Matèria obscura
Els científics es troben hui dia còmodes amb la idea que el 90% de la massa de l'univers està en una forma de matèria que no es pot veure.
Encara disposem de mapes fiables de l'univers proper que cobrixen l'espectre des de les ones de ràdio fins als raigs gamma, únicament som capaços de comptabilitzar el 10% de la massa del que hi deu haver allà fora. Com va dir en Bruce H. Margon, un astrònom de la Universitat de Washington, en el diari New York Times el 2001: És una situació totalment molesta haver d'admetre que no arribem a trobar el 90% de l'univers.
El terme que identifica esta massa perduda és el de matèria obscura, i estes dues paraules resumixen molt bé tot el que coneixem damunt d'este tema. Sabem que hi ha matèria, perquè en podem veure els efectes de la seua influència gravitatòria. No obstant açò, la matèria no emet una radiació electromagnètica que siga detectable, el qual l'etiqueta com a Obscura. Hi ha diverses teories per a explicar la massa que falta, les quals van des de partícules subatòmiques exòtiques fins a una població de forats negres aïllats. També es parla de nanes marrons i blanques menys exòtiques. El terme massa perduda pot ser erràtic, atés que la massa com a tal no està perduda, tan sols la seua llum. Però, què és exactament la matèria obscura i com sabem que existix si no la podem veure?
La història començà el 1933, quan l'astrònom Fritz Zwicky estava estudiant el moviment de cúmuls massius de galàxies distants, en concret el cúmul Coma i el cúmul Virgo. Zwicky estimava la massa de cada galàxia en el cúmul basant-se en la seua lluminositat, i sumava les masses de totes les galàxies per a obtindre la massa total del cúmul. Aleshores va fer una segona estimació de la massa del cúmul, independent de la primera, basant-se en les velocitats individuals de les galàxies en el cúmul. Per a la seua sorpresa, esta segona estimació sobre la massa dinàmica era 400 vegades més gran que la massa estimada basant-se en la llum de les galàxies.
Encara que en l'època de Zwicky ja hi havia una prova seriosa, fins als anys 70 els científics no començaren a investigar més profundament esta discrepància. Fou en esta època quan es començà a prendre seriosament l'existència de la matèria obscura. L'existència d'esta no tan sols resoldria les deficiències de massa en els cúmuls de galàxies, també tenia conseqüències molt més importants per a l'evolució i destí del mateix univers.
Un altre fenomen que va suggerir l'existència de la matèria obscura fou l'existència de les corbes de rotació en les galàxies espirals. Les galàxies espirals contenen una gran població d'estreles que orbiten al voltant del centre de la galàxia de forma quasi circular, tal com els planetes orbiten al voltant d'una estrela. Igual que amb les òrbites planetàries, les estreles amb grans òrbites galàctiques s'espera que tinguen una velocitat orbital inferior (este és un dels punts de la tercera llei de Kepler). Realment, la tercera llei de Kepler tan sols s'aplica a les estreles més properes al perímetre d'una galàxia espiral, atés que s'assumix que la massa embolcallada per l'òrbita ha de ser constant.
No obstant açò, astrònoms han fet observacions de les velocitats orbitals de les estreles en les parts més externes d'un gran nombre de galàxies espirals i cap d'elles seguia la tercera llei de Kepler tal com s'esperava. En comptes de caure en un radi més gran, les velocitats orbitals restaven remarcablement constants. La implicació és que la massa embolcallada per una òrbita de gran radi fa que esta augmente, fins i tot en les estreles que aparentment es troben en el límit de la galàxia. Encara que aparenten estar en la vora de la part lluminosa de la galàxia, la galàxia té un perfil de massa que aparentment s'estén més enllà de les regions ocupades per les estreles.
Hi ha una altra manera de pensar en açò. Considereu les estreles properes al perímetre d'una galàxia espiral, amb velocitats orbitals observades típicament entorn dels 200 kilòmetres per segon. Si la galàxia només consistix en la matèria que podem veure, estes estreles se separarien molt ràpidament de la galàxia, atés que les seues velocitats orbitals són quatre vegades més grans que la velocitat d'escapada de la galàxia. Atés que les galàxies no pareixen desfer-se, deu haver-hi una massa en la galàxia amb la qual no contem en sumar totes les parts que podem veure.
Diverses teories han sigut fent surf per la literatura amb relació a la massa perduda; com les WIMP (Weakly Interacting Massive Particles - partícules massives que interaccionen dèbilment), MACHO (MAssive Compact Halo Objects - objectes massius i compactes de l'aurèola), forats negres primordials, neutrins massius i d'altres, cadascuna amb els seus pros i els seus contres. Cap d'estes teories no ha sigut encara acceptada per la comunitat astronòmica, bàsicament per la impossibilitat actual de contrastar unes hipòtesis contra les altres.
Podeu veure els cúmuls de galàxies que el catedràtic Zwicky estudià per a descobrir la matèria obscura. Utilitzeu la finestra Busca un objecte de (F) per a centrar damunt de M 87 i trobar el cúmul de Virgo, i en NGC 4884 per a trobar el cúmul de Coma. És possible que hàgeu d'acostar la imatge en estes galàxies. Cal tindre en compte que el cúmul de Virgo aparenta ser molt més gran en el cel. En realitat Coma és el cúmul més gran dels dos, encara que parega ser més xicotet a causa que es troba més lluny.