La materia oscura se propuso por primera vez para explicar la velocidad a la que las estrellas orbitan el centro de sus galaxias. Desde entonces, la búsqueda de otras líneas de evidencia de materia oscura ha sido interesante.

Uno de los mayores éxitos parecía ser una colisión de cúmulos de galaxias llamada Cúmulo de Balas. Proporcionó una de las indicaciones más espectaculares e intuitivas que parecía mostrar que la materia oscura era real. Nuestro propio informe sobre la primera evidencia del Cúmulo de Balas, escrito hace más de una década, estaba bastante emocionado. Y en las historias que siguieron sobre la existencia de materia oscura, tendimos a tratar el Cúmulo de Balas como un estándar de oro. Si no puedes explicar el Cúmulo de Balas, entonces tu teoría es probablemente un poco inútil en realidad.

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La imagen de arriba muestra el remanente de dos cúmulos de galaxias que han colisionado, con una» bala » más pequeña que ha pasado a través del cúmulo más grande. La energía de la colisión es tal que la materia regular se ha calentado a temperaturas muy altas, lo que hace que brille como un loco en el régimen de rayos X (que se muestra en rojo). Por lo tanto, un telescopio de rayos X puede producir una imagen clara de la distribución de la materia tanto de la bala como del cúmulo más grande. Aún mejor, esta colisión parece estar casi de lado para nosotros, por lo que tenemos el mejor asiento de la casa para observarla.

Además, ambos cúmulos tienen una masa significativa y actúan como lentes gravitacionales. Al obtener imágenes de los objetos que están detrás de los cúmulos y comprender cómo las imágenes están distorsionadas por la lente intermedia, podemos trazar la masa del Cúmulo de balas. Esto se muestra en azul.

Superponer las dos imágenes muestra que la masa no está donde está la materia, por lo tanto, la materia oscura. Esta es solo una de varias colisiones entre cúmulos que muestran características similares, gravedad sin materia aparente, pero el Cúmulo de balas es, sin duda, el ejemplo más limpio de todos ellos.

Sin embargo, el clúster de viñetas muestra algo que es, posiblemente, más importante: la ciencia funciona. Aunque la publicación inicial fue promocionada como evidencia de materia oscura, rápidamente se dio cuenta de que la historia puede ser más complicada que eso. De hecho, la historia incluso comenzó a sombrearse hacia el Cúmulo de Balas, siendo evidencia contra la materia oscura. Los físicos teóricos liberaron su imaginación, trayendo energía oscura y teorías modificadas de la gravedad a la mesa. Pero eventualmente, cuando el polvo se asentó, el pensamiento volvió a la interpretación original de ser correcta.

Mirando hacia atrás al Grupo de Balas de hoy, cómo llegamos de aquí para allá y de regreso, destaca cómo la ciencia funciona de la misma manera limpia. Los datos son el rey, pero la teoría es el reino; se necesitan ambos, y ninguno de los dos está grabado en piedra.

Explicar los datos plantea preguntas

Poco después de que se publicara el análisis de conglomerados de Viñetas en 2006, los científicos comenzaron a examinar más de cerca los datos. Al principio, todo parecía un poco desconcertante. Los intentos de modelar la colisión no parecían funcionar.

Una de las industrias artesanales en astrofísica es el modelado de galaxias y cúmulos de galaxias. Puede, en su computadora, crear dos clústeres que coincidan aproximadamente con la distribución de masa de algunas observaciones, y luego juntarlos a la velocidad que desee. También puede producir un modelo que tenga muchos clústeres diferentes y mirar las estadísticas de las colisiones para ver cómo se ve el choque promedio del clúster.

Este proceso de dos pasos nos dice cosas diferentes. Un modelo nos dice, dados los datos observacionales, cuán grandes eran los grupos y cuán rápido se acercaban entre sí cuando chocaron. El segundo modelo nos dice, dado nuestro Universo, qué tamaño de cúmulos de galaxias deberíamos esperar y qué tan rápido chocan típicamente.

Para el modelo de colisión, no es suficiente para que coincida con la distribución de la materia visible y el lente gravitacional que se observó. Hay toda una serie de características que los modelos necesitan reproducir. Como mencionamos anteriormente, la materia normal es tan caliente que produce muchos rayos X. Pero no es suficiente que un modelo solo produzca rayos X; debería producir el mismo espectro de rayos X, es decir, deberíamos ser capaces de predecir el brillo relativo de cada color de rayos X. Otras limitaciones tienen que ver con el material de los grupos. Durante la colisión, la materia (es decir, la materia ordinaria) se transfiere entre grupos. Nuestras observaciones proporcionan una estimación de cuánto se transfiere, y los modelos deben predecir la transferencia.

