Dossier. La matèria fosca; 3 en cúmuls de galàxies

En aquest dossier 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 seva naturalesa.

La major part de les galàxies s'agrupen en cúmuls, als quals estan vinculats gravitacionalment: tot el cúmul atrau i reté cadascuna de les galàxies. Una observació atenta dels cúmuls mostra que també contenen una gran quantitat de gas. Es poden utilitzar diversos mètodes per estimar la massa d'aquests cúmuls, i totes les mesures coincideixen que és més gran que la de les galàxies i el gas junts.

Clic per engrandir. Cúmul de galàxies. Crèdit: Yuriy Mazur, Adobe Stock.

Per tant, sembla que aquests objectes contenen una gran quantitat de massa en una altra forma, que s'anomena matèria fosca. Els cúmuls de galàxies constitueixen objectes d'elecció per estudiar el problema de la matèria fosca, perquè es pot estudiar la seva distribució de massa mitjançant diversos mètodes independents:

- El moviment de les seves galàxies
- Les propietats del gas calent que contenen
- Els fenòmens de lents gravitacionals que hi observem
- La pertorbació de la radiació còsmica de fons que indueixen (efecte Sunyaev Zeldovitch)
- Modelització de la seva formació per col·lapse gravitacional per la manca d'homogeneïtat primordial.

Els moviments de les galàxies dins dels cúmuls

Primer, dins de cada cúmul, les galàxies es mouen. El seu moviment està determinat per les forces de gravitació a què estan sotmeses, i per tant a la massa circumdant (tornarem amb detall a la pàgina dedicada a les galàxies sobre la relació entre moviment i distribució de masses). L'anàlisi d'engranatges per tant, proporciona informació sobre la massa dels cúmuls. Això va portar a Zwicky, ja l'any 1933, a destacar un problema del cúmul Coma, la massa estimada d'aquesta manera essent molt més gran que la suma de les masses de les galàxies observades allí. Tingueu en compte que en aquell moment, el concepte de matèria fosca era absolutament desconegut, només apareixerà als anys 70.

Clic per engrandir. Imatges visibles del clúster Coma (costat d'1Mpc). La imatge visible mostra principalment les galàxies. Altres tipus d'observacions destacarien un tercer component?.

Hi ha diverses causes possibles per a aquest problema:

- Les mesures són incorrectes o mal interpretades
- Hi ha massa en forma lleugerament lluminosa, això és matèria fosca
- Les fórmules utilitzades són falses, i la teoria que ens les dóna no és vàlida
- Des de llavors, les observacions de Zwicky s'han confirmat en gran mesura i el mateix problema s'ha demostrat a la majoria de cúmuls! Per tant, la primera hipòtesi es pot rebutjar.

La resta d'observacions que hem comentat anteriorment ens porten a les mateixes conclusions, continuem repassant-les. 

 

L'emissió en X de gas calent

Els cúmuls de galàxies no només contenen galàxies, moltes d'elles estan plenes de gas extremadament calent (10-100 milions de graus) i de baixa densitat (1.000 partícules/m³). Aquest gas es distribueix de manera molt més difusa i extensa que les galàxies. A aquestes temperatures, està totalment ionitzat, és un plasma. L'estat termodinàmic d'aquest gas ens pot dir diverses coses sobre el cúmul. Per a això, adoptem una hipòtesi comuna en aquest camp i suposem que el gas està en equilibri hidrostàtic. Això vol dir que no hi ha grans moviments globals i, per tant, les forces de pressió estan perfectament equilibrades amb les altres forces presents. En aquest cas, el gradient de pressió en el gas està relacionada amb la gravetat local, segons l'expressió coneguda per qualsevol alumne que s'enfronti a l'estàtica dels fluids (però que pots saltar fàcilment si no et sents còmode amb les fórmules).

Tanmateix, es pot calcular la pressió del gas sempre que es conegui la temperatura i la densitat (en el cas de gasos ideals, sovint adaptada en aquest context, la pressió és proporcional a la densitat de la massa i la temperatura). Aquestes dues magnituds es poden mesurar estudiant els raigs tèrmics emesos per aquest gas, que es troba principalment en el rang dels raigs X a aquestes temperatures. Se'n poden extreure dos tipus d'informació: d'una banda les propietats espectrals (la descomposició en longituds d'ona) revelen la temperatura T del gas, mentre que la intensitat de la radiació (la quantitat total d'energia rebuda) permet rastrejar la densitat del gas emissor. El progrés d'aquest tipus d'observació va seguir, naturalment, el dels detectors de raigs X. Després dels precursors SAS1, Ariel-V, Exosat, Ginga, ROSAT, etc., els últims instruments de la pista XMM-Newton i Chandra (amb característiques força complementàries en termes de sensibilitat espectral: capacitat per determinar l'energia de la radiació rebuda, i resolució angular (capacitat per distingir fonts properes) permeten obtenir espectres des de diferents punts dels cúmuls. Ara hi ha una resolució suficient per produir mapes detallats de temperatura i densitat als cúmuls i per tant, determinar la distribució de la massa al cúmul.

