 > z > 6).

Las observaciones se iniciaron en agosto de 2015. Tras una compleja calibración y un proceso de filtrado de datos, se obtuvieron datos durante cientos de horas de observación. El análisis de las medidas no es sencillo, pues se trata de una señal residual sobre el fondo de la emisión sincrotrón galáctica; este fondo sigue una ley de potencia que decrece de unos 5000 K a 50 MHz hasta unos 1000 K a 100 MHz (parte a de la figura). Hay que ajustar esta señal y eliminar su efecto (parte b de la figura). También hay que eliminar la contribución ionosférica, para lo que se usa un modelo físicamente plausible, que reduce los residuos de 0,087 K a solo 0,025 K (parte c de la figura). La señal resultante corresponde al perfil de la absorción (parte e de la figura).

Los parámetros de la señal se obtienen ajustando un perfil teórico (parte d de la figura). El mejor ajuste tiene una amplitud de 0,53 K, frecuencia central de 78,1 MHz y semianchura de 18,7MHz. Las incertidumbres en estos datos son muy altas, teniendo un origen tanto sistemático (los modelos usados en el ajuste) como estadístico (los errores en los datos recabados). Por ello, creo que no se debe descartar que el análisis oculte ciertos sesgos involuntarios.

Este perfil de absorción se interpreta como que las primeras estrellas que excitaron el gas nacieron a los 180 millones de años tras el big bang (z=20) y tuvieron una vida media de unos 100 millones de años, por ello a partir de los 270 millones de años (z=15) la absorción se reduce. Recuerda que la línea a 21 cm tiene una frecuencia de 1420 MHz en laboratorio, pero debido a la expansión cósmica se desplaza al rojo según la fórmula ν= 1420/(1+z) MHz. El perfil de absorción observado está centrado en z ≈ 17 en el intervalo aproximado de 20 > z > 15. La temperatura del fondo cósmico de microondas es 2,725 (1+z), lo que implica 57,2 K para z=20 y 43,6 K para z=15; la temperatura del hidrógeno gaseoso se estima en 9,3 K para z= 20, cayendo a 5,4 K para z= 15. En el análisis de los datos se asume el modelo cosmológico de consenso.

Dibujo20180301 Global 21-cm signal in models with baryon dark matter scattering nature25791-f2

Varios experimentos similares a EDGES están en desarrollo. Pronto tomarán datos LEDA (Large-Aperture Experiment to Detect the Dark Ages), SCI-HI (Sonda Cosmológica de las Islas para la Detección de Hidrógeno Neutro), PRIZM (Probing Radio Intensity at high z from Marion) y SARAS 2 (Shaped Antenna measurement of the background Radio Spectrum 2). Un experimento de este tipo es ideal para instalarlo en la cara oculta de la Luna (donde se apantallan todas las emisiones de radio FM terrestres).

El instrumento EDGES se encuentra en MRO (Murchison Radio-astronomy Observatory) donde también se encuentran el precursor australiano de SKA (Square Kilometre Array), MWA (Murchison Widefield Array) y se instalará el futuro SKA–LFAA (Low-Frequency Aperture Array). La línea de 21 cm también se puede estudiar con redes de interferómetros, como HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array) que estará operativo en dos años y tiene una banda de 100–200 MHz; su banda operativa podría extenderse por abajo hasta los 50 MHz. Hay otros interferómetros similares, como LOFAR (Low-Frequency Array) y MWA (Murchison Widefield Array). En un futuro no muy lejano se usarán las extensiones de LWA (Long Wavelength Array) y SKA-LFAA.

Dibujo20180301 Simulated 21-cm intensity using a model with baryon dark matter scattering nature25791-f1

¿Qué podría explicar la señal observada si se confirma de forma independiente? La explicación más sencilla es que el gas y la radiación cósmica de fondo se desacoplaron a z ≈ 250 en lugar de z ≈ 150, permitiendo que el gas se enfriara de forma adiabática antes de tiempo; pero este resultado contradice los resultados cosmológicos de Planck 2015. La explicación debe ser más exótica, como el efecto de la evaporación y fusión de agujeros negros primordiales, el efecto de campos magnéticos primordiales, etc.