El segundo modelo se trata de probabilidades. Cuando mapea los resultados del primer modelo con modelos de muchos cúmulos de galaxias que chocan aleatoriamente entre sí, debería descubrir que la colisión prevista no es demasiado extraordinaria. Sí, es posible que lleguemos al equivalente de un boleto de lotería ganador. Pero si los modelos predicen que la colisión del clúster requiere condiciones bastante excepcionales, probablemente deberíamos asumir que hemos cometido un error en alguna parte. O, más precisamente, para cada colisión que requiere condiciones extremas, deberíamos haber observado lotes que están dentro del rango normal. Dado que no tenemos muchas otras colisiones, el Clúster de Viñetas debería estar dentro de ese rango normal

Pero los primeros artículos publicados después del análisis del Clúster de viñetas mostraron que, tal vez, solo tal vez, no todo está bien. ¿El Grupo de Balas es especial?

La primera indicación de que algo podría estar mal vino de modelos que colisionaron dos grupos.

Para colisionar dos cúmulos de galaxias, tienes que decidir qué física incluir. En los primeros intentos, los modelos eran relativamente simples. Cada grupo consistía en un número de partículas de materia ordinaria y de materia oscura. Estos se cruzaron entre sí, chocando en el caso de la materia ordinaria (la materia oscura ignora todo a su paso). El aumento de la presión de la colisión aumenta la temperatura, haciendo que las partículas emitan rayos X. Al mismo tiempo, la colisión genera una onda de choque que también aumenta la presión y produce un gas aún más caliente que emite más rayos X.

Aunque es computacionalmente intensivo debido al número de partículas, el modelo solo contiene la física mínima de un fluido bastante simple. Y el análisis fue igualmente sencillo: ¿nuestro modelo reproduce las características principales de nuestras observaciones? Los investigadores se centraron en el frente de choque observado, la distribución de masa y las emisiones de rayos X. Su intento de reproducir esas características implicó probar diferentes combinaciones de velocidades de colisión, densidades y masas totales de los dos cúmulos.

Para un conjunto dado de condiciones iniciales, se puede reproducir cualquier propiedad observacional en particular. Sin embargo, para obtener todas las características, los dos clústeres deben tener un conjunto bastante restringido de densidades, proporciones de masa y, lo más importante, velocidad de colisión.

Como es típico de los nuevos resultados emocionantes, otros estaban tratando de hacer lo mismo, todos usando modelos ligeramente diferentes. Pero todos llegaron a conclusiones similares. El rango de velocidades de colisión también parecía incorrecto: oscilaba entre 2.700 km/s y 4.050 km/s. Toda la gama parecía alta, teniendo en cuenta que la teoría predominante de la materia oscura se titula «materia oscura fría», donde el frío es otra forma de decir movimiento lento.

Pero no tenemos idea de si los cúmulos de galaxias obedecen a algún tipo de límite de velocidad (que no sea «más lento que la luz»). Para tener más que una suposición intuitiva sobre si estos resultados eran altos, los investigadores necesitaban recurrir a un tipo diferente de modelo, uno que modele el movimiento de los cúmulos de galaxias. El primer paso para construir este tipo de modelo es decidir de qué está hecho tu universo.

Porque podemos verlo, ya sabemos cuánta materia ordinaria hay alrededor, y sabemos el tipo de velocidad a la que se está moviendo. Sin embargo, la materia oscura es una historia diferente. Si asumes que la materia oscura existe, entonces tienes que decidir cómo se distribuye y qué tan rápido se mueve.

La velocidad de la oscuridad (materia)

Esta no es una elección totalmente libre. El Big Bang y el hecho de que las galaxias lograron formarse después de ese evento pusieron límites a la velocidad y distribución de la materia oscura. El movimiento de las galaxias dentro de un cúmulo también nos habla de la distribución de la materia oscura. Por lo tanto, todos esos datos observacionales entran como punto de partida, lo que pone algunos límites a la flexibilidad del modelo. Después de todo, la realidad manda. Si el punto de partida no da como resultado galaxias, por ejemplo, entonces será rechazado.

Para averiguar si la velocidad de colisión fue excepcional, el siguiente paso fue examinar los modelos de colisiones de clúster. Para hacer esto, los investigadores crearon una caja grande (más de 4GigaParsecs en un lado) y la llenaron con materia oscura: la materia ordinaria es un componente menor, y la mayoría, pero no todos, los modelos la descuidan. Los investigadores dejaron que el modelo funcionara para evolucionar el Universo. En diferentes momentos, congelaban el modelo y lo examinaban. Los investigadores estaban buscando grandes cúmulos que habían atrapado a un pequeño cúmulo en su pozo gravitacional. Bajo estas condiciones, el pequeño grupo estaría condenado a chocar con su vecino más grande.

