Matèria obscura

Image composta del cúmul de galàxies CL0024+17 presa pel telescopi espacial Hubble que mostra la creació d'un efecte de lent gravitacional. Se supon que este efecte es deu, en gran part, a l'interacció gravitatoria en la matèria obscura.

En astrofísica i cosmologia física, es denomina matèria obscura a un tipo de matèria que s'estima aproximadament en un 85% de la matèria de l'univers, i que no és energia obscura, matèria bariónica (matèria ordinària) ni neutrins. El seu nom fa referència a que es considera que no emet cap tipo de radiació electromagnètica (com la llum). De fet, no interactuaria en cap forma en la radiació electromagnètica, sent completament transparent en tot l'espectre electromagnètic. La seua existència es pot inferir a partir dels seus efectes gravitacionals en la matèria baix la consideració de la mecànica newtoniana, tals com el moviment de les estreles o les galàxies, aixina com en les anisotropías del fondo còsmic de microones present en l'univers.

La matèria obscura va ser proposta per Fritz Zwicky en 1933, davant l'evidència d'una «massa no visible» que influiria en les velocitats orbitales dels cúmuls en les galàxies. Posteriorment, atres observacions han indicat la possible presència de matèria obscura en l'univers, les quals inclouen la citada velocitat de rotació de les galàxies, aixina com els lents gravitacionals dels objectes pels cúmuls de galàxies, tals com el Cúmul Bela (1I 0657-56); igualment, la distribució de la temperatura del gas calent en galàxies, cúmuls de galàxies i nebuloses. Una atra hipòtesis alternativa, proposta pels físics Stephen Hawking i Bernard Carr en 1974, és l'existència de forats negres primordials posteriors al Big Bang que representen tota la matèria obscura en l'univers.

La matèria obscura també eixercita un paper central en la formació d'estructures i l'evolució de galàxies i té efectes mesurables en l'anisotropía de la radiació de fondo còsmic de microones. Totes estes proves sugerixen que les galàxies, els cúmuls de galàxies i tot l'Univers contindria molta més matèria que la que interactua en la radiació electromagnètica: lo restant és cridat «el component de matèria obscura».

La composició de la matèria obscura es desconeix. Alguns dels candidats a matèria obscura poden ser neutrins ordinaris i pesats, partícules elementals recentment postulades com els WIMPs i els axiones, cossos astronòmics com les estreles nanes, els objectes astronòmics (colectivamente cridats MACHO) i els núvols de gasos no lluminosos. Les proves actuals favorixen els models en que el component primari de la matèria obscura són les noves partícules elementals cridades colectivament matèria obscura no bariónica.

El component de matèria obscura té prou més massa que el component «visible» del Univers. Actualment s'estima que la densitat de bariones ordinaris i la radiació en l'Univers equivalen aproximadament a un àtom d'hidrogen per metro cúbic d'espai. Aproximadament solament el 5% de la densitat d'energia total en l'Univers (inferido dels efectes gravitacionals) es pot observar directament. S'estima que entorn al 23% està compost de matèria obscura. El 72% restant consistiria en energia obscura, un component inclús més estrany, distribuït difusamente en l'espai. Alguna matèria bariónica difícil de detectar contribuïx a la matèria obscura, encara que alguns autors defenen que constituïx solament una chicoteta porció. Aixina i tot, cal tindre en conte que del 5% de matèria bariónica estimada (la mitat d'ella encara no detectada) es pot considerar matèria obscura bariónica: totes les estreles, galàxies i gas observables reunixen menys de la mitat dels bariones que se supon deuria haver. Es creu que tota esta matèria pot distribuir-se en filaments gaseosos de baixa densitat, formant una ret per tot l'univers, en els nodos del qual es troben els diversos cúmuls de galàxies. En maig de 2008, el telescopi XMM-Newton de l'agència espacial europea va trobar proves de l'existència de dita ret de filaments.

La determinació de la naturalea d'esta massa no visible és una de les qüestions més importants de la cosmologia moderna i la física de partícules. Les denominacions «matèria obscura» i «energia obscura» expressen principalment el nostre desconeiximent, casi com els primers mapes en els que algunes zones s'etiquetaven com «terra incògnita».

Proves d'observacions

La primera persona en proporcionar proves i deduir l'existència del fenomen que s'ha cridat «matèria obscura» va ser l'astrofísic suís Fritz Zwicky, del Institut Tecnològic de Califòrnia (Caltech), en 1933.