Se publica en Nature que la causa es la interacción entre la materia oscura y los bariones. Las partículas WIMP que explican mejor la materia oscura fría cumplen el límite de Lee–Weinberg, que favorece una masa mayor de 2 GeV/c².

Dibujo20180301 constraints dark matter cosmic dawn nature25791-f3

Para explicar el enfriamiento del gas de unos 0,3 K se necesita una interacción entre una WIMP y un nucleón con σ1 > 3,4 × 10−21 cm² (que corresponde a σc > 4,2 × 10−43 cm2 para σ(v) ∝ v−4) y una masa mχ < 4,3 GeV/c². Para una caída de 0,5 K estos números cambiarían a σ1 > 5,0 × 10−21 cm2 (que corresponde a σc > 6,2 × 10−43 cm2) y una masa mχ < 1,6 GeV/c². Esta figura muestra estos resultados (curva continua), así como los resultados para z =14 (línea a trazos) y para z = 20 (línea punteada).

La longitud de onda observada indica que las primeras estrellas iluminaron el cosmos a unos 180 millones de años tras el big bang (hace unos 13,6 mil millones de años). O sea, unos nueve mil millones de años antes del nacimiento del Sol. También se observa una segunda señal a los 250 millones de años, asociada a la muerte de estas primeras estrellas y la formación por colapso de agujeros negros, supernovas y otros objetos compactos que iluminaron con rayos X el hidrógeno de esas nubes de gas.

En resumen, se publican en Nature dos artículos polémicos que generarán mucha controversia en los próximos meses. Uno sugiere que el hidrógeno primordial perdió calor por interacción con una partícula de materia oscura tipo WIMP de baja masa. Y el otro que el efecto de las primeras estrellas en este enfriamiento del hidrógeno primordial fue mucho más temprano de lo esperado por muchos modelos teóricos. Hasta que no se confirme este resultado de forma independiente lo debemos mantener en cuarentena. Habrá que estar al loro de futuros avances en esta línea.

8 comentarios

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Fran Fran

Hola Francis.
Muchísmas gracias por este trabajo que te tomas, y que sirve para ilustrarnos a muchos.

Tengo una duda que a ver si tú o alguno de los habituales sería tan amable de corregir, u ofrecerme una fuente fiable para desmontar mi ‘sorpresa’.

Lo que es sorprendente desde mi punto de vista, o tengo muy mal entendido, es que se hable de enfriamiento de hidrógeno (= materia bariónica) en interacción con ‘materia oscura’. Es decir interacción termodinámica (=electromagnética y solo electromágnetica?) con una ‘sustancia’ que se supone no interactua electromagnéticamente (y de ahí la enorma dificultad de detección y estudio) ¿como puede haber entonces transferencia de calor?

Sé que apuntas el mecanismo (…Para explicar el enfriamiento del gas de unos 0,3 K se necesita una interacción entre una WIMP y un nucleón con σ1 > 3,4 × 10−21 cm…) pero lo lamento, no entiendo casi nada del párrafo puesto que el mecanismo que opera parece que se da por sabido…

Saludos!

Francisco R. Villatoro Francisco R. Villatoro

Fran, imagina que tienes dos gases, uno frío y otro caliente, en el mismo recipiente; ¿por qué se enfría el caliente y se calienta el frío? Por los choques elásticos (interacciones) entre sus moléculas. Aquí pasa lo mismo, si las partículas de materia oscura pueden interaccionar con los bariones (protones), entonces pueden chocar; la materia oscura fría estará más fría que el hidrógeno, luego enfriará el hidrógeno en estos choques.

