Introducció

Aquest apartat exposa una realitat física que no s’observa directament, però de la qual se n’infereix la presència a partir dels seus efectes gravitatoris. L’objectiu és explicar el mecanisme mitjançant el qual la comunitat científica estableix l’existència de la matèria fosca.

Cal, doncs, determinar com se’n dedueix la presència, quines evidències en fonamenten l’existència i què se’n coneix actualment. La matèria fosca constitueix aproximadament un 85% de la matèria de l’univers i, per tant, n’és un component quantitativament rellevant. La fracció majoritària correspon a l’energia fosca, una qüestió diferent que aquí només s’esmenta de manera contextual. Segons el model cosmològic estàndard ΛCDM (es veurà més endavant), la composició aproximada de l'Univers és:

• Matèria ordinària (àtoms, estrelles, planetes): ~5%
• Matèria fosca: ~27%
• Energia fosca: ~68%

Juntament amb la matèria ordinària, és a dir, la matèria coneguda, la matèria fosca representa una part substancial del contingut material de l’univers. Per abordar-ne l’estudi, convé establir primer algunes bases conceptuals, especialment les relacionades amb la gravetat, fenomen que Isaac Newton descriu de manera sistemàtica.

Isaac Newton

Newton desenvolupa la seva activitat científica entre el segle XVII i l’inici del XVIII. La tradició divulgativa l’associa sovint a l’episodi de la poma que cau de l’arbre, imatge que sintetitza una qüestió fonamental: quina força explica que els cossos caiguin cap a la Terra? Aquest mateix interrogant permet comprendre per què, després d’un salt o del llançament d’un objecte cap amunt, el cos retorna sempre a la superfície terrestre.

Com és habitual en la ciència del seu temps, Newton és un investigador polifacètic: treballa en matemàtiques, física i òptica, i construeix també telescopis de reflexió. A partir de la reflexió sobre la caiguda dels cossos, formula la llei de la gravitació universal. Aquesta formulació estableix la relació entre la força d’atracció de dos cossos massius: dues masses, designades habitualment com M1 i M2, s’atreuen mútuament amb una intensitat que depèn de la seva massa i de la distància que les separa.

Cadascun dels dos cossos exerceix sobre l’altre una força d’atracció de la mateixa intensitat i de direcció oposada. La força gravitatòria és directament proporcional al producte de les masses implicades i inversament proporcional al quadrat de la distància que les separa.

Aquesta formulació rep el nom de gravitació universal perquè descriu una mateixa interacció física en tots els contextos: tant en la caiguda dels cossos a la superfície terrestre com en els moviments dels astres a escala còsmica. El principi que explica la caiguda d’un objecte a la Terra és, doncs, el mateix que regeix la dinàmica del conjunt de l’univers.

Aquesta força explica el moviment de les llunes al voltant dels planetes i el dels cometes al voltant del Sol. Així mateix, proporciona el fonament teòric de regularitats que Kepler havia descrit prèviament de manera empírica, com ara el caràcter el·líptic de les òrbites, la relació entre les àrees recorregudes i el temps, i la variació de la velocitat orbital. La llei de la gravitació universal de Newton regeix, per tant, el moviment dels cossos a escala astronòmica.

Albert Einstein

Durant molt de temps, aquesta teoria no requereix modificacions substancials i descriu amb gran exactitud la majoria dels fenòmens observats. Tanmateix, presenta algunes limitacions, com mostra el cas de l’òrbita de Mercuri.

Mercuri descriu una òrbita lleugerament el·líptica amb un periheli que es desplaça lentament. Tot i que Newton ja preveu que la llum d’una estrella llunyana es desvia en passar a prop del Sol, la desviació observada no coincideix exactament amb la seva predicció. A principis del segle XX, Albert Einstein formula la teoria de la relativitat general, segons la qual la gravetat no es concep com una força independent, sinó com una propietat geomètrica de l’espai-temps deformada per la presència de massa i energia.