El resultat és que la massa visible (essencialment el gas) constitueix al voltant del 10% de la massa total dels cúmuls.

Les observacions també permeten assegurar que es verifica la hipòtesi de l'equilibri hidrostàtic. En els pocs casos en què no ho és, alguna cosa violenta ha passat en un passat relativament recent. Les desviacions d'aquest equilibri permeten llavors entendre l'evolució passada del cúmul, per exemple per recórrer la història d'una col·lisió amb un altre cúmul.

Clic per engrandir. Emissió X al cúmul del Forn vist per Chandra. Crèdit Chandra-NASA

Les lents gravitacionals

També podem mesurar la quantitat de massa en cúmuls mesurant directament el potencial gravitatori, gràcies a l'efecte de la lent gravitacional. Aquest efecte es deu a la desviació dels raigs de llum per part d'objectes massius, i es tradueix en una distorsió de la imatge d'un objecte llunyà quan s'interposa un cos massiu entre aquest objecte i l'observador a la Terra. Se solen distingir dues situacions: lents febles, per a les quals les imatges es deformen simplement, es contrauen en direcció a l'objecte massiu; lents fortes per a les quals es dupliquen les imatges, una única font apareix com a diversos arcs (vegeu la figura següent). L'estudi d'aquestes lents gravitacionals permet sondejar la massa dels cúmuls, amb una particularitat interessant: aquest efecte és sensible a totes les masses presents, independentment de la seva naturalesa. Els resultats d'aquestes anàlisis s'acosten molt als que dóna l'estudi de l'emissió de raigs X pel gas calent: la matèria visible (gas i galàxies) representa, una vegada més, al voltant del 10% de la massa responsable dels efectes de lents. De fet, és possible anar més enllà i produir mapes de densitat de matèria fosca en cúmuls. Aleshores ens adonem que la matèria fosca es distribueix de manera molt més difusa que el gas, menys concentrada que les galàxies.

Clic per engrandir. A l'esquerra, emissió de raigs X (panell esquerra, vista per Chandra) i lents gravitacionals (panell dret, imatges HST: Abell 2390 a dalt, MS2137.3-2353 a continuació). Aquests dos cúmuls es troben a 2.500 i 3.100 milions d'anys llum respectivament. A la dreta, una altra imatge de lents gravitacionals. Els objectes blavosos són diverses imatges del mateix objecte situades molt darrere del cúmul visible en primer pla. Vegeu la il·lustració següent.

Clic per engrandir. El camí de la llum (línies turquesa) que ens arriba des de la galàxia de fons. Els raigs de llum són doblegats pel camp gravitatori del cúmul de primer pla i sembla que provenen d'altres direccions (línies grises).

L'efecte Sunyaev-Zeldovitch

Avenços recents en tècniques d'observació de la radiació còsmica de fons (CMB d'ara endavant, l'acrònim anglosaxó de Cosmic Microwave Background) ofereix un nou mètode per mesurar la quantitat de matèria continguda en cúmuls. En poques paraules, CMB és una radiació electromagnètica de baixa freqüència (en comparació amb la llum) que banya tot l'Univers. És la llum emesa quan es van formar els primers àtoms, la desaparició de gairebé totes les càrregues lliures que han fet l'Univers transparent, la llum present es pot propagar a distàncies molt llargues (vegeu el capítol següent per a més detalls). A causa de l'expansió de l'Univers, aquesta llum ha estat fortament desplaçada al vermell i ara apareix en el rang de microones.

Tanmateix, aquesta radiació pot interactuar amb el material que troba al seu camí. En particular, quan travessa una zona prou calenta perquè la matèria estigui present en forma de plasma, com ara al cor de les galàxies, pot interactuar amb electrons lliures. Això té un efecte observable: es modifica l'espectre del CMB. Això s'anomena efecte Sunyaev-Zeldovitch. Observant i analitzant amb detall la distorsió de l'espectre CMB, podem deduir diverses característiques del medi, en particular la seva densitat d'electrons així com la seva temperatura. Per tant, aquesta informació és completament complementària a la que proporciona l'estudi de l'emissió X del gas calent.

