Encosmologia, lamatèria fosca és un tipus dematèria hipotètica, de composició desconeguda, que no interactua amb laradiació electromagnètica, però la presència de la qual es pot inferir a partir dels efectes gravitatoris sobregalàxies.
Aquesta hipòtesi intenta esclarir diverses observacions astronòmiques actualment sense explicació, com les anomalies en la rotació d'algunes galàxies. A partir de les observacions, es creu que, si realment existeix aquesta matèria fosca, hauria de ser molt més abundant que la matèria visible directament observable; en concret el 4% seria la matèria visible, el 24% seria matèria fosca i el restant 72% seriaenergia fosca,[1] un altre component hipotètic. A més a més, la matèria fosca també podria resoldre certs problemes del model delbig-bang; seria clau en la formació de les primeres estructures cosmològiques i podria estar relacionada amb lasupersimetria. Actualment, el problema de la matèria fosca i la determinació de la seva naturalesa és un dels temes més importants en cosmologia i enfísica de partícules.
La hipòtesi de la matèria fosca té una història elaborada.[2] En els apèndixs del llibreBaltimore lectures on molecular dynamics and the wave theory of light on el text principal es basava en una sèrie de conferències impartides el 1884,[3]Lord Kelvin va discutir el nombre potencial d'estrelles al voltant del Sol a partir de la dispersió de la velocitat observada de les estrelles properes al Sol, suposant que el Sol tingués entre 20 i 100 milions d'anys. Es va plantejar què passaria si hi hagués mil milions d'estrelles dins d'1 quilo-parsec del Sol (a quina distància la seva paral·laxi seria d'1 mil·li-arcsec). Lord Kelvin va concloure que «Molts dels nostres suposats mil milions d'estels, potser una gran majoria, poden ser cossos foscos».[4][5] El 1906,Henri Poincaré aLa Voie lactée et la théorie des gaz utilitza el terme francèsmatière obscure ("matèria fosca") parlant del treball de Kelvin.[6][5] Va trobar que la quantitat de matèria fosca hauria de ser inferior a la de la matèria visible.
El segon a suggerir l'existència de matèria fosca utilitzant velocitats estel·lars va ser l'astrònom neerlandèsJacobus Kapteyn el 1922.[7][8] Una publicació de 1930 apunta que el suecKnut Lundmark fou el primer a adonar-se que l'univers ha de contenir molta més massa de la que podem observar.[9] El neerlandès i pioner de la radioastronomiaJan Oort també va plantejar la hipòtesi de l'existència de matèria fosca el 1932.[8][10][11] Oort estava estudiant els moviments estel·lars en elgrup galàctic local i va trobar que la massa en el pla galàctic devia ser més gran que l'observada, però més tard es va determinar que la mesura era errònia.[12]
El 1933, l'astrofísic suísFritz Zwicky, que estudiavacúmuls de galàxies mentre treballava a l'Institut Tecnològic de Califòrnia, va fer una inferència similar.[13][14] Zwicky va aplicar elteorema del Virial alCúmul de Coma i va obtenir proves de massa invisible que va anomenardunkle Materie (matèria fosca). Zwicky va estimar la seva massa basant-se en els moviments de galàxies properes a la seva vora i la va comparar amb una estimació basada en la seva brillantor i nombre de galàxies. Va estimar que el cúmul tenia unes 400 vegades més massa de la que era visualment observable. L'efecte de gravetat de les galàxies visibles era massa petit per a òrbites tan ràpides, per la qual cosa la massa s'havia d'ocultar a la vista. A partir d'aquestes conclusions, Zwicky va inferir que alguna matèria invisible proporcionava la massa i l'atracció de gravitació associada per mantenir el cúmul unit.[15] Les estimacions de Zwicky estaven desfasades per més d'un ordre de magnitud, principalment a causa d'un valor obsolet de laconstant de Hubble;[16] el mateix càlcul actual mostra una fracció més petita, utilitzant valors més grans per a la massa lluminosa. No obstant això, Zwicky va concloure correctament (d'acord a les teories vigents) a partir del seu càlcul que la major part de la matèria és fosca.[5]
Altres indicacions d'anomaliesrelació massa/lluminositat provenien de mesures de corbes de rotació de galàxies. El 1939,Horace W. Babcock va informar de la corba de rotació de laNebulosa d'Andròmeda (coneguda ara com la galàxia d'Andròmeda), que suggeria que la relació massa-lluminositat augmenta radialment.[17] Ho atribuïa a l'absorció de llum dins de la galàxia o a la dinàmica modificada en les porcions exteriors de l'espiral i no a la matèria que havia descobert. Seguint l'informe de Babcock de 1939 d'una rotació inesperadament ràpida als marges de la galàxia d'Andròmeda i una relació massa-lluminositat de 50; el 1940Jan Oort va descobrir i escriure sobre el gran halo no visible deNGC 3115.[18]