La Via Làctia

La Via Làctia conté aproximadament 200.000 milions d’estrelles, a més de planetes, gas i pols interestel·lar. Tot aquest conjunt es troba en moviment continu.

A escala cosmològica, l’univers és constituït per una gran quantitat de galàxies de mides, colors i morfologies diverses, agrupades en cúmuls i supercúmuls galàctics. Cada galàxia allotja milions o milers de milions d’estrelles, totes sotmeses a dinàmiques orbitals i processos gravitatoris que la relativitat general descriu amb gran precisió.

El Grup Local és format per tres galàxies principals —la Via Làctia, Andròmeda i la galàxia del Triangle— juntament amb les seves galàxies satèl·lit.

Moviments i massa gravitatòria

Vegem ara una simulació del moviment de les estrelles de la constel·lació d’Orió.

La simulació anterior mostra els moviments estel·lars de la constel·lació d’Orió dins un interval temporal de [-3 Ma, +3 Ma]. Per fer-la, s’utilitzen dades del catàleg estel·lar NOMAD i de la base de dades HYG 3.0. Cal destacar, en particular, el moviment extraordinàriament lent de la supergegant vermella Betelgeuse i la possibilitat que desaparegui en uns 35.000 anys, si culmina la seva evolució com a supernova.

Les estrelles es desplacen dins les galàxies i les galàxies, al seu torn, es mouen dins els cúmuls. En la simulació de la constel·lació d’Orió s’observa que les estrelles presenten moviments diferents, amb velocitats que depenen, entre altres factors, de la seva posició relativa dins de la galàxia. Aquests desplaçaments són extremadament lents a escala humana, i per això no és fins al segle XVIII que es comencen a detectar amb instruments prou precisos.

Aquest fenomen es pot il·lustrar amb el cas de l’Ossa Major.

A mitjan segle XVIII ja existeixen instruments capaços de mesurar aquests moviments aparentment imperceptibles i de demostrar que les estrelles es desplacen efectivament.

De manera anàloga al moviment dels planetes al voltant del Sol, aquest i la resta d’estrelles es desplacen al voltant del centre de la galàxia. En el cas del Sol, una revolució completa requereix aproximadament 225 milions d’anys i es produeix a una velocitat mitjana d’uns 227 km/s. Durant aquest recorregut, el Sol també experimenta oscil·lacions amb un període aproximat de 87 milions d’anys.

Vegem una simulació del moviment del Sol al voltant de la Via Làctia.

A finals del segle XIX, Lord Kelvin calcula el nombre d’estrelles al voltant del Sol amb l’objectiu d’estimar la força gravitatòria necessària per explicar-ne el moviment. Els seus càlculs indiquen que el nombre d’estrelles observades no concorda amb la massa requerida, i això el porta a proposar l’existència d’un gran nombre de “cossos foscos” o estrelles no lluminoses no observables directament.

A l’inici del segle XX, concretament l’any 1906, Henri Poincaré designa aquests “cossos foscos” amb l’expressió matèria fosca i planteja, a diferència de Kelvin, que aquesta matèria podria tenir una massa inferior a la de les estrelles visibles.

L’any 1922, Jacobus Kapteyn és el primer a afirmar que la matèria fosca podria ser més abundant que la matèria visible a l’univers. Aquesta hipòtesi rep suport el 1932 amb els treballs de Jan Oort, basats en l’estudi del moviment de les estrelles al voltant del disc galàctic.

El moviment de les estrelles al voltant del centre galàctic es pot comparar, de manera preliminar, amb el moviment dels planetes al sistema solar. Si es representa la velocitat orbital en funció de la distància al centre, en el sistema solar la velocitat disminueix a mesura que augmenta la distància al Sol: els planetes interns es desplacen més ràpidament que els externs.