Va aplicar el teorema del virial al cúmul de galàxies Menge i va obtindre proves de massa no visible. Zwicky va estimar la massa total del cúmul basant-se en els moviments de les galàxies propenques a la seua vora. Quan va comparar esta massa estimada en l'estimació del número de galàxies i en la lluentor total del cúmul, va trobar que hi havia unes 400 voltes més massa de l'esperada. La gravetat de les galàxies visibles en el cúmul era molt poca per a tal velocitat orbital, per lo que es necessita molta més. Açò es coneix com el «problema de la massa desapareguda». Basant-se en estes conclusions, Zwicky va deduir que tindria que haver alguna forma de «matèria no visible» que proporcionaria suficient massa i gravetat per a constituir tot el cúmul.

Moltes de les evidències de l'existència de matèria obscura provenen de l'estudi dels moviments de les galàxies. Moltes d'estes semblen ser prou uniformes, en lo que el teorema del virial de l'energia cinètica total deuria ser la mitat del total de l'energia gravitacional de les galàxies. No obstant, experimentalment s'ha trobat que l'energia cinètica total és molt major: en particular, assumint que la massa gravitacional es deu solament a la matèria visible de la galàxia, les estreles alluntades del centre de les galàxies tenen velocitats molt majors que les predites per la teorema del virial. La curva de rotació galàctica que mostra la velocitat de rotació front a la distància del centre de la galàxia, no es pot explicar solament per mig de la matèria visible. L'explicació més senzilla és supondre que la matèria visible conforma solament una chicoteta part del cúmul. Les galàxies mostren indicis d'estar compostes principalment d'un halo de matèria obscura concentrat en el seu centre, en simetria casi esfèrica, en la matèria visible concentrada en un disc central. Les galàxies de lluentor dèbil superficial són importants fonts d'informació per a l'estudi de la matèria obscura, ya que tenen una baixa proporció de matèria visible respecte de la matèria obscura, i tenen vàries estreles lluentes en el centre que facilita l'observació de la curva de rotació d'estreles perifèriques.

D'acort en els resultats publicats en agost de 2006, la matèria obscura s'ha detectat per separat de la matèria ordinària a través de mides del Cúmul Bela, realment dos cúmuls de galàxies propencs que varen colisionar fa uns 150 millons d'anys. Els investigadors varen analisar els efectes de les lents gravitacionals per a determinar la massa total de la distribució d'abdós i la varen comparar en els mapes de rajos X de gasos calents, que es pensava que constituïen la major part de la matèria ordinària en els cúmuls. Els gasos calents varen interactuar durant la colisió i varen permanéixer prop del centre. Les galàxies individuals i la matèria obscura no varen interactuar i estan més alluntades del centre.

Curves de rotació galàctica

Curva de rotació d'una galàxia espiral típica: predit (A) i observat (B). La matèria obscura explicaria l'apariència plana de la curva de rotació en ràdios grans.

Casi 40 anys despuix de les observacions inicials de Zwicky, cap atra observació les havia corroborat, indicant que la relació massa-lluminositat fòra distinta de l'unitat (una alta relació massa-lluminositat indica la presència de la matèria obscura). Pero a finals dels anys 1960 i 1970, Vora Rubin, una astrònoma del Departament de Magnetisme Terrestre del Carnegie Institution of Washington va presentar troballes basades en un nou espectrógraf molt sensible que podia medir la curva de velocitat de galàxies espirals en un grau de precisió major que qualsevol un atre anterior. En una trobada en 1975 de l'American Astronomical Society, junt en el seu companyer de personal Kent Ford, Rubin va anunciar el sorprenent descobriment de que moltes estrelas en distintes òrbites de galàxies espirals giraven a casi la mateixa velocitat angular, lo que implicava que les seues densitat eren molt uniformes més allà de la localisació de moltes de les estreles (el bulbo galàctic). Este resultat sugerix que inclús la gravetat newtoniana no s'aplica universalment o que, conservativament, més del 50% de la massa de les galàxies estava continguda en el relativament obscur halo galàctic. Este descobriment inicialment va despertar escepticisme, pero Rubin va insistir que les observacions eren correctes. Posteriorment atres astrònoms varen escomençar a corroborar el seu treball i es va conseguir determinar molt ben el fet de que moltes galàxies estigueren dominades per «matèria obscura». Les excepcions semblaven ser les galàxies en relacions massa-llum propenques a les de les estreles. Com a conseqüència, numeroses observacions han indicat la presència de matèria obscura en vàries parts del cosmos. Junt en les troballes de Rubin per a les galàxies espirals i el treball de Zwicky sobre els cúmuls de galàxies, durant décades s'han recopilat més evidències relacionades en la matèria obscura, fins al punt de que hui molts astrofísics accepten la seua existència. Com un concepte unificador, la matèria obscura és una de les característiques dominants considerades en l'anàlisis d'estructures a escala galàctica i majors.