Un error de mucha gente es pensar que la materia oscura no interacciona nada de nada con la materia bariónica. Si así fuera, sería imposible detectarla y descubrir qué es. Los experimentos de búsqueda directa de materia oscura asumen que hay una interacción, pero que es muy débil para afectar a la dinámica de los bariones (que están desacoplados de la materia oscura); por ejemplo, hoy en día se buscan WIMP en la región donde interaccionarían vía el Higgs con la materia bariónica. El nuevo artículo propone una masa para las WIMP y una interacción con los nucleones (bariones) suficiente para explicar el enfriamiento observado.

En tu pregunta sugieres que “interacción termodinámica = electromagnética” lo que es incorrecto. El calor es la energía térmica transferida entre dos sistemas, siendo la energía térmica la asociada la temperatura, es decir, a la energía cinética. El calor se transfiere por conduccíon, convección y radiación; solo la radiación está asociada al electromagnetismo, siendo la energía que pierde un sistema por emisión de radiación electromagnética. Tanto en la conducción como en la convección hay transferencia de calor que no está asociada al electormagnetismo.

Fran Fran

Visto (creo).

Tenía algunos errores conceptuales además tampoco “estaba al día” sobre el particular. Creo que ese “error de mucha gente” debe de tener bastante que ver con el mío propio.

Empezando por lo básico, mi concepto de termodinámica era muy restringido, incompleto más bien y erróneo por tanto. Demasiado ‘macro’ y clásico: intercambio de energía por interacciones de materia bariónica molecular en las que la reina es la fuerza electromagnética. Suficiente para el mundo cotidiano, creo, pero del todo insuficientes para el mundo sub-atómico, y aún más para una sustancia tan exótica, que se deduce por su efecto gravitatorio y se destaca por su nula interacción electromagnética.
A tal sustancia, desconocida casi del todo, no habría en principio motivo para suponerle afectación por las otras dos fuerzas .. ¿ Y por qué no?…podría resultar muy útil como hipótesis. Al fin y al cabo hace algún tiempo se postuló que esta materia oscura parecía interaccionar consigo misma de alguna manera distinta a la gravedad. Por eso o por otra cosa, el caso es que se postulan los WIMP’s como constitutivos de tal materia y, como tales y vía interacción débil…voila! podría explicar el punto principal del artículo y además aportar algo sobre la naturaleza de la propia substancia, y quién sabe si abrir incluso una via para su estudio… Mi cábala ahora mismo es si hay o no un cierto paralelismo entre este esquema y lo que sería un “petittio pricipii” en lógica… supongo que no, porque de haberlo imagino que sería evidente para los científicos y habríais dicho ya aquello de “ni siquier es falso!” XD

En todo caso, un tema fascinante.

Muchas gracias por tu labor, tu esfuerzo y tu amabilidad.

Un saludo.

Sergio Sergio

Hola Francis,
Me llama mucho la atención que los modelos cosmológicos sugieren que el gas y el CMB se desacoplaron a z=150-250 y que el gas se volvió más frío por expansión adiabática. En este artículo (https://arxiv.org/pdf/1606.07214.pdf) sugieren que el crecimiento del polvo por acreción de metales en el universo temprano (hablan de z=6 y más atrás) era muy complicado o imposible. Esto porque los granos de polvo no pueden ser más fríos que la temperatura del CMB; al ser polvo “tibio”, la probabilidad de que un átomo que llega a su superficie se quede pegado es muy baja. Pero si el gas ya era más frío que el CMB, entonces ¿qué impide que el polvo sea también más frío que el CMB a z= 6, 7, 8? ¿Están equivocados? Entiendo que los granos de polvo puedan ser calentados en eventos estocásticos de absorción de fotones del CMB y reemitirían en longitudes de onda del lejano infrarrojo, pero aún así el polvo adquiriría una distribución de temperaturas que en mi opinión no tendría que tener como mínimo la temperatura del CMB (~20 K a z=6). Espero haber sido lo suficientemente claro en mi pregunta. Muchas gracias y saludos.