Tanmateix, aquesta comparació no és exacta. Al sistema solar, la major part de la massa es concentra en el Sol, mentre que en una galàxia la massa es distribueix en estrelles, gas i altres components al llarg d’una estructura extensa. Tot i així, si només es considerés la matèria visible concentrada preferentment a les regions centrals, caldria esperar una disminució de la velocitat orbital amb la distància.

Les observacions empíriques, tanmateix, indiquen que aquesta predicció no es verifica.

La corba observada de velocitats estel·lars es manté significativament més elevada del que prediu un model en què la massa es concentra principalment al centre galàctic. Dit d’una altra manera, les estrelles de les regions externes es mouen massa de pressa respecte del que permetria explicar la matèria visible disponible.

La hipòtesi segons la qual la major part de la massa galàctica es troba únicament al disc central resulta, per tant, insuficient. Cal postular l’existència d’una quantitat addicional de matèria no lluminosa, distribuïda més àmpliament, que expliqui aquesta influència gravitatòria extra.

L’any 1933, Fritz Zwicky, en estudiar els moviments de les galàxies dins del cúmul de Coma, conclou igualment que la massa necessària per explicar la dinàmica del sistema és molt superior a la massa visible observada. Tanmateix, els seus resultats no reben una atenció plena fins dècades més tard.

La gràfica anterior resumeix un dels resultats centrals de la cosmologia contemporània: l’existència de matèria no visible a les galàxies. El problema emergeix de l’estudi de les corbes de rotació galàctica, és a dir, de la relació entre la velocitat orbital de les estrelles i dels núvols de gas i la seva distància al centre galàctic.

L’any 1939, l’astrònom Horace Welcome Babcock estudia la rotació de la galàxia d’Andròmeda, la galàxia gran més propera a la nostra. Les seves observacions mostren un resultat sorprenent: les regions externes de la galàxia giren molt més ràpidament del que s’espera.

Tal com s’ha indicat, segons la física clàssica i la llei de la gravitació universal de Newton, la velocitat orbital hauria de disminuir amb la distància al centre, de manera anàloga al comportament dels planetes del sistema solar. Si la massa d’una galàxia es concentrés principalment a les regions centrals visibles, les estrelles externes també haurien de girar més lentament. Tanmateix, les observacions mostren el contrari: les velocitats es mantenen elevades fins i tot a grans distàncies del nucli galàctic.

Les diferents línies del gràfic, la corba de rotació galàctica, es corresponen a diverses galàxies espirals i mostren que la velocitat de rotació no disminueix significativament amb el radi.

Durant dècades, aquest problema no rep una explicació satisfactòria. Babcock encara no parla de matèria fosca, però les seves dades apunten ja a l’existència d’una quantitat important de massa no observable. Posteriorment, aquest mateix comportament es detecta en moltes altres galàxies.

A la dècada de 1970, els treballs de Vera Rubin i Kent Ford confirmen de manera concloent aquest fenomen. Mitjançant observacions radioastronòmiques dels núvols d’hidrogen neutre situats a les regions externes de les galàxies, mostren que les corbes de rotació es mantenen pràcticament planes molt més enllà dels límits visibles. Aquest resultat implica l’existència d’una quantitat considerable de matèria addicional no lluminosa, ja que la matèria visible —estrelles, gas i pols— no pot explicar la força gravitatòria necessària per sostenir aquestes velocitats orbitals.

Actualment es considera que les galàxies són immerses dins enormes halos de matèria fosca que s’estenen molt més enllà dels discs visibles. Aquests halos contenen la major part de la massa galàctica i dominen la dinàmica de les estructures còsmiques.

La importància d’aquest descobriment és considerable. La matèria fosca no sols permet explicar les corbes de rotació galàctica, sinó també la cohesió dels cúmuls de galàxies, les lents gravitacionals, la formació d’estructures a gran escala, la distribució de galàxies i les observacions del fons còsmic de microones. En el model cosmològic estàndard, aproximadament el 85% de la matèria de l’univers correspon a matèria fosca, mentre que la matèria ordinària visible n’ocupa només una fracció minoritària.