Dispersió de velocitat en galàxies

El treball pioner de Rubin ha resistit la prova del temps. Les mides de les curves de velocitat en galàxies espirals es varen continuar pronte en medicions de dispersió de velocitat en galàxies elíptiques. Encara que algunes voltes resulten menors relaciones massa-lluminositat, les mides d'elíptiques seguixen indicant un contingut relativament alt de matèria obscura. Aixina mateix, les mides dels mijos interestelares difusos trobats en la vora de les galàxies indiquen no solament les distribucions de matèria obscura que s'estenen més allà del llímit visible de les galàxies, sino també de que les galàxies són virialisades per damunt de dèu voltes la seua ràdio visible. Açò va supondre elevar la proporció de la matèria obscura respecte a la suma total de massa de gravitació, des del 50% medit per Rubin fins a l'actualment estimada de casi el 95%.

Hi ha llocs a on la matèria obscura sembla ser un chicotet component o estar totalment absent. Els cúmuls globulars no mostren evidències de contindre matèria obscura, encara que les seues interaccions orbitales en les galàxies mostren proves de matèria obscura galàctica. Durant algun temps les medicions del ranc de velocitat de les estreles semblaven indicar la concentració de la matèria obscura en el disc galàctic de la Via Làctea. No obstant, ara sembla que l'alta concentració de la matèria bariónica en el disc de la galàxia (especialment en el mig interestelar) pot influir en este moviment. Es creu que els perfils de les masses de les galàxies semblen molt diferents dels perfils de la llum. El model típic per a les galàxies de matèria obscura és una distribució plana i esfèrica en halos virializados. Eixe tindria que ser el cas per a evitar els efectes dinàmics a chicoteta escala (estelar). Les investigacions realisades en giner de 2006 en l'Universitat de Massachusetts, Amherst explicarien la prèviament misteriosa curvatura en el disc de la Via Làctea per l'interacció de la Gran i la Menut Núvol de Magallanes i la predicció d'un increment de 20 voltes la massa de la Via Làctea tenint en conte la matèria obscura.

En 2005 els astrònoms de l'Universitat de Cardiff varen anunciar el descobriment d'una galàxia composta casi enterament de matèria obscura, a 50 millons d'anys llum del Cúmul de Virgo, que va ser denominada VIRGOHI21. Inusualment, VIRGOHI21 no sembla contindre cap estrela visible: va ser vista en observacions de radiofrecuencia d'hidrogen. Basant-se en els perfils de rotació, els científics varen estimar que este objecte conté aproximadament 1000 voltes més matèria obscura que hidrogen i té una massa total d'un dècim de la Via Làctea. Per comparació, es creu que la Via Làctea té unes dèu voltes més matèria obscura que ordinària. Els models del Big Bang i de l'Estructura a gran escala de l'Univers sugerixen que tals galàxies obscures deurien ser molt comunes en l'Univers, pero no s'ha detectat cap. Si es confirmara, l'existència d'estes galàxies obscures proporcionaria una gran prova per a la teoria de la formació de les galàxies i plantejaria problemes per a explicacions alternatives a la matèria obscura.

Matèria obscura en cúmuls de galàxies

Efecte de les lents gravitacionals fortes observat pel Telescopi espacial Hubble en Abell 1689 que indica la presència de matèria obscura. Engrandir l'image per a vore les curvatura produïdes per les lents gravitacionals. Crèdits: NASA/ESA

La matèria obscura també afecta a les agrupacions galàctiques. Les mides de rajos X del calent gas intracumular es corresponen estretament en les observacions de Zwicky de les relaciones massa-lluminositat per a grans cúmuls de casi 10 a 1. Molts dels experiments del Observatori de rajos X Chandra utilisen esta tècnica per a determinar independentment la massa dels cúmuls.

El cúmul de galàxies Abell 2029 es compon de mils de galàxies envoltes en un núvol de gas calent i una cantitat de matèria obscura equivalent a més de 10¹⁴ sols. En el centre d'este cúmul hi ha una enorme galàxia en forma elíptica que es pensa que es va formar a partir de l'unió de moltes galàxies més menudes. Les velocitats orbitales de les galàxies medides dins dels cúmuls de galàxies són consistents en les observacions de matèria obscura.