Para hacer la comparación justa con el Clúster de bala, los investigadores se restringieron a clústeres con una relación de masa similar a la de la colisión del clúster de bala. Además, eliminaron los golpes de mirada, ya que el Racimo de balas parece estar cerca de una colisión frontal.

Las colisiones parecían ocurrir de forma bastante regular: los investigadores encontraron poco menos de 80 ejemplos de colisiones que se parecían al Grupo de balas. Sin embargo, ninguno de ellos reprodujo los detalles de la colisión del Racimo de balas. Solo una colisión tuvo una velocidad de caída menor de 2.000 km / s, que aún era demasiado lenta, recuerde que todos los modelos de colisión habían sugerido una velocidad mucho mayor.

Tensión actual

Aún más preocupante, las colisiones de racimo de balas no ocurrieron en el pasado. El modelo mostró que todas las colisiones con la proporción de masa correcta (por ejemplo, pequeñas inmersiones de cúmulos en cúmulos grandes) ocurren en la actualidad. Ahí fuera en el Universo en este momento hay pequeños grupos siendo succionados impotentes en las fauces de los grandes. En el pasado, sin embargo, los investigadores no encontraron ninguno de estos emparejamientos. Debido a que observamos el Cúmulo de Balas hoy, sabemos que sucedió en el pasado. Incluso sabemos hace cuánto pasó.

Así que para ajustarse a los datos observables, debemos encontrar pequeños grupos que chocan con grandes grupos en el pasado. Sin embargo, nuestros modelos no mostraron nada de eso.

En cambio, el pasado está dominado por grupos de tamaño similar que se lanzan entre sí. Ese proceso puede ser lo que crea la disparidad en los tamaños de los grupos que, eventualmente, permite colisiones similares a un grupo de viñetas. Pero eso lleva tiempo, según estos modelos, mucho tiempo.

El gran problema resultó ser que, en cada modelo de computadora, los investigadores tienen una serie de opciones que tomar: qué física incluir, qué excluir y qué aproximar. Más allá de eso, también hay que tomar decisiones técnicas: ¿cuál es el tamaño del Universo que planeas simular? ¿Cuál es la característica más pequeña con la que se ocupará su modelo? Estas dos son opciones acopladas que están limitadas por la cantidad de potencia computacional disponible. Y realmente importan.

Resulta que el tamaño de la caja del modelo y la resolución importan. O, más precisamente, cuanto más grande es la caja y más partículas hay en la caja, más se puede llegar a los extremos de la distribución de velocidad. Para el tipo de modelo utilizado en el análisis inicial, se espera que las colisiones a alta velocidad sean raras. El trabajo posterior sugirió que la caja necesitaba tener un volumen unas ocho veces mayor que cualquiera que se hubiera probado hasta ahora si se quería ver una sola colisión que coincidiera con las velocidades predichas por los modelos de colisión.

Pero no lo sabíamos en ese momento. El consenso entonces parecía ser que algo andaba mal, no necesariamente con la materia oscura, y ciertamente no con las observaciones. La expectativa era que a los modelos que simulaban la formación y dinámica de cúmulos de galaxias les faltaba algo, o al modelo que colisionaba cúmulos le faltaba algo. ¿Pero cuál estaba apagado, y qué le faltaba exactamente?

El agitado mundo de la física teórica

En este punto, los físicos teóricos comienzan a emocionarse un poco: Los resultados Que no se explican™ significan Nueva Física™. ¿Tal vez la energía oscura podría acelerar el cúmulo? Y, si no es energía oscura, ¿podríamos probar la Dinámica Newtoniana modificada, una idea que reemplaza la materia oscura con una teoría modificada de la gravedad? En ambos casos, podría obtener mayores velocidades de colisión. Pero tuvieron un costo: usar un modelo físico que tenía pruebas bastante escasas que lo respaldaban.

En este caso, todas estas ideas resultaron ser erróneas, pero considerarlas fue una parte esencial del proceso. No considerarlas sugeriría que nos negamos a reevaluar la corrección de la física fundamental. Siempre hay ideas que deberían discutirse cuando la evidencia experimental y la teoría actual no están de acuerdo. Casi siempre estarán equivocados, pero el aspecto de «casi» es bastante crítico.