Vegem una simulació actual del moviment galàctic dins l’univers.

En totes les galàxies observades es fa necessària una component addicional de matèria que no és visible directament, però de la qual s’infereix la presència per la seva acció gravitatòria.

Actualment, a partir de les dades obtingudes pel satèl·lit espacial Gaia, s’estima que la massa necessària per explicar el moviment de les galàxies nanes al voltant de la Via Làctia és d’aproximadament 1012 masses solars. En canvi, la massa estel·lar observada se situa entorn de 1011 masses solars. Aquesta discrepància indica la necessitat de postular una quantitat addicional de matèria no visible que aporti l’efecte gravitatori requerit.

Origen de les galàxies

Tal com s’ha indicat, l’any 1974 dos grups independents proposen que les galàxies visibles es troben immerses en grans halos de matèria invisible:

• Grup de Princeton: Jeremiah Ostriker, James Peebles i Amos Yahil.
• Grup de Tartu: Jaan Einasto, Ants Saar i Enn Kaasik.

Ambdues propostes intenten explicar un problema observacional fonamental: les galàxies giren massa ràpid perquè la seva massa visible sigui suficient per mantenir-les cohesionades gravitacionalment.

La cosmologia moderna defensa dues hipòtesis sobre la formació de les galàxies i l’estructura a gran escala de l’Univers: d’una banda, la hipòtesi dels halos de matèria fosca (“halos de matèria invisible”) i, de l’altra, el model de formació jeràrquica per agregació.

Els halos de matèria fosca

Les principals evidències d’aquesta hipòtesis provenen de tres tipus de dades observacionals, algunes de les quals ja s’han indicat anteriorment:

1. Corbes de rotació galàctica. En una galàxia espiral, la velocitat orbital de les estrelles hauria de disminuir amb la distància al centre, tal com passa als planetes del Sistema Solar. Tanmateix, les observacions mostren que les velocitats es mantenen gairebé constants. Això implica que existeix una gran quantitat de massa no visible distribuïda molt més enllà del disc galàctic.
2. Dinàmica d’agrupacions de galàxies. Ja als anys trenta, Fritz Zwicky havia observat que les galàxies dels cúmuls es mouen massa ràpid perquè la matèria visible els pugui mantenir units per la força gravitatòria.
3. Lents gravitacionals. La desviació de la llum produïda per grans masses indica l’existència de molta més matèria que la visible.

Els halos de matèria fosca constitueixen enormes estructures esfèriques o el·lipsoidals que envolten les galàxies. Dominen la massa total de les galàxies; S’estenen molt més enllà de les regions visibles; Interaccionen principalment mitjançant la gravetat; i, finalment, no emeten ni absorbeixen llum detectable.

Actualment es considera que aproximadament un 85% de la matèria de l’Univers és matèria fosca. La seva composició exacta encara és desconeguda. Entre les hipòtesis principals hi ha: WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), axions i partícules exòtiques encara no detectades

Formació de galàxies per agregació (model jeràrquic)

El paradigma actual de formació galàctica és el de la formació jeràrquica o model bottom-up. Segons aquest esquema, les estructures petites es formen primer i, posteriorment, s’uneixen per originar estructures més grans. El procés d’agregació jeràrquica es pot resumir en cinc etapes: aparició de petites fluctuacions de densitat a l’univers primitiu, amplificació gravitatòria d’aquestes irregularitats, col·lapse de la matèria fosca en halos, fusió progressiva dels halos menors i formació final de galàxies grans, grups i cúmuls.

Paper de la matèria fosca en la formació galàctica

La matèria fosca hi exerceix un paper essencial, ja que proporciona els pous gravitatoris inicials, accelera el col·lapse gravitatori i orienta la distribució posterior de la matèria ordinària.