Primerenques observacions de radioastronomia fetes per Seth Shostak, més tard astrònom sènior de l'InstitutSETI, va mostrar que mitja dotzena de galàxies giraven massa ràpid en les seves regions exteriors -assenyalant l'existència de matèria fosca com a mitjà per crear l'atracció gravitatòria necessària per mantenir les estrelles en les seves òrbites.[19]
El treball deVera Rubin,Kent Ford, iKen Freeman a les dècades de 1960 i 1970[20] va proporcionar més proves sòlides, utilitzant també corbes de rotació de les galàxies.[21][22][23] Rubin i Ford van treballar amb un nouespectrògraf per mesurar la corba de velocitat de lesgalàxies espirals amb una major precisió.[23] Aquest resultat es va confirmar l'any 1978.[24] Un article influent va presentar els resultats de Rubin i Ford el 1980.[25] Van demostrar que la majoria de les galàxies havien de contenir aproximadament sis vegades més massa fosca que la visible;[26], per tant, cap al 1980, l'aparent necessitat de matèria fosca va ser àmpliament reconeguda com un problema important sense resoldre en astronomia.[21]
Al mateix temps que Rubin i Ford estaven explorant les corbes de rotació òptica, els radioastrònoms feien ús de nous radiotelescopis per mapejar la línia de 21 cm d'hidrogen atòmic a les galàxies properes. La distribució radial de l'hidrogen atòmic interestel·lar (H-I) sovint s'estén a radis galàctics molt més grans que els accessibles pels estudis òptics, ampliant el mostreig de les corbes de rotació i, per tant, de la distribució total de la massa, a un nou règim de dinàmiques. Mapes primerencs d'Andròmeda amb el telescopi de 91 metres a l'Observatori Green Bank[27] i al de 76 metres a Jodrell Bank[28] ja van mostrar que la corba de rotació H-I no traçava el descens keplerià esperat. A mesura que es van disposar de receptors més sensibles, Morton Roberts i Robert Whitehurst[29] van poder traçar la velocitat de rotació d'Andròmeda fins a 30 kpc, molt més enllà de les mesures òptiques. Il·lustrant l'avantatge de traçar el disc de gas a grans radis, la figura 16 d'aquest document[29] combina les dades òptiques[23] (el cúmul de punts amb radis inferiors a 15 kpc amb un únic punt més lluny) amb les dades H-I entre 20 i 30 kpc, mostrant la planitud de la corba de rotació de la galàxia exterior; la corba sòlida que arriba al centre és la densitat de la superfície òptica, mentre que l'altra corba mostra la massa acumulada, encara augmentant linealment a la mesura més externa. Paral·lelament, s'estava desenvolupant l'ús de matrius interferomètriques per a l'espectroscòpia extragalàctica H-I. El 1972, David Rogstad iSeth Shostak[30] van publicar les corbes de rotació H-I de cinc espirals mapejades amb l'interferòmetre de la vall d'Owens; les corbes de rotació de les cinc eren molt planes, cosa que suggereix valors molt grans de relació massa-lluminositat a les parts exteriors dels seus discs H-I estès.
Un corrent d'observacions dels anys vuitanta va donar suport a la presència de matèria fosca, inclosa lalent gravitatòria d'objectes de fons percúmul de galàxies,[31] la distribució de temperatura del gas calent a les galàxies i cúmuls, i el patró d'anisotropies en laradiació còsmica de fons. Segons el consens entre els cosmòlegs, la matèria fosca es compon principalment d'un tipus encara no caracteritzat departícula subatòmica.[32][33] La recerca d'aquesta partícula, per diversos mitjans, és una de les tasques principals de lafísica de partícules.[34]
La matèria fosca fou proposada per l'astrofísic suís Fritz Zwicky el 1933 mentre calculava la massa total delcúmul de galàxies Coma, basant-se en el moviment de les galàxies més exteriors. Quan comparà la massa calculada d'aquesta forma amb la calculada a partir de les galàxies observades i la seva brillantor, trobà que la massa era 400 vegades superior a l'esperada. La gravetat de les galàxies visibles centrals del cúmul era massa petita per a provocar la gran velocitat de les galàxies exteriors, de manera que n'hi havia d'haver més massa en algun lloc.