Sergio Martínez G.

Francisco R. Villatoro Francisco R. Villatoro

Sergio, el artículo que citas discute el crecimiento del polvo en galaxias para z < 9; mi entrada es sobre el universo para z > 14, cuando no había galaxias, solo nubes de gas y las primeras estrellas. No entiendo la conexión que buscas entre ambos.

JL JL

Puede que lo que voy a plantear esté fuera de lugar o ya no se respondan artículos anteriores, pero por si acaso y en mi condición de no experto en la materia, hay va:
Francis ¿la materia oscura se ha observado? ¿Se conocen su composición, propiedades e interacciones? ¿Se ha encontrado en el LHC, etc. alguna partícula, muestra, traza o resultado que haga pensar en materias totalmente diferentes de lo conocido?
Lo que realmente me pregunto es si lo observado, p. e. el alejamiento demasiado rápido de galaxias, etc. no puede ser debido a una ignorancia de nuestra parte y a que lo conocido (TRG, etc.) se encuentra en la misma situación deficitaria que la mecánica de Newton se encontraba para explicar las anomalías del sistema solar y por tanto, lo que realmente ocurre es que debemos inventar o descubrir las nuevas matemáticas y teorías que explicarían este fenómeno y muchos otros sin tener que recurrir a entes no observados y al parecer inescrutables.
Puede ser que la geometría del universo, a verdadera gran escala, no cumpla la TRG pero sí exista una posible explicación dentro de una teoría superior ¿no sería prioritario buscarla en lugar de presuponer lo nunca observado y fuera totalmente de nuestros actuales conocimientos (cuando no contradictorio con estos)?

Saludos.

Francisco R. Villatoro Francisco R. Villatoro

JL pregunta: “¿la materia oscura se ha observado?” Así es, desde hace un siglo está siendo observada. “¿Se conocen su composición, propiedades e interacciones?” No se conoce su naturaleza microscópica (llámale composición), ni por tanto sus interacciones microscópicas; sabemos bastante bien sus propiedades macroscópicas gracias a cómo interacciona gravitacionalmente. “¿Se ha encontrado en el LHC, etc. alguna partícula, muestra, traza o resultado que haga pensar en materias totalmente diferentes de lo conocido?” Hay muchos indicios de que hay cosas por descubrir dentro del modelo estándar, y de las observaciones en colisionadores y astrofísicas. Muchos de ellos apuntan a nuevas partículas y/o interacciones. Pero por ahora son solo indicios. Si no lo fueran, ya lo sabrías, pues todos los medios se harían eco de ello.

“¿Puede ser debido a [modificación de la gravitación]?” Sí, podría ser, pero tiene que ser una modificación tan exótica que aún no se le ha ocurrido a nadie. Todas las propuestas actuales (MOND, TeVeS, etc.), desarrolladas en las últimas décadas, tienen grandes problemas para explicar todas las observaciones asociadas a la materia oscura (aunque explican muy bien algunas de ellas).

“Nuevas matemáticas y teorías …” Quién sabe… el camino de la teoría de cuerdas va en esta línea. “Puede ser que la geometría del universo, a verdadera gran escala, no cumpla la TRG” Todo lo contrario, lo difícil es casar las grandes escalas con cualquier modificación de la TRG. A grandes escalas todo es sencillo. Lo complicado son las escalas intermedias y las escalas microscópicas. “¿No sería prioritario buscar [nueva teoría]?” Hay decenas de miles de físicos tratando de hacerlo. No es fácil, como imaginarás. Pero su prioridad es lograr prestigio y fama por esta vía.

“Fuera de nuestros actuales conocimientos” El gran problema es que todo es posible. Pero solo podemos avanzar a partir de los conocemos, con paso firme, poco a poco. La ciencia funciona así. No existen los pasos de gigante en ciencia. El avance es firme y seguro, pero el ritmo de avance siempre nos parece lento…

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