La matèria bariònica, és a dir, el gas ordinari, cau dins d’aquests halos de matèria fosca, es refreda i dona lloc a la formació d’estrelles, discos galàctics i diferents morfologies galàctiques, com les espirals i les el·líptiques.

Sense la contribució gravitatòria de la matèria fosca, les estructures visibles difícilment haurien pogut formar-se dins l’escala temporal compatible amb l’evolució observada de l’univers.

Vegem-ho en forma de vídeo animat.

Els cubs de la imatge anterior representen simulacions numèriques de l’evolució de l’univers. Aquestes simulacions mostren el creixement progressiu de les estructures, la formació d’una xarxa còsmica, l’aparició de filaments de matèria fosca i la concentració de matèria en nodes densos on emergeixen cúmuls de galàxies.

El model concorda notablement amb la distribució real de galàxies observades, el fons còsmic de microones i les observacions de grans cartografiats celestes.

El model ΛCDM

El model ΛCDM integra aquestes idees en el marc cosmològic estàndard actual, on “Λ” designa l’energia fosca i “CDM” la matèria fosca freda (Cold Dark Matter). Les seves prediccions descriuen amb gran precisió l’expansió de l’univers, la formació de galàxies, els cúmuls galàctics, la xarxa còsmica i les anisotropies del fons còsmic de microones. Aquest model mostra que les galàxies visibles constitueixen només la part observable d’una estructura molt més extensa dominada per la matèria fosca.

Lent gravitacional. Anell d’Einstein.

La imatge anterior representa el fenomen de la lent gravitacional, un dels efectes més espectaculars previstos per la teoria de la relativitat general de Albert Einstein. Aquest fenomen es produeix quan una gran concentració de massa, com una galàxia o un cúmul de galàxies, corba l’espai-temps i desvia la trajectòria de la llum procedent d’un objecte més llunyà.

En l’esquema apareixen tres elements principals: S: una galàxia llunyana que actua com a font de llum; M: una galàxia més propera que funciona com a lent gravitacional; O: l’observador situat a la Terra.

La llum emesa per la galàxia llunyana (S) no viatja en línia recta quan passa prop de la galàxia massiva (M). La gran massa de la galàxia intermèdia deforma la geometria de l’espai-temps i obliga la llum a seguir trajectòries corbes. Com a resultat, l’observador rep la llum desviada des de diverses direccions diferents.

Aquest efecte pot produir diversos fenòmens observables: aparició de dues o més imatges de la mateixa galàxia; deformacions allargades en forma d’arc; o, en situacions gairebé perfectament alineades, la formació d’un anell lluminós complet anomenat anell d’Einstein.

Aquest anell apareix quan: la font llunyana (S), la lent gravitacional (M), i l’observador (O) estan pràcticament alineats sobre una mateixa línia de visió. En aquesta situació, la llum de la galàxia llunyana és desviada simètricament al voltant de la galàxia lent i es forma una estructura circular brillant. Aquest fenomen és extraordinàriament útil en astronomia perquè permet detectar i mesurar masses invisibles.

Les lents gravitacionals permeten:

• Determinar masses galàctiques. La quantitat de desviació de la llum depèn directament de la massa de la lent gravitacional. Analitzant la geometria dels arcs i de les imatges múltiples es pot calcular la massa total de la galàxia o del cúmul.
• Evidència de matèria fosca. En molts casos, la desviació observada és molt superior a la que podria produir la matèria visible. Això indica l’existència de grans quantitats de matèria fosca invisible al voltant de les galàxies i cúmuls galàctics.
• Les lents gravitacionals constitueixen una de les proves més sòlides de l’existència de matèria fosca.
• Observació de l’Univers llunyà. Les lents gravitacionals també funcionen com a “telescopis naturals”. La desviació i amplificació de la llum permet observar galàxies extremadament llunyanes i febles que, sense aquest efecte, serien invisibles.
• Confirmació de la relativitat general. El fenomen va ser confirmat experimentalment poc després de la formulació de la relativitat general. Durant l’eclipsi solar de 1919, les observacions dirigides per Arthur Eddington van demostrar que la llum de les estrelles es desviava en passar prop del Sol, exactament tal com havia predit Einstein.