Clic per engrandir. Imatges del cúmul A3667. Al mig, imatge en X obtinguda per ROSAT, a l'esquerra alteració de la temperatura del CMB a causa d'aquest cúmul. Crèdit: Melanie Johnston-Hollitt

Formació dels cúmuls de galàxies

Els tres tipus d'observacions anteriors donen una indicació directa de la massa dels cúmuls. Un quart enfocament proporciona pistes sòlides: com recordarem amb més detall més endavant, la cosmologia permet estudiar la formació dels cúmuls de galàxies per col·lapse gravitatori de la manca d'homogeneïtat del fluid primordial. Els detalls d'aquest col·lapse depenen molt de la composició de l'Univers, i de nou de manera molt notable, els escenaris cosmològics coincideixen amb les observacions només si l'Univers està format per una gran quantitat de matèria fosca. Tornarem més endavant a les simulacions cosmològiques i a la informació que poden aportar sobre les propietats de la matèria fosca.

Clic per engrandir.  Simulació cosmològica de la formació de cúmuls de galàxies, per a diferents models cosmològics. Cada línia representa l'evolució en el temps de la distribució de la matèria fosca (les zones més concentrades són més brillants) per a un determinat tipus de model (Lambda CDM, SCDM, etc.), les imatges estan separades per uns quants milers de milions d'anys. (font: Virgo, dirigida per Joerg Colberg)

 

Resum

La matèria visible dels cúmuls (el gas i les galàxies, aquestes últimes només representen una petita fracció de la massa del gas), només representa al voltant del 10% de la seva massa gravitatòria.

Veure:

Capítol anterior: 2 La matèria fosca; Urà i Neptú, Mercuri i Vulcà
Capítol següent: 4 La matèria fosca: La cosmologia (en preparació)

Ho he vist aquí.

Dossier. La matèria fosca; 4 La Cosmologia

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.

Veure:

Capítol anterior: 3 La matèria fosca; en cúmuls de galàxies
Capítol següent: 5 La matèria fosca: Les galàxies

Ho he vist aquí.

Podem veure els neutrins del Big Bang?

Els neutrins són omnipresents a l'Univers on superen en nombre els fotons de radiació fòssil i fins i tot, amb diferència, a les partícules de matèria ordinària. Molt difícils de detectar, tot i així estem intentant estudiar els del Big Bang.

Clic a l'imatge per engrandir. El físic de Princeton Chris Tully es troba al Ptolemy Lab del Princeton Plasma Physics Laboratory. Crèdit: Elle Starkman, PPPL Communications

Blàzars, forats negres gegants que acceleren els raigs còsmics  Això és una gran primícia! Els científics han aconseguit localitzar la font d'emissió llunyana d'un neutrí d'alta energia, aquesta partícula fantasma que generalment travessa la matèria sense interactuar amb ella. Quin és l'origen d'aquest neutrí? Com es va detectar? La resposta la trobareu al vídeo.

El CMB que ens arriba avui es va emetre, no només fa molt de temps, sinó també a moltíssima distància de la Via Làctia. El seu estudi il·lustra el fet que observar més i més a l'univers és com fer una cop d'ull cada cop més endins dels estrats de la història de l'espai-temps. També podem dir, per analogia, que en el cas del CMB, s'assembla des d'aquest punt de vista a intentar veure què passa sota la superfície del Sol. De fet, en algun moment d'aquest rebobinat en el temps, el cosmos es torna tan dens i calent que els àtoms no podrien existir, impedint que els fotons es moguin lliurement. Més enllà d'això, per tant, ens és impossible obtenir informació directa. L'univers és per a nosaltres, en certa manera, opac.

Veure-hi més a fons, és a dir, realment molt més abans, és possible mitjançant l'ús d'altres missatgers i altres astronomies.

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. Antoine Kouchner i Stéphane Lavignac recorren la fascinant història del neutrins i ens presenten els grans experiments dedicats a aquest missatger d'allò infinitament gran i infinitament petit en un llibre publicat per Dunod i acompanyat d'aquest vídeo de presentació. Antoine Kouchner és professor de la Universitat Diderot de París i director del laboratori d'AstroPartícules i Cosmologia. També és responsable científic de la Col·laboració Internacional Antares que opera el primer telescopi de neutrins submarí, el successor del qual, KM3NeT, està en construcció al Mediterrani. Stéphane Lavignac és físic del CNRS i desenvolupa la seva recerca a l'Institut de Física Teòrica de Saclay.