Una important ferramenta per a detectar la matèria obscura són les lents gravitacionals. Estes lents són un efecte de la relativitat general que prediu la dinàmica que depén de les masses, sent un mig completament independent de medir l'energia obscura. En les lents fortes, s'ha observat la curvada distorsió de les galàxies de fondo, quan la llum passa a través d'una lent gravitacional, al voltant d'un cúmul poc distant com l'Abell 1689. Medint la distorsió geomètrica, es pot obtindre la massa del cúmul que causa el fenomen. En dotzenes de casos a on s'ha medit, les relaciones massa-lluminositat obtingudes es corresponen en les mides de matèria obscura dinàmica dels cúmuls.

Durant els últims dèu anys s'ha desenrollat una tècnica —tal volta més convincent— cridada lents dèbils, que medix per mig d'anàlisis estadístic les distorsió de galàxies a una microescala en les grans distàncies degudes a objectes de fondo. Examinant la deformació de les galàxies de fondo adjacents, els astrofísics poden obtindre per métodos estadístics la distribució mija d'energia obscura i trobar les relaciones massa-lluminositat que es corresponen en les densitat de matèria obscura predites per atres medicions d'estructures a gran escala. La correspondència de les dos tècniques (la de lents gravitacionals junt en atres mides de matèria obscura), han convençut a casi tots els astrofísics de que la matèria obscura és realment el major component de l'Univers.

Formació d'estructures

Artícul principal → Formació d'estructures.

La matèria obscura és crucial per al model cosmológico del Big Bang com un component que es correspon directament en les mides dels paràmetros associats en la mètrica FLRW a la relativitat general. En particular, les mides de les anisotropía del fondo còsmic de microones es corresponen a una cosmologia a on gran part de la matèria interactua en els fotons de forma més dèbil que les forces fonamentals conegudes que acoplen les interaccions de la llum en la matèria bariónica. Aixina mateix, es necessita una cantitat significativa de matèria freda no-barionica per a explicar l'estructura a gran escala de l'univers.

Les observacions sugerixen que la formació d'estructures en l'Univers actua jerárquicamente: les estructures més chicotetes s'unixen fins a formar galàxies i despuix cúmuls de galàxies. Segons s'unixen les estructures en l'evolució de l'Univers, escomencen a «lluir», ya que la matèria bariónica es calfa a través de la contracció gravitacional i els objectes s'aproximen al equilibri hidrostàtic. La matèria barionica ordinària tindria una temperatura massa alta i massa pressió lliberada des del Big Bang per a colapsar i formar estructures més menudes, com a estreles, a través de l'inestabilitat de Jeans. La matèria obscura actua com un compactador d'estructures. Este model no solament es correspon en investigacions estadístiques de l'estructura visible en l'Univers, sino també i de forma precisa en les prediccions de matèria obscura de la radiació de fondo de microones.

Este model invers de formació d'estructures necessita algun tipo de matèria obscura per a funcionar. S'han utilisat simulacions per ordenador de mils de millons de partícules de matèria obscura per a confirmar que el model de matèria obscura freda de la formació d'estructures és consistent en les estructures observades en l'Univers per mig de les observacions de galàxies, com la Sloan Digital Sky Survey, la 2dF Galaxy Redshift Survey i el bosc Lyman-alfa. Estos estudis han segut crucials per a crear el modele Lambda-CDM que medix els paràmetros cosmológicos, incloent la part de l'Univers formada per bariones i matèria obscura.

Composició de la matèria obscura

Encara que la matèria obscura es va detectar per lents gravitacionals en agost de 2006, molts aspectes seguixen qüestionats. En l'experiment DAMA/NaI s'afirma haver detectat matèria obscura passant a través de la Terra, encara que molts científics són escèptics al respecte, ya que els resultats negatius d'atres experiments serien (casi) incompatibles en els de el DAMA si la matèria obscura consistira en neutralinos.

Les senyes de varis tipos de proves, com el problema de la curva de rotació galàctica, les lents gravitacionals, la formació d'estructures i la fracció de bariones en cúmuls i l'abundància de cúmuls, combinada en proves independents per a la densitat bariónica, indiquen que el 85-90% de la massa en l'Univers no interactua en la força electromagnètica. Esta «matèria obscura» s'evidencia pel seu efecte gravitacional. S'han propost vàries categories de matèria obscura:

• Matèria obscura bariónica.
• Matèria obscura no-bariónica, dividida en tres tipos diferents:
  • Matèria obscura calenta: partícules no bariónicas que es mouen ultrarrelativísticament.
  • Matèria obscura templada: partícules no bariónicas que es mouen relativistamente.

• • Matèria obscura freda: partícules no bariónicas que no es mouen relativistamente.