En la imatge anterior, la galàxia propera M, per la seva massa —inclosa la matèria fosca—, corba l’espai-temps al seu voltant. La llum procedent de la galàxia llunyana S segueix les trajectòries possibles en aquesta geometria corbada. Per això l’observador O pot veure imatges múltiples, arcs lluminosos o, si l’alineació és gairebé perfecta, un anell d’Einstein.

Radiació còsmica de fons

La imatge representa un mapa complet del cel de la radiació còsmica de fons, també anomenada radiació de fons de microones (Cosmic Microwave Background, CMB). Es tracta de la llum més antiga observable de l’Univers i constitueix una de les proves fonamentals del model del Big Bang. ^[1]

El mapa no mostra estrelles ni galàxies, sinó petites variacions de temperatura en una radiació que omple tot l’Univers. La forma ovalada és una projecció del cel complet sobre un pla, semblant als mapes globals de la Terra. ^[2]

La radiació còsmica de fons es va originar aproximadament 380.000 anys després del Big Bang. Durant els primers instants de l’Univers, la temperatura era tan elevada que la matèria existia com un plasma dens d’electrons, protons i fotons. En aquestes condicions, la llum no podia desplaçar-se lliurement perquè interaccionava constantment amb les partícules amb càrrega.

Quan l’univers s’expandeix i es refreda prou, els electrons i els protons es combinen per formar àtoms neutres d’hidrogen. Aquest procés rep el nom de recombinació. A partir d’aquell moment, la radiació pot viatjar lliurement per l’espai. La llum emesa en aquell instant és precisament la radiació còsmica de fons que s’observa avui.

A causa de l’expansió de l’Univers, aquesta radiació s’ha anat estirant progressivament fins a situar-se actualment en la regió de les microones, amb una temperatura mitjana d’uns 2,7 K.

Tot i que la radiació és extraordinàriament uniforme, la imatge mostra petites variacions de temperatura anomenades anisotropies. Les zones vermelloses i grogues representen regions lleugerament més calentes. Les zones blaves indiquen regions lleugerament més fredes.

Les diferències són molt petites, de l’ordre d’una part entre cent mil, però tenen una importància decisiva. Representen fluctuacions de densitat presents a l’univers primitiu. Aquestes fluctuacions actuen com a llavors gravitacionals a partir de les quals es formen posteriorment les galàxies, els cúmuls galàctics i la gran xarxa còsmica de filaments. Les regions lleugerament més denses contenen una mica més de matèria i exerceixen, per tant, una atracció gravitatòria també lleugerament superior. Amb el temps, la gravetat amplifica aquestes diferències inicials fins a generar les grans estructures observades avui.

Relació amb la matèria fosca

La radiació còsmica de fons proporciona també una de les proves més importants de l’existència de matèria fosca. Les característiques estadístiques de les anisotropies només poden explicar-se correctament si l’Univers conté: matèria ordinària, matèria fosca, i energia fosca.

La matèria fosca va començar a formar estructures gravitacionals abans que la matèria ordinària, ja que no interactuava amb la radiació. Això va permetre que actués com a esquelet gravitacional per al futur desenvolupament de galàxies i cúmuls.

Una fotografia de l’Univers primitiu

La radiació còsmica de fons pot considerar-se una autèntica “fotografia” de l’Univers quan encara era molt jove. Observant-la, els cosmòlegs poden estudiar les condicions físiques dels primers centenars de milers d’anys després del Big Bang.

La imatge mostra així un Univers encara molt homogeni, però que ja conté les petites irregularitats que, amb el pas de milers de milions d’anys, donaran lloc a tota l’estructura còsmica actual.

Conclusió final. La matèria fosca.