Malgrat això, passa que aproximadament un segon després de l'inici de l'univers observable, en el model estàndard de cosmologia relativista, la temperatura del cosmos era de 10.000 milions de graus i la seva densitat era comparable a la de l'aigua. L'univers contenia una sopa de leptons, fotons i sobretot protons i neutrons transformant-se els uns en els altres absorbint i emetent... neutrins (aquelles partícules fantasmals l'existència de les quals havia estat predita a la dècada de 1930 pel físic Wolfgang Paulii la primera teoria del qual va ser desenvolupada per Enrico Fermi). Per sota d'aquest llindar de temperatura, que correspon a energies per als neutrins de l'ordre d'1 MeV, van deixar d'interaccionar amb els nucleons eventualment per escampar-se lliurement per l'espai.

Astronomia de neutrins, una finestra a l'univers primerenc
                     
Hi ha per tant, a més del fons difús cosmològic de fotons, una radiació còsmica de neutrins que ens donaria accés directe -si es pogués observar, mesurar i cartografiar a una imatge de l'estat de l'univers quan només eren uns pocs segons com a màxim. Aquest fons còsmic de neutrins (fons de neutrins còsmics, ja sigui CNB o CVB, llegiu C-nu-B), el podem observar indirectament a través dels seus efectes sobre la radiació fòssil com han demostrat les anàlisis recents de mesures de la missió Planck.

Però destacar-lo directament representa un repte tecnològic que els membres del Laboratori de Física del Plasma de Princeton (PPPL) intenten fer front mitjançant el projecte Ptolemy (Observatori de triti de Princeton per a la llum, el rendiment massiu de neutrins de l'univers primerenc).

De fet, els neutrins interactuen molt feblement amb la matèria quan tenen poca energia. Certament, hi ha més neutrins fòssils que fotons fòssils al cosmos. Fins i tot s'estima que n'hi ha uns 450 per cm³. Però a causa de l'expansió de l'univers i el seu refredament, la temperatura mitjana del CNB avui és només d'1,95 kelvin, una mica més freda que la del CMB (2,725 K). Per tant, estem lluny dels 10.000 milions de Kelvin inicials. A una temperatura tan baixa, els neutrins cosmològics semblaven, per a molts, esmunyedissos, ja que podien creuar de mitjana, per a cadascun d'ells, un bloc de ferro d'un any llum d'espessor!

Clic a l'imatge per engrandir. Vista del prototip de l'experiment de Ptolemy, el nom anglès del famós astrònom antic Ptolemeu. Finalment, utilitzarà 100 g de triti. Crèdit: Elle Starkman, PPPL Office of Communications.

Això sense comptar amb el progrés dels detectors de partícules utilitzant el fenomen de la superconductivitat així com amb els descobriments de les nanociències. La idea bàsica és que aquests detectors que absorbeixen una partícula que hi diposita energia s'escalfen localment i després deixen d'estar en un estat de superconductor. Això es manifesta amb un brusc salt de la resistència en un dels sensors del dispositiu.

L'experiment Ptolemeu consistirà a utilitzar aquest tipus de calorímetre per mesurar l'energia dels electrons emesos per la desintegració dels nuclis de triti dipositats sobre una làmina de grafè. La teoria de la de desintegració beta per aquest isòtop ben conegut de l'hidrogen implica que els electrons emesos no poden tenir una energia superior a un valor ben determinat. Seleccionant amb l'ajuda d'un camp magnètic, els electrons més energètics emesos pels nuclis de triti, és possible mesurar les seves energies amb un calorímetre superconductor refrigerat a una temperatura inferior a 0,1 K. Encara segons la teoria de la interacció electrofeble a la base de la de la desintegració beta, sabem que aquestes els electrons tenen una baixa probabilitat d'absorbir una part de l'energia dels neutrins del CNB. Alguns d'ells dipositaran doncs, al calorímetre, més energia de la que és teòricament possible en absència de col·lisió amb un neutrí si el sistema està prou protegit pels efectes d'un soroll de fons provocat per partícules diferents dels neutrins.