La majoria d'evidència per a la matèria fosca prové de l'estudi del moviment de galàxies i cúmuls de galàxies. Com que la majoria són bastant uniformes, segons elteorema del virial, l'energia cinètica total hauria de ser igual a la meitat de l'energia potencial gravitatòria de lligam entre les estrelles de la galàxia. En canvi, experimentalment es troba que l'energia cinètica és molt superior. En altres paraules, les galàxies es mouen molt més ràpid del que haurien de moure's segons la massa observada. La manera més simple d'explicar aquesta contradicció és suposar que la massa visible només és una part de la massa total. Les corbes de rotació de les galàxies (que ens donen la velocitat orbital en funció de la distància al centre de la galàxia) no coincideixen amb les observades.
Les estrelles dels sistemes lligats han d'obeir elteorema del virial. El teorema, juntament amb la distribució de velocitat mesurada, es pot utilitzar per mesurar la distribució de massa en un sistema lligat, com ara galàxies el·líptiques o cúmuls globulars. Amb algunes excepcions, les estimacions de dispersió de velocitat de les galàxies el·líptiques[35] no coincideixen amb la dispersió de velocitat prevista de la distribució de massa observada, fins i tot assumint distribucions complicades d'òrbites estel·lars.[36]
Igual que amb les corbes de rotació de les galàxies, la manera òbvia de resoldre la discrepància és postular l'existència de matèria no lluminosa.
Per a explicar l'estructura a gran escala de l'univers, cal una gran quantitat de matèria nobariònica (és a dir, diferent deprotons,neutrons i altres partícules pesades inestables). Segons els models cosmològics, la matèria bariònica ordinària tenia massa temperatura i pressió com per a poder formar estructures com les estrelles. Una possible solució és suposar que hi havia grans quantitats de matèria no bariònica, i simulacions fetes amb aquesta hipòtesi confirmen que és consistent amb l'estructura actual de l'univers. Evidentment, la matèria fosca necessària per a solucionar un problema també en solucionaria l'altre.
Si la matèria fosca no existeix, la següent explicació més probable seria que la relativitat general, la teoria de la gravetat predominant, és incorrecta i s'hauria de modificar. El Cúmul Bala, resultat d'una recent col·lisió de dos cúmuls de galàxies, suposa un repte per a les teories de la gravetat modificades perquè el seu centre de massa aparent està molt desplaçat del centre de massa bariònic.[37] Els models estàndard de matèria fosca poden explicar fàcilment aquesta observació, però la gravetat modificada té un temps molt més difícil,[38][39] sobretot perquè l'evidència observacional és independent del model.[40]
Problema no resolt en física:És la matèria fosca la responsable de la rotació anòmala degalàxies? Si realment existeix, quin tipus de matèria és?
Un dels problemes de la matèria fosca és descobrir de què és formada: és matèria normal que simplement no podem observar? O és matèria formada perpartícules fins ara desconegudes? En aquest darrer cas, ¿com encaixarien aquestespartícules en els models actuals de constitució de la matèria? S'han proposat diverses possibilitats per explicar la composició de la matèria fosca, que podem resumir en tres grans blocs (cal tenir en compte que es poden donar tots tres simultàniament):
Matèria fosca calenta. Consistiria enpartícules lleugeres que es desplaçarien a velocitatsrelativistes. Elneutrí és una partícula amb aquestes característiques; però, tot i que témassa i no interactua fàcilment amb altres partícules, els càlculs indiquen que la massa total deneutrins només podria representar una part molt petita de la matèria fosca. D'altra banda, tampoc no poden constituir la solució del problema de la formació d'estructures.
Matèria fosca freda. Consistiria enpartícules més pesants, però que no es desplaçarien a velocitatsrelativistes. Aquestes partícules són només hipotètiques i segons diverses suposicions poden ser elsaxions, les partícules massives fortament interactives o SIMP (strongly interacting massive particles), o les partícules massives feblement interactives oWIMP (weakly interacting massive particles), entre les quals es troba elneutralí. Aquestes diversespartícules, que no formen part delmodel estàndard, apareixen en diversos models teòrics que prenen en consideració lasupersimetria. Malgrat que l'opció de la matèria fosca freda és la més acceptada actualment, no hi ha proves experimentals i els models teòrics n'estan poc consolidats.