En aquest punt, l’anàlisi se centra en la naturalesa de la matèria fosca. Tot i que la seva presència només s’infereix a partir dels efectes gravitatoris que produeix, la recerca contemporània intenta determinar-ne la composició i establir si es pot detectar per vies diferents de la interacció gravitatòria. La denominació fosca respon precisament al fet que aquesta matèria no emet, no absorbeix ni reflecteix radiació electromagnètica de manera detectable.

D’acord amb el model cosmològic estàndard, aproximadament un 15% de la matèria de l’univers correspon a matèria bariònica o ordinària —és a dir, estrelles, gas, pols i planetes—, mentre que prop d’un 85% correspon a matèria fosca. Aquesta distribució indica que la component no lluminosa constitueix la fracció majoritària de la matèria còsmica, malgrat que no es detecta directament en els experiments convencionals.

Des del punt de vista observacional, la matèria fosca es comporta com una component transparent a la radiació electromagnètica. No sembla interaccionar de manera apreciable amb la matèria bariònica, excepte a través de la gravetat. Per això no se n’observa emissió, absorció ni dispersió de llum, i la seva detecció resulta especialment complexa.

En conseqüència, la seva existència s’estableix indirectament: la comunitat científica la dedueix de l’excés de gravetat necessari per explicar la dinàmica de galàxies, cúmuls galàctics i altres estructures a gran escala.

Tal com s’ha exposat anteriorment, les galàxies es troben immerses en halos de matèria fosca i s’agrupen en cúmuls que, a escales encara més grans, configuren una estructura filamentosa sovint descrita com a xarxa còsmica. La distribució de la matèria fosca segueix, en termes generals, aquest mateix patró estructural.

La matèria lluminosa es troba, doncs, embeguda en una distribució més extensa de matèria fosca. Aquesta no es reparteix uniformement per tot l’univers, sinó que es concentra també en galàxies, cúmuls i filaments, mentre que les grans regions buides presenten una densitat molt baixa de totes dues components.

Per tal d’explicar-ne la naturalesa, la cosmologia formula diverses hipòtesis teòriques i experimentals. Una classificació habitual distingeix tres possibles règims dinàmics de la matèria fosca: freda, tèbia i calenta. Aquesta distinció depèn essencialment de la velocitat de les partícules que la constituirien en l’univers primitiu.

En aquest marc, la matèria fosca freda és constituïda per partícules relativament lentes, amb una capacitat limitada de desplaçament lliure; la matèria fosca calenta, en canvi, és formada per partícules molt ràpides, capaces de recórrer distàncies molt més grans en el mateix interval temporal. La matèria fosca tèbia ocupa una posició intermèdia entre aquests dos extrems.

Aquesta diferència cinemàtica té conseqüències decisives en la formació d’estructures. Les anisotropies de la radiació còsmica de fons revelen l’existència de petites fluctuacions de densitat a l’univers primitiu. L’evolució d’aquestes fluctuacions depèn, en part, de la mobilitat de les partícules de matèria fosca: si es desplacen massa ràpidament, tendeixen a esmorteir les irregularitats de petita escala; si es mouen lentament, permeten que aquestes irregularitats es preservin i creixin sota l’acció de la gravetat.

En un univers en expansió, aquesta propietat és fonamental. Les partícules molt ràpides poden abandonar les regions denses i redistribuir-se amb eficàcia, fet que dificulta la formació primerenca d’estructures petites. Les partícules lentes, en canvi, romanen amb més facilitat dins dels pous gravitatoris inicials i afavoreixen la formació progressiva de sistemes menors que, posteriorment, s’agrupen per donar lloc a estructures més grans.

D’aquí se’n deriven dos escenaris generals. Si la matèria fosca és calenta, la formació d’estructures tendeix a produir-se de dalt a baix: primer apareixen grans condensacions que després es fragmenten. Si és freda, el procés és de baix a dalt: primer es formen estructures petites que, amb el temps, es fusionen i originen galàxies i cúmuls més massius. Les observacions cosmològiques afavoreixen clarament aquest segon escenari.