En definitiva, la distribució de les energies d'electrons mesurades per Ptolemeu hauria de mostrar la presència d'almenys un pic (un augment de la resolució mostraria tres pics associats als tres tipus de neutrins del model estàndard) per sobre del valor màxim de les energies dels electrons resultants de la desintegració beta dels nuclis de triti. L'experiment hauria de permetre mesurar indirectament les característiques dels neutrins cosmològics, com ara les seves masses i la seva densitat.

En augmentar la quantitat de triti fins a 100 grams, l'experiment de Ptolemeu es farà més sensible i potser després permetrà destacar neutrins estèrils, fermions de Majorana, en el supòsit que realment constituirien una part no negligible de la matèria fosca. Això també podria proporcionar una clau per resoldre l'enigma de l'antimatèria cosmològica.

 

Ho he vist aquí.

Els astrònoms detecten la llum de les primeres estrelles de l'Univers

Les sorpreses en el senyal de l'alba còsmic també al·ludeixen a la presència de matèria fosca.

Un radiotelescopi a Austràlia Occidental ha detectat un signe de la llum de les primeres estrelles de l'Univers.

Els astrònoms han detectat per primera vegada senyals de llum llargament buscades de les primeres estrelles que es van formar a l'Univers, al voltant de 180 milions d'anys després del Big Bang.

El senyal és una empremta dactilar deixada en la radiació de fons per l'hidrogen que va absorbir part d'aquesta llum primordial. L'evidència suggereix que el gas que componia l'Univers primitiu era més fred del que es va predir. Això, diuen els físics, és un possible signe de la influència de la matèria fosca. Si es confirma, el descobriment podria marcar la primera vegada que la matèria fosca ha estat detectada a través d'alguna cosa més que els seus efectes gravitacionals.

"Aquesta és la primera vegada que veiem un senyal d'aquest començament de l'Univers, a part de la resplendor del Big Bang", diu Judd Bowman, astrònom de la Universitat Estatal d'Arizona a Tempe, que va dirigir l'obra, que es va publicar en Nature1 el 28 de febrer. "Si és cert, aquesta és una notícia important", diu Saleem Zaroubi, cosmòleg de la Universitat de Groningen, als Països Baixos. Altres equips hauran de confirmar el senyal però, fins ara, la troballa sembla ser sòlida, diu. "És una cosa molt emocionant. Aquest és un període en la història de l'Univers del que sabem molt poc".

Espurnes d'estrelles

Els físics creuen que el Big Bang, fa 13.800 milions d'anys, va generar un plasma ionitzat que es refreda ràpidament a mesura que l'Univers s'expandeix. Després d'uns 370.000 anys, aquesta sopa començar a formar àtoms neutres d'hidrogen. Amb el pas del temps -i sota la influència de la gravetat- aquests es van aglutinar formant estrelles que es van encendre. Aquesta transició es coneix com l'alba còsmica.

La llum d'aquestes estrelles ara seria tan feble que la seva detecció amb telescopis basats en la Terra és gairebé impossible. Però els astrònoms han esperat durant molt de temps veure-ho indirectament: la llum hauria canviat subtilment el comportament de l'hidrogen que una vegada va omplir l'espai entre les estrelles. Aquest canvi hauria permès que el gas hidrogen absorbís la radiació de fons de microones (CMB) -la brillantor posterior del Big Bang- a una longitud d'ona característica de 21 centímetres, el que deixa una immersió en la intensitat del CMB.

Per buscar la senyal, l'equip va utilitzar un radiotelescopi anomenat Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature "Edges" (Experiment per detectar la signatura global de l'època de la reionització), amb seu al Murchison Ràdio-astronomy Observatory a Austràlia Occidental. A causa de que la nostra pròpia galàxia i la ràdio FM generada per l'home generen ones en la mateixa banda que el senyal, detectar la immersió significava filtrar acuradament aquestes fonts més poderoses. Però Bowman i els seus col·legues aviat van trobar el senyal pronosticada en la freqüència que esperaven. I tot i ser una insignificant caiguda de 0.1% en la radiació, encara era el doble de la magnitud pronosticada. La troballa va ser tan severa que els investigadors van passar dos anys per comprovar que no provenia d'un efecte instrumental o soroll. Fins i tot van construir una segona antena i van apuntar els seus instruments a diferents trossos de cel en diferents moments. Després de dos anys, vam passar totes aquestes proves i no vam poder trobar una explicació alternativa", diu Bowman."En aquell moment, vam començar a sentir emoció".

