Matèria obscura
Els científics es troben avui 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 cobreixen 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 aquesta massa perduda és el de matèria obscura, i aquestes dues paraules resumeixen molt bé tot el que coneixem a sobre d'aquest tema. Sabem que hi ha matèria, perquè en podem veure els efectes de la seva influència gravitatòria. No obstant això, la matèria no emet una radiació electromagnètica que sigui detectable, el qual l'etiqueta com a Obscura. Existeixen diverses teories sobre la qüestió de la massa perduda, que van des d'exòtiques partícules subatòmiques fins a una població de forats negres aïllats. També es parla de nanes blanques i marrons. El terme massa perduda pot ser erràtic, atès que la massa com a tal no està perduda, tan sols la seva llum. Però, què és exactament la matèria obscura i com sabem que existeix si no podem veure-la?
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 seva lluminositat, i sumava les masses de totes les galàxies per a obtenir 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. Sorprenentment, aquesta 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 aquesta discrepància. Fou en aquesta època quan es començà a prendre seriosament l'existència de la matèria obscura. L'existència d'aquesta 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 de l'univers mateix.
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'estrelles que orbiten al voltant del centre de la galàxia de forma gairebé circular, tal com els planetes orbiten al voltant d'una estrella. Igual que amb les òrbites planetàries, les estrelles amb grans òrbites galàctiques s'espera que tinguin una velocitat orbital inferior (aquest és un dels punts de la tercera llei de Kepler). Realment, la tercera llei de Kepler tan sols s'aplica a les estrelles més properes al perímetre d'una galàxia espiral, atès que s'assumeix que la massa embolcallada per l'òrbita ha de ser constant.
No obstant això, astrònoms han fet observacions de les velocitats orbitals de les estrelles 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 aquesta augmenti, fins i tot en les estrelles que aparentment es troben en el límit de la galàxia. Encara que aparentin estar a 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 estrelles.
Hi ha una altra manera de pensar en això. Considereu les estrelles properes al perímetre d'una galàxia espiral, amb velocitats orbitals observades típicament entorn dels 200 kilòmetres per segon. Si la galàxia només consisteix en la matèria que podem veure, aquestes estrelles se separarien molt ràpidament de la galàxia, atès que les seves velocitats orbitals són quatre vegades més grans que la velocitat d'escapada de la galàxia. Atès que les galàxies no semblen 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 estat 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'aquestes teories no ha estat 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 Cerca un objecte del (F) per a centrar a sobre de M 87 i trobar el cúmul de Virgo, i en NGC 4884 per a trobar el cúmul de Coma. És possible que hàgiu d'apropar la imatge en aquestes galàxies. Cal tenir 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 sembli ser més petit a causa que es troba més lluny.