En efecte, quan s’observa l’univers llunyà —i, per tant, el passat còsmic—, es detecten galàxies petites en procés d’agregació, però no s’observa evidència robusta de grans galàxies primigènies que es fragmentin massivament. Per aquesta raó, la matèria fosca freda esdevé avui la hipòtesi preferent.

Aquest model explica amb gran precisió nombrosos fenòmens físics, però presenta una limitació important: cap de les partícules conegudes del Model Estàndard pot explicar adequadament la matèria fosca observada a l’Univers.

En síntesi, les evidències observacionals indiquen de manera consistent que la gravetat generada per la matèria visible és insuficient per explicar la dinàmica de les estructures còsmiques. Aquest desajustament fonamenta la hipòtesi de la matèria fosca, consolidada especialment a partir de la segona meitat del segle XX. Tot i que el model de matèria fosca freda és actualment el que rep més suport empíric, la naturalesa última d’aquesta component continua sense resoldre’s. La recerca contemporània manté obertes diverses vies d’investigació, amb l’objectiu d’identificar-ne finalment la composició física.

Les observacions astronòmiques indiquen que aproximadament un 85% de la matèria de l’Univers és invisible i no interactua amb la llum. Per això es pensa que la matèria fosca estaria formada per partícules subatòmiques encara no descobertes. S’han proposat diversos candidats: axions, neutrins, WIMPs i forats negres primordials. Es tracta d’hipòtesis de naturalesa molt diferent, algunes basades en noves partícules elementals i d’altres en objectes astrofísics compactes formats en èpoques molt primerenques.

Axions

Un dels candidats més estudiats són els axions. Aquestes partícules van ser proposades inicialment per resoldre problemes teòrics relacionats amb la cromodinàmica quàntica, la teoria que descriu la interacció forta.

Els axions tindrien característiques compatibles amb la matèria fosca: massa extremadament petita, absència de càrrega elèctrica i interacció molt feble amb la matèria ordinària.

Tot i que es busquen experimentalment des de fa dècades, encara no han estat detectats de manera concloent.

Neutrins

Els neutrins són partícules reals conegudes del Model Estàndard. Són molt abundants i interactuen molt dèbilment amb la matèria. Durant un temps es van considerar possibles candidats a matèria fosca.

Tanmateix, els neutrins no tenen una massa suficient i es desplacen a velocitats molt elevades, properes a la de la llum. Això els converteix en matèria fosca “calenta”. Les simulacions cosmològiques mostren que la matèria fosca calenta no permetria formar correctament les galàxies i les estructures observades actualment.

Per aquest motiu, els neutrins només poden representar una petita fracció de la matèria fosca total.

WIMPs

Els WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) han estat durant molts anys els candidats preferits.

Aquestes partícules hipotètiques tindrien: masses elevades, absència de càrrega elèctrica i interacció molt feble amb la matèria ordinària.

Es pensa que s’haurien format durant els primers instants després del Big Bang. Les seves propietats encaixen molt bé amb el model ΛCDM, essencial per explicar la formació de galàxies i la xarxa còsmica.

Durant dècades s’han desenvolupat nombrosos experiments subterranis per detectar WIMPs, però fins ara no s’ha obtingut cap confirmació definitiva.

Forats negres primordials i MACHOs

També es va proposar que la matèria fosca podria estar formada per objectes compactes difícils de detectar, anomenats MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects), com nanes marrons, estrelles febles o petits forats negres.

Entre aquestes hipòtesis destaquen els forats negres primordials, que s’haurien format durant els primers instants de l’Univers.

Tanmateix, les observacions mitjançant microlents gravitacionals han descartat que aquests objectes constitueixin la major part de la matèria fosca. Els MACHOs poden existir, però no en quantitat suficient per explicar les observacions cosmològiques.

Jordi Coll Vera - 2026