En este caso, a pesar de que había diferencias entre la teoría y las observaciones, la historia no terminó con una nueva teoría. En cambio, los investigadores descubrieron cómo resolver las diferencias. El proceso comenzó revisando el modelo para la colisión de clústeres. El trabajo original había analizado solo unas pocas características groseras: dónde estaba el centro de masa para cada grupo, cuál era la forma del frente de choque, etc.

El modelo asumió que los grupos eran, antes de la colisión, esféricamente simétricos. Eso es bastante poco realista, y la enorme discrepancia significaba que era hora de ponerse serios. Los cúmulos se convirtieron en elipses, y el efecto de los campos magnéticos se añadió a la física de fluidos. Esto último es importante porque los campos magnéticos confinan la materia cargada (ordinaria) para moverse alrededor de las líneas de campo. Esto puede aumentar las presiones y temperaturas.

Incluso sin estas adiciones, el modelo antiguo ya se ajusta a las características brutas del clúster de viñetas. Ahora también era el momento de tratar de explicar los detalles. La mayoría de los datos astronómicos vienen en forma de imágenes y no necesariamente imágenes de luz visible. Los rayos X, los datos de radiotelescopios y muchas otras partes del espectro son comunes. Algunos de estos datos se utilizan para proporcionar estimaciones píxel por píxel de las propiedades físicas más interesantes, como la temperatura.

Píxeles de procesamiento

Aquí es donde se dirigieron los investigadores: comparar los modelos con la mejor resolución de los datos que se suponía que debían modelar. Esto implicó una comparación píxel por píxel entre los datos experimentales y las predicciones del modelo.

Hacer eso requiere un poco de delicadeza. Solo hay un clúster de viñetas y, por lo tanto, solo un conjunto de datos completo. El modelo tiene algunas incógnitas que también deben establecerse en función de los datos experimentales. Entonces, ¿cómo usa los datos para configurar su modelo y aún así comparar los resultados con los datos? Al final, un equipo utilizó los datos de lentes gravitacionales y la parte de baja energía del espectro de emisión de rayos X para fijar los parámetros en su modelo. Luego compararon la salida del modelo con el resto de los datos.

Al final, el modelo que incorporó los campos magnéticos reprodujo los datos observacionales bastante bien. No perfectamente, y de alguna manera mal, pero fue mejor que el trabajo anterior. Aun así, no era obvio que esto nos llevara a ninguna parte, ya que la velocidad de colisión que predecía aún parecía bastante alta (alrededor de 2.800 km/s a 2.900 km/s). Sin embargo, había una diferencia importante: para reproducir la colisión, el cúmulo principal tenía que ser más grande de lo previsto en el modelo anterior.

Con la física de la colisión aparentemente reproducida, los investigadores volvieron a la velocidad de colisión. En su modelo, la velocidad de colisión seguía siendo de 2.800 km/s, que no es tan diferente de los valores obtenidos por investigadores anteriores. Sin embargo, afirmaron que esta velocidad está bien. ¿Cuál es la diferencia?

La diferencia está en la masa del grupo más grande. El nuevo modelo predijo una masa que es tres veces mayor de lo que se pensaba anteriormente. Eso da una atracción gravitacional adicional a medida que atrae al pequeño, acelerando el impacto. Volviendo a ejecutar modelos de cúmulos utilizando un universo modelo mucho más grande y con muchos más cúmulos de galaxias, los investigadores pudieron ver que los cúmulos de esta masa no eran tan raros, y hubo muchas colisiones que parecían cúmulos de bala.

Lo más importante, para los grupos más grandes, las velocidades de colisión fueron mayores. El Cúmulo de Viñetas sigue estando un poco por encima de la media. ¿Qué significa eso? Significa que la colisión de Cúmulos de Balas sigue siendo excepcional, pero solo en el sentido de uno en cien y no en el sentido de uno en 100 millones indicado por la investigación más temprana.

¿La historia está completamente resuelta? Probablemente no. Estoy seguro de que el modelo revisado aún necesitará más escrutinio, pero el Grupo de Balas, y la ciencia en general, es una historia de movimiento lento. Las observaciones originales del racimo de balas se anunciaron hace unos diez años; el modelo revisado tiene solo dos años. Y esto simplemente refleja la naturaleza de la ciencia. En su mayor parte, se trata de sudar las cosas pequeñas, porque esa es la única manera de entender las cosas grandes. Es un proceso de autocorrección. Se trata de generar modelos que sabes que están equivocados y ponerlos ahí fuera para ver lo equivocados que están realmente.

La ciencia es, en resumen, jugar con el fracaso y amarlo.