En aquesta fitxa es presenten les diferents pistes que porten a la hipòtesi de la matèria fosca, així com diverses propostes que s'han fet per intentar dilucidar-ne la naturalesa.
Una observació fonamental de la cosmologia és que l'Univers s'està expandint. La recerca de matèria fosca és un tema d'estudi essencial per entendre l'aparença de galàxies i la formació de la seva estructura.
Clic per engrandir. La cosmologia utilitza la relativitat general. Crèdit: alex_aldo, Adobe Stock.
La Geometria de l'Univers
La gravitació es descriu ara mitjançant la relativitat general, segons la qual les masses (o més exactament l'energia i els fluxos d'energia) corben l'espai-temps (sota aquesta simplicitat desconcertant s'amaguen diverses subtileses. Com l'Univers conté multitud de masses, l'espai-temps té una forma molt irregular, però a gran escala sembla que l'Univers és molt homogeni (una mica com una fulla de metall pot semblar força plana quan es veu des de lluny, encara que estigui tota abonyegada quan es veu de a prop) Això planteja la qüestió de la geometria global de l'espai-temps: es tracta d'una pregunta experimental, que es pot respondre mitjançant observacions astronòmiques. i l'observació d'objectes llunyans permet determinar-la, aleshores comprovem que l'espai és pla, és a dir, que la curvatura global de l'Univers és zero.
Teòricament, resulta que aquesta curvatura està relacionada amb la densitat total de matèria i energia. La planitud de l'espai-temps permet quantificar amb bona precisió la densitat massa-energia de l'Univers: correspon a 5,7 àtoms d'hidrogen per m3. La densitat que fa que l'espai sigui pla s'anomena densitat crítica, i per tant l'Univers té una densitat igual a la densitat crítica, dins dels errors de mesura.
Tanmateix, si comptem el que realment veiem a l'Univers, obtenim una densitat molt menor, al voltant de l'1% de la densitat crítica: la densitat de l'Univers és més gran que la observada.
Clic per engrandir. Dues pintures de Vermeer, l'astrònom i l'agrimensor, pintades el mateix any. L'astrònom sempre ha estat un geòmetra, però les connexions es van fer encara més importants al segle XX , quan es va descobrir que fins i tot la cosmologia era una qüestió de geometria. Crèdit: Domini públic.
Nucleosíntesi primordial
L'Univers s'està expandint. Això implica que la densitat de l'Univers era més forta en el passat que en l'actualitat. Extrapolant aquest augment de densitat al passat, obtenim el model del
Big Bang calent, segons el qual l'Univers hauria passat per fases molt calentes i molt denses, la seva història es pot resumir com un refredament ràpid. Durant aquest refredament, molts fenòmens físic han produït esdeveniments importants, i aquí només n'indicarem dos. El segon correspon a la formació de la radiació còsmica de fons i sobre això hi tornarem amb detall més endavant. El primer és la condensació dels protons i neutrons en nuclis lleugers, anomenats
nucleosíntesi primordial. Abans d'aquest esdeveniment, la temperatura era prou alta perquè l'Univers contingués una gran quantitat de fotons d'alta energia, capaç de dissociar nuclis atòmics en protons i neutrons. Aquests nuclis es podrien formar per reaccions nuclears entre els protons i neutrons presents, però immediatament es van foto-dissociar. La nucleosíntesi té lloc quan la temperatura ha baixat prou perquè la foto-dissociació que acabem d'esmentar esdevingui ineficaç.
Els càlculs indiquen que la quantitat dels diferents nuclis de llum produïts d'aquesta manera depèn només de tres paràmetres, els dos primers dels quals ara semblen ben coneguts:
- la vida útil dels neutrons, ara força ben mesurada (uns 886 segons al buit),
- el nombre de famílies de neutrins (tres segons el model estàndard de la física de partícules: electrònica, muònica i tauònica),
- el nombre de fotons per nucleó a l'Univers (que es manté gairebé constant després de la recombinació). De fet, la discussió anterior permet entendre que com més gran és aquest nombre, més gran és el fenomen de foto-dissociació.
A la pràctica, la comparació entre l'abundància d'elements lleugers a l'Univers i l'abundància prevista per la cosmologia és una prova poderosa de la nostra comprensió d'aquest últim. De fet, aconseguim explicar l'abundància d'almenys quatre elements (deuteri, heli 3, heli 4 i liti 7) escollint un valor adequat de l'únic paràmetre desconegut a priori, el nombre de fotons per nucleó. Finalment, és una mesura d'aquest paràmetre la que proporciona la comparació d'abundàncies, i trobem que l'Univers conté 1.640 milions de fotons per nucleó.
Tanmateix, la densitat de fotons a l'Univers està molt ben mesurada. La majoria d'aquests fotons pertanyen a la radiació còsmica de fons que descriurem a continuació, les mesures de la qual indiquen una densitat de fotons de 410 fotons/cm3.
Per tant, tenim la densitat de fotons així com el nombre de
nucleons per fotó. Ajuntant els dos últims valors, podem deduir la densitat de nucleons de l'Univers! Es troba que la densitat de nucleons és al voltant del 4,4% de la densitat crítica.
Recordeu que la densitat de l'Univers és igual a la densitat crítica. D'això se'n dedueix que el 95,6% de la densitat de l'Univers està format per quelcom que no siguin nucleons.