La radiació d'aquest període arriba estirada per l'expansió de l'Univers, significant que la banda a la qual es va trobar el senyal revela la seva edat. Això va permetre a l'equip a la data del darrer inici de l'alba còsmic a 180 milions d'anys després del Big Bang. La desaparició del senyal revela una segona fita: quan els raigs X més energètics de les primeres estrelles mortes van elevar la temperatura del gas i van apagar el senyal. L'equip de Bowman situa aquesta, al voltant de 250 milions d'anys després del Big Bang.

Comprendre aquestes estrelles primordials és important no només perquè van modelar la matèria al seu voltant, sinó també perquè les seves explosives morts van crear la sopa d'elements més pesats, com el carboni i l'oxigen, dels quals posteriorment es van formar les estrelles, diu Bowman. "Si realment volem entendre l'escala còsmica dels nostres orígens, aquest és un pas crític per entendre-ho", diu.

Bressol còsmic

"Mentre que el senyal va aparèixer en una freqüència esperada, la seva força va ser totalment inesperada", diu Rennan Barkana, cosmòleg de la Universitat de Tel Aviv a Israel. "Em vaig quedar bastant sorprès", diu Barkana, que ha publicat un segon article relacionat amb Nature2, on diu que la força suggereix que hi va haver més radiació de la que s'esperava a l'alba còsmica, o que el gas era més fred del previst. Tots dos serien "molt estranys i inesperats", diu.

L'única explicació que té sentit per Barkana és que el gas va ser refredat per alguna cosa. Això apunta a la matèria fosca, diu, que les teories suggereixen que hauria d'haver estat freda a l'alba còsmic. Els resultats també suggereixen que la matèria fosca hauria de ser més clara del que la teoria dominant indica, diu Barkana. Això podria ajudar a explicar per què els físics no han pogut observar directament la matèria fosca, en experiments que s'han estès durant dècades. Si això és cert, hem de dissenyar nous tipus d'experiments per veure-ho, afegeix.

Clic a les imatges per engrandir

Per ara, el senyal de l'alba còsmica és una temptativa. Però altres experiments estan alineats per investigar-ho. La majoria dels radio-astrònoms havien estat buscant altres senyals d'hidrogen d'un període posterior en la història de l'Univers. Un d'aquests experiments de desenvolupament, el Hydrogen Epoch of Reionization Array, un projecte internacional de radiotelescopi basat en el desert de Karoo, Sud-àfrica, està sent adaptat per detectar senyals en les longituds d'ona explorades per l'equip de Bowman. S'espera que pugui repetir els seus resultats en els propers anys.

Altres experiments, com LOFAR (Low-Frequency Array), un gran sistema d'antenes de ràdio repartides per cinc països europeus, haurien de ser capaços de fer un pas més enllà i mapejar com fluctua la intensitat del senyal a través del cel. I si la causa del senyal fort és la matèria fosca, hauria de ser visible com un patró distintiu. "Estem ansiosos per un altre instrument per a confirmar-ho", diu Bowman.

Hem estat tractant d'estudiar el període en què les estrelles es van formar per primera vegada durant 35 anys, diu Martha Haynes, astrònoma de la Universitat de Cornell a Ithaca, Nova York. "Estic emocionada de pensar que finalment hem detectat el senyal buscat durant tant de temps.

Ho he vist aquí.

La gravetat segueix les regles de Newton i Einstein, fins i tot a escales còsmiques

En rastrejar cúmuls de galàxies separats per centenars de milions d'anys llum, el físic de Penn Patricio Gallardo i els seus col·laboradors descobreixen que les lleis de la gravetat escrites per Newton i Einstein encara es compleixen, deixant pocs dubtes que la matèria fosca invisible existeix.

Clic a la imatge per engrandir.  El fons còsmic de microones, la feble resplendor del Big Bang que omple tot l'espai, passa a través de cúmuls de galàxies massius el moviment dels quals altera lleugerament la llum, cosa que permet als científics mesurar la rapidesa amb què els cúmuls es mouen els uns cap als altres i provar la força amb què la gravetat atrau les distàncies més grans de l'univers. Crèdit: Lucy Reading/Simons Foundation.

Conclusions clau

En la sonda de la gravetat a major escala fins ara, el físic de Penn Patricio Gallardo i els seus col·laboradors van rastrejar el moviment de cúmuls de galàxies distants per comprovar si les lleis de la gravetat encara funcionen a través de les estructures més grans de l'univers. Els resultats mostren que la gravetat es comporta de la mateixa manera a grans escales còsmiques que més a prop de casa, seguint les regles descrites per primera vegada per Isaac Newton i posteriorment refinades per Albert Einstein.