Matèria fosca bariònica. Seria matèria fosca formada per matèria normal, però que emet molt poca radiació. Les grans masses, com elsforats negres galàctics, en queden excloses, ja que es poden detectar per altres mitjans. Les possibilitats que resten són lesnanes marrons o les acumulacions interestel·lars d'elements pesants, anomenatsobjectes d'halo massius i compactes, oMACHO (massive compact halo objects). Malgrat que aquests objectes poden contribuir certament a la quantitat observada de matèria fosca, actualment es considera que només en representarien una part molt petita.
La matèria fosca apareix regularment com a tema en publicacions periòdiques híbrides que cobreixen tant temes científics reals com de ciència-ficció,[41] i la matèria fosca mateixa s'ha denominat «el material de la ciència-ficció».[42] En obres de ficció s'esmenta la matèria fosca. En aquests casos, generalment se li atribueixen propietats físiques o màgiques extraordinàries, convertint-se així en inconsistents amb les propietats hipotetitzades de la matèria fosca en física i cosmologia. Per exemple, la matèria fosca serveix com a dispositiu argumental a l'episodi "Soft Light" deX-Files,[43] d'una manera que un revisor va trobar depenent de la ignorància de l'audiència.[44] Una substància inspirada en la matèria fosca coneguda com a «Pols» (Dust a l'original) ocupa un lloc destacat a la trilogiaLa matèria obscura dePhilip Pullman,[45] els éssers fets de matèria fosca són antagonistes a la sèrie de novel·lesXeelee Sequence deStephen Baxter.[46]
De manera més àmplia, el concepte «matèria fosca» s'utilitza metafòricament per evocar allò que no es veu o que és invisible.[47]
↑Oort, J.H. «The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems». Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, 6, 1932, pàg. 249–287.Bibcode:1932BAN.....6..249O.
↑Zwicky, F. «Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln». Helvetica Physica Acta, 6, 1933, pàg. 110–127.Bibcode:1933AcHPh...6..110Z.De la p. 125:"Um, wie beobachtet, einen mittleren Dopplereffekt von 1000 km/sek oder mehr zu erhalten, müsste also die mittlere Dichte im Comasystem mindestens 400 mal grösser sein als die auf Grund von Beobachtungen an leuchtender Materie abgeleitete. Falls sich dies bewahrheiten sollte, würde sich also das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel grösserer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie." (Per obtenir un efecte Doppler mitjà de 1000 km/seg o més, com s'ha observat, la densitat mitjana en el sistema de Coma hauria de ser almenys 400 vegades superior a la derivada de les observacions de matèria lluminosa. Si això resulta ser cert, el resultat sorprenent seria que la matèria fosca està present en una densitat molt més gran que la matèria lluminosa.)
↑Rubin, V.; Thonnard, W.K. Jr.; Ford, N. «Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R = 4kpc) to UGC 2885 (R = 122kpc)». The Astrophysical Journal, 238, 1980, pàg. 471.Bibcode:1980ApJ...238..471R.DOI:10.1086/158003.
↑Roberts, Morton S. «A High-Resolution 21 cm hydrogen-line survey of the Andromeda nebula». The Astrophysical Journal, 159, 5-1966, pàg. 639–656.Bibcode:1966ApJ...144..639R.DOI:10.1086/148645.
↑29,029,1Roberts, Morton S.; Whitehurst, Robert N. «The rotation curve and geometry of M 31 at large galactocentric distances». The Astrophysical Journal, 201, 10-1975, pàg. 327–346.Bibcode:1975ApJ...201..327R.DOI:10.1086/153889.
↑Rogstad, D.H.; Shostak, G. Seth «Gross properties of five Scd galaxies as determined from 21 centimeter observations». The Astrophysical Journal, 176, 9-1972, pàg. 315–321.Bibcode:1972ApJ...176..315R.DOI:10.1086/151636.
↑Cramer, John G. «LSST-The Dark Matter Telescope». Analog Science Fiction and Fact, 123, 7/8, 01-07-2003, pàg. 96.ISSN:1059-2113. (requereix registre)
↑Ahern, James «Space Travel: Outdated Goal». The Record, 16-02-2003, p. O.02. (requereix registre)
↑Halden, Grace «Incandescent: Light Bulbs and Conspiracies». Dandelion: Postgraduate Arts Journal and Research Network, 5, Spring 2015.DOI:10.16995/ddl.318.
↑Gribbin, Mary; Gribbin, John.The Science of Philip Pullman's His Dark Materials. Random House Children's Books, 2007, p. 15–30.ISBN 978-0-375-83146-1.
Randall, Lisa.Dark Matter and the Dinosaurs: The Astounding Interconnectedness of the Universe. Nova York: Ecco / Harper Collins Publishers, 2015.ISBN 978-0-06-232847-2.