Davis i uns atres varen escriure en 1985:

La matèria obscura calenta consistix en partícules que viagen en velocitats relativistes. Es coneix un tipo de matèria obscura calenta: el neutrí. Els neutrins tenen una massa molt menuda, no interactuen a través de forces electromagnètiques o de la força nuclear forta i són, per tant, molt difícils de detectar. Açò és lo que els fa atractius com a matèria obscura. No obstant, els llímits dels neutrins indiquen que els neutrins ordinaris solament farien una chicoteta contribució a la densitat de la matèria obscura.

La matèria obscura calenta no pot explicar cóm es varen formar les galàxies des del Big Bang. La radiació de fondo de microones mida pel COBE i el WMAP, és increiblement homogénea: indica que la matèria s'ha agrupat en escales molt menudes. No obstant, les partícules de moviment ràpit no poden agrupar-se en tals chicotetes escales i, de fet, suprimixen l'agrupació d'una atra matèria. La matèria obscura calenta, encara que existix en el nostre Univers en forma de neutrins és, per tant, l'única part de l'història.

Distribució estimada de matèria i energia obscura en l'Univers.

Per a explicar l'estructura en l'Univers, el Model de concordancia necessita invocar la matèria obscura freda (no-relativista). Les grans masses, com els forats negres del tamany de galàxies, poden descartar-se en les bases de les senyes de les lents gravitacionals. Les possibilitats que involucren matèria bariónica normal són les nanes marrons o tal volta chicotets i densos péntols d'elements pesats coneguts com objectes massius de halo compacte o «MACHO» (massive compact halo object). No obstant, els estudis de la Nucleosíntesis del Big Bang han convençut a molts científics de que la matèria bariónica com els MACHO no pot ser més que una chicoteta fracció de la matèria obscura total.

El punt de vista més acceptat és que la matèria obscura és principalment no-bariónica, composta d'una o més partícules elementals distintes de les normals (electrons, protones, neutrons i els neutrins coneguts). Les partícules propostes més comunes són els axiones, els neutrins estèrils i els WIMP (partícules massives d'interacció dèbil, incloent neutralinos). Cap d'estes és part del model estàndar de física de partícules, pero poden aparéixer en ampliacions del model estàndar. Molts models supersimétricos ocasionen naturalment els WIMPs en forma de neutralinos. Els pesats, neutrins estèrils, existixen en ampliacions del model estàndar que explica la chicoteta massa dels neutrins a través del mecanisme del balancín.

S'han portat a terme i continuen busques experimentals d'estos candidats a matèria obscura. Estos esforços es poden dividir en dos grans categories: detecció directa, en la que les partícules de matèria obscura s'observen en un detector; i la detecció indirecta, que busca els productes de aniquilació de matèria obscura. Els experiments de detecció de matèria obscura han descartat alguns models de WIMP i axiones. També hi ha varis experiments que oferixen proves positives de detecció de matèria obscura, com el DAMA/NaI i l'Egret, pero estan llunt de confirmar-se i difícilment reconcilien els resultats negatius d'atres experiments. Actualment, estan en procés vàries busques de matèria obscura, com la Cryogenic Dark Matter Search en la mina de Soudan i l'experiment XENON en Gran Sasso. Uns atres estan en desenroll, com l'experiment ArDM.

En la primavera de 2006, els investigadors de l'Institut d'Astronomia de l'Universitat de Cambridge varen publicar haver calculat que l'energia obscura solament està en cúmuls majors de 1000 anys llum de radi, implicant una velocitat mija per a les partícules de matèria obscura de 9 km/s, una densitat de 20 amu/cm³ i una temperatura de 10 000 kelvins.

La matèria obscura i l'antimatèria

La matèria obscura, l'energia obscura i l'antimatèria són tres coses absolutament distintes. L'antimatèria és com la matèria comuna de la que estem fets, pero conformada per partícules que la seua càrrega elèctrica és de signe contrari. Per eixemple, un anti-electró (també conegut com positrón per raons històriques), és una partícula igual a l'electró, en la seua mateixa massa i càrrega pero de signe elèctric positiu (l'electró té càrrega negativa). I un anti-protó és una partícula en la mateixa cantitat de massa i càrrega d'un protón, pero en càrrega de signe elèctric negatiu.

l'antimatèria es forma en antipartículas: de la mateixa manera que un àtom d'hidrogen consistix en un electró orbitando al voltant d'un protón, si juntàrem un antiprotó en un antielectrón podríem tindre un àtom de antihidrógeno, lo que s'ha conseguit en el CERN, per fraccions de segon.