Les troballes desafien teories alternatives que suggereixen canvis de gravetat a grans distàncies. 

L'estudi reforça l'argument que l'univers conté grans quantitats de matèria fosca invisible.

La gravetat, tal com la majoria de la gent l'entén, és la força familiar que atrau una poma que cau cap a la Terra. Però per als astrònoms i els físics teòrics, també és un arquitecte invisible i molest que guia la forma i l'evolució de les estructures còsmiques més grans de l'univers.

Durant dècades, les observacions desconcertants de galàxies que es mouen a una velocitat inusual han obligat cosmòlegs com Patricio A. Gallardo, de la Universitat de Pennsilvània, a revisar els fonaments de la física, explorant, per exemple, si les lleis de la gravetat descrites per Isaac Newton i Albert Einstein s'apliquen realment a tot arreu.

"L'astrofísica s'ha vist afectada per una discrepància enorme en el llibre major còsmic", diu Gallardo. "Quan observem com orbiten les estrelles dins de les galàxies o com es mouen les galàxies dins dels cúmuls de galàxies, algunes semblen viatjar massa ràpid per a la quantitat de matèria visible que contenen". 

Aquesta discrepància obliga a triar entre dues conclusions radicals, explica. O bé l'univers conté concentracions de matèria fosca massiva invisible que proporciona una força gravitatòria addicional o bé cal modificar les equacions fonamentals de la gravetat.

Ara, utilitzant observacions del Telescopi de Cosmologia d'Atacama (ACT), un telescopi d'aproximadament tres a quatre pisos d'alçada desenvolupat per una col·laboració multi-institucional que inclou investigadors de Penn dirigits per Mark Devlin, Gallardo i els seus col·laboradors, han provat la gravetat a través de cúmuls de galàxies separats per centenars de milions d'anys llum, la sonda de gravetat a major escala fins ara. 

Clic a la imatge per engrandir. El Telescopi de Cosmologia Atacama mesura la llum més antiga de l'univers, coneguda com el fons còsmic de microones. Utilitzant aquestes mesures, els científics poden calcular l'edat de l'univers. Crèdit: Debra Kellne

Les seves troballes, publicades a Physical Review Letters, mostren que la força de la gravetat s'afebleix amb la distància gairebé exactament com prediuen les equacions desenvolupades per Newton i posteriorment incorporades a la teoria de la relativitat general d'Einstein.

"És remarcable que la llei de la inversa dels quadrats (proposada per Newton al segle XVII i després incorporada per la teoria de la relativitat general d'Einstein) encara es mantingui vigent al segle XXI", diu Gallardo.

La confirmació que la gravetat es comporta tal com prediu la teoria establerta sobre vastes distàncies extragalàctiques reforça un pilar fonamental de la ciència moderna, explica Gallardo: el model estàndard de cosmologia. En demostrar que les teories fonamentals de la gravetat no es descomponen a les escales més grans, les dades tanquen efectivament la porta a un grup de teories com la Dinàmica Newtoniana Modificada (MOND), que intenten explicar els moviments còsmics modificant les lleis de la gravetat.

Quan Newton va proposar la relació del quadrat invers, que estableix que la gravetat s'afebleix en proporció al quadrat de la distància entre els objectes, es va preocupar principalment de descriure els moviments dels objectes del Sistema Solar. Aquest mateix principi s'ha provat ara en masses i distàncies que eren "inconcebibles en l'època de Newton", diu Gallardo.

Comprenent els "límits de velocitat" de l'univers

Les galàxies de l'univers (de les quals n'hi ha més de 200.000 milions), no es mouen com la gravetat per si sola diu que s'hi haurien de moure.

Seguint la lògica newtoniana, les estrelles més allunyades del centre d'una galàxia haurien d'orbitar més lentament. En canvi, els astrònoms veuen el contrari. Les regions més externes es mouen molt més ràpid del que la matèria visible pot explicar. El mateix desajust apareix en els cúmuls de galàxies, on galàxies senceres es mouen massa ràpid per a la seva massa.