En la continuació, la matèria que té forma de matèria ordinària s'anomenarà matèria
bariònica, per adaptar-se a l'ús general.
Radiació còsmica de fons
Un altre pilar de la cosmologia moderna és la radiació còsmica de fons. No tornarem aquí a la història del seu descobriment, que està íntimament lligada a la de la cosmologia. Simplement notem que marca un altre fet important en la història de l'Univers: la recombinació, nom consagrat per designar l'associació d'electrons i nuclis per formar àtoms. L'equivalent atòmic de la nucleosíntesi, en certa manera. Abans d'aquest esdeveniment, la temperatura era prou alta perquè l'Univers contingués molts fotons prou energètics per dividir els àtoms en nuclis i electrons. Els àtoms es podrien formar quan un electró es trobava amb un nucli proper, però es van foto-dissociar immediatament. La recombinació té lloc quan la temperatura s'ha tornat prou baixa perquè aquesta foto-dissociació esdevingui ineficaç.
En aquest moment, les condicions per a la propagació de la llum canvia radicalment: abans, el medi estava en forma de plasma, i la llum només podia recórrer distàncies molt curtes abans de ser absorbida i després reemesa en una altra direcció; després, el medi està en forma neutra i la llum es pot propagar lliurement. L'Univers ha passat d'un estat de boira a un estat transparent. La llum alliberada en aquest instant va poder viatjar lliurement i la seguim detectant. La longitud d'ona ha estat molt desplaçada al vermell a causa de l'expansió de l'Univers. Emès en l'àmbit de l'ultraviolat, actualment aquesta radiació és observable principalment en el rang de microones. S'anomena "
Radiació de fons còsmic", o de vegades CMB segons l'acrònim anglosaxó
Cosmic Microwave Background.
El punt que ens interessa aquí és que aquesta radiació porta rastres de l'estat del mitjà en el moment en què es va emetre. L'Univers no era gaire homogeni en aquella època: algunes zones eren més denses i altres menys. Aquestes són les inhomogeneïades que després col·lapsaran gravitacionalment pel seu propi pes, per donar lloc a les grans estructures que formen l'Univers: galàxies i cúmuls de galàxies. Es sospita fermament que aquestes inhomogeneïtats són elles mateixes el resultat de fluctuacions d'origen quàntic a l'Univers primordial (generades en una fase d'expansió ràpida anomenada inflació), les propietats de les quals depenen només de magnituds fonamentals. Analitzant les observacions del CMB amb aquest a priori teòric (el mateix fortament recolzat per diverses observacions), podem deduir amb força precisió les característiques de l'Univers en què vivim, fins al punt que alguns cosmòlegs no dubten a parlar d'una entrada. a l'era de la cosmologia de precisió.
És cert que els resultats són impressionants: l'estudi del CMB permet confirmar la hipòtesi de la inflació, mesurar la taxa d'expansió de l'Univers, però també, entre altres coses, la densitat de barions, la densitat de la matèria fosca i la geometria de l'Univers. Tots els resultats són compatibles amb els de la resta d'indicadors que hem esmentat anteriorment, de vegades amb millor precisió. Aquests resultats es poden resumir de la següent manera:
- l'Univers és pla, la densitat total és igual a la densitat crítica,
- els barions aporten el 4,4% de la densitat crítica,
- la matèria (matèria fosca més matèria) contribueix en un 27% a aquesta densitat crítica (aquesta xifra conté, per tant, un 4,4% de barions),
- la densitat està dominada per un nou component, de vegades anomenada energia fosca, que constitueix el 73% de la densitat crítica.
Cal tenir en compte, però, que l'exactitud d'aquests resultats es basa en determinades hipòtesis teòriques, certament molt raonables i naturals, però que els experiments futurs hauran de verificar, o en els resultats d'altres tipus d'experiments, com els estudis de grans galàxies, que també proporcionen informació cosmològica crucial.
Clic per engrandir. Distribució al cel de la radiació còsmica de fons, observada pel satèl·lit WMAP. Crèdit: NASA/WMAP Science Team.
La formació d'estructures
Les grans estructures que formen el nostre Univers provenen del col·lapse gravItacional de les inhomogeneïtats amb les mateixes propietats que les mesurades al CMB. Comparant les primeres amb les segones, també es poden extreure conclusions sobre el contingut de l'Univers. En particular, si suposem que l'Univers està format només per matèria que veiem, aleshores trobem que no ha passat prou temps entre la recombinació i avui en dia perquè les fluctuacions del CMB s'hagin pogut col·lapsar i donar galàxies. Cal necessàriament que l'Univers contingui un altre tipus de matèria, que podria començar a col·lapsar-se abans de la recombinació i “preparar el terreny”, per excavar els pous de potencial gravitatori en els quals els àtoms podrien col·lapsar-se. Aquesta altre tipus de material ha de ser elèctricament neutre (per no interactuar amb els fotons, ja que aquests eviten el col·lapse de les partícules carregades), pel que no han de ser un nou tipus de partícula, no bariònica (ja que tots els barions coneguts estan carregats).
Per entendre la formació de les estructures, cal suposar que al voltant del 30% de la densitat de l'univers està formada per matèria fosca.