Clic a la imatge per engrandir.  Patricio Gallardo i els seus col·laboradors van utilitzar l'efecte cinemàtic Sunyaev-Zel'dovich, o kSZ, un petit canvi imprès al fons còsmic de microones quan la seva llum passa a través del gas calent al voltant dels cúmuls de galàxies en moviment, per mesurar la rapidesa amb què s'acosten parells de cúmuls i provar si la gravetat s'afebleix amb la distància tal com prediu la física estàndard. Crèdit: Lucy Reading/Simons Foundation. 

"Aquest és el trencaclosques central", explica Gallardo. "O bé la gravetat es comporta de manera diferent a escales molt grans, o bé l'univers conté matèria addicional que no podem veure directament". 

Provant la gravetat a través del cosmos

Per comprovar-ho, els investigadors van recórrer a les observacions de l'ACT d'una llum emesa uns 380.000 anys després del Big Bang que ha estat viatjant per l'univers des de llavors, coneguda com a fons còsmic de microones. A mesura que aquesta llum antiga passa a través de cúmuls de galàxies massius, s'altera subtilment pel seu moviment, deixant empremtes febles que els astrònoms poden detectar. Llegint aquestes distorsions i mesurant aquests moviments a través de centenars de milers de cúmuls separats per desenes de milions d'anys llum, els investigadors van determinar la força amb què la gravetat atrau les estructures més grans del cosmos. Si les teories de gravetat modificades com ara MOND fossin correctes, les mesures revelarien una caiguda gravitatòria més plana.

En canvi, els resultats van arribar gairebé exactament on coincideixen les teories de Newton i Einstein.

Com que aquesta predicció es manté, el problema de la massa perduda no es pot explicar canviant la gravetat en si mateixa, cosa que reforça el cas que un component invisible (la matèria fosca) ha de proporcionar l'atracció addicional.

El telescopi Atacama Cosmology Telescope, un observatori còsmic a Xile, va ser utilitzat per l'equip per observar les interaccions gravitatòries entre cúmuls de galàxies. Crèdit: M Devlin/Universitat de Pennsilvània/CC BY-SA 4.0.

El misteri de la matèria fosca

Comprendre què és realment la matèria fosca continua sent un dels majors reptes de la física moderna. «Aquest estudi reforça l'evidència que l'univers conté un component de matèria fosca», diu Gallardo. «Però encara no sabem de què està fet aquest component». Les futures observacions del CMB i estudis de galàxies més grans permetran als físics i astrònoms provar la gravetat amb encara més precisió. "Amb tantes preguntes sense resposta, la gravetat continua sent una de les àrees de recerca més fascinants. És un camp naturalment atractiu", diu Gallardo entre rialles.

Per saber-ne més:

Patricio Gallardo és investigador associat al Departament d'Astronomia i Física de l'Escola d'Arts i Ciències de la Universitat de Pennsilvània.

L'estudi va involucrar més de 40 investigadors que representaven afiliacions institucionals de múltiples països. Els investigadors individuals que van contribuir a aquest estudi van rebre el suport de diverses beques i agències de finançament nacionals, com ara el Kavli Institute for Cosmological Physics de la Universitat de Chicago, la Simons Society of Fellows, la National Science Foundation dels EUA (AST-2206088), la beca ROSES de la NASA 12-EUCLID12-0004, el projecte Basal FB210003 de l'Agencia Nacional de Investigación y Desarrollo (ANID) de Xile, la National Research Foundation de Sud-àfrica i el Natural Sciences and Engineering Research Council of Canada (NSERC) a través de les beques RGPIN-2023-05014 i DGECR-2023-00180. La Càtedra Sutton Family en Ciència, Cristianisme i Cultures de la Facultat d'Arts i Ciències de la Universitat de Toronto va proporcionar suport addicional. 

El projecte del Telescopi de Cosmologia d'Atacama (ACT) rep el suport principalment de la Fundació Nacional de Ciències dels Estats Units a través dels premis AST-0408698, AST-0965625 i AST-1440226 per al projecte ACT, així com dels PHY-0355328, PHY-0855887 i PHY-1214379. La Universitat de Princeton, la Universitat de Pennsilvània i un premi de la Fundació Canadenca per a la Innovació (CFI) a la Universitat de la Colúmbia Britànica han proporcionat finançament addicional. El desenvolupament dels detectors i lents multicroics de l'ACT va rebre el suport de les subvencions de la NASA NNX13AE56G i NNX14AB58G, i la recerca de detectors a l'Institut Nacional d'Estàndards i Tecnologia (NIST) va rebre el suport del programa NIST Innovations in Measurement Science.

Ho he vist aquí.