Hace algún tiempo tuve la oportunidad de realizar una charla divulgativa acerca de un tema libre, no me lo pensé ni un momento, el tema de mi charla iba a ser la materia oscura, ya que puede ser probablemente el concepto de la física moderna más fácil de entender, y que a su vez la gente desconoce en mayor medida.
Siendo así, nos encontramos con que la materia oscura es un tema de actualidad.
Recientemente han salido publicados los datos observacionales del experimento AMS-02 alojado en la Estación Espacial Internacional, en el cual se ven indicios de materia oscura indirectamente por detecciones de positrones, en el que se detectan más positrones de los que deberían detectarse si la materia oscura no existiese.
Puedes leer en cualquier medio acerca de esta noticia, y sobre otras relacionadas sobre la materia oscura para darte cuenta de la alta actividad científica que se está desarrollando alrededor de este tema.
El objetivo de esta entrada no es otro que explicar el concepto de materia oscura, suponiendo que la persona que está leyendo esto no tiene unos conocimientos de física equivalentes a los que se dan en el instituto.
¿Qué es la materia oscura?.
Explicaremos esto último, y para ello nos harán falta algunos conceptos necesarios:
Fuerza centrífuga
La fuerza centrífuga es la responsable de que el león que va en el sidecar de ese extraño y antiguo carro-coche, no se caiga al suelo.
Todos tenemos una intuición de lo que es esa fuerza, la que hace sentirnos desplazados hacia un lado del coche cuando damos una curva, o la que hace que la ropa no este chorreando de agua cuando la sacamos de la lavadora después de hacer el centrifugado.
Poniéndonos un poquito más técnicos, pero no demasiado, decimos que es una fuerza que se produce cuando se cambia la dirección de la velocidad de un cuerpo (coche, ropa, león…), y decimos cambio de la dirección de la velocidad, no cambio de velocidad, es decir, si voy en un coche a 80 Km/h, y doy una curva sin frenar ni acelerar, sentiré únicamente una fuerza centrífuga.
Lo que aquí nos importa es que la fuerza centrífuga depende de esa velocidad y del radio de la curva. Concretamente, para una trayectoria circular de radio d, un cuerpo de masa m sufrirá una fuerza centrífuga de:
Efecto Doppler
Todos hemos sentido el efecto doppler, por ejemplo, cuando una ambulancia pasa a gran velocidad más o menos cerca a nosotros.
El tono de la sirena cuando la ambulancia se está acercando es más agudo que cuando se está alejando.
Esto puede comprenderse más fácilmente viendo este vídeo:
El efecto doppler se da en ondas.
La propiedad que hace que escuchemos el sonido del coche más agudo o más grave es la frecuencia aparente de la onda, si se está acercando a nosotros, la frecuencia parece más alta que si se está alejando.
Y lo que nuestro oído toma como agudo o grave es la frecuencia de vibración del aire, mayor frecuencia, más agudo.
La luz también es una onda, y por lo tanto también sufre el efecto doppler, sin embargo sus efectos son más difíciles de observar para el caso de la luz. Si el efecto doppler varía el tono del sonido, lo que ocurre con la luz es que varía su color.
En teoría, si fuésemos en bicicleta lo suficientemente rápido en dirección a un semáforo que se encuentra en rojo, debido a la velocidad que llevásemos, lo que es luz roja nos podría aparecer en color verde por el cambio de frecuencia aparente debido a nuestra velocidad con respecto al semáforo, lo cual sería un problema para el tráfico.
Afortunadamente, la velocidad que deberíamos de tener para que el efecto doppler cambie el rojo por el verde es del orden de fracciones de la velocidad de la luz, es decir, miles de km por segundo.
En velocidades ordinarias, el efecto doppler no es apreciable, sin embargo para objetos que se muevan realmente rápido con respecto a nosotros el cambio de color es medible, como por ejemplo una estrella.
Si esa estrella se está moviendo con respecto a nosotros a cierta velocidad, pongamos algunos km por segundo, ¡midiendo su color podemos saber la velocidad de esa estrella!.
Esto tiene una importancia crucial en astrofísica, siendo el principal método de medición de velocidades de objetos del universo: estrellas, galaxias….
Tanta importancia tiene esto en la astrofísica y en la física en general que el pobre Sheldon se siente impotente al ver que nadie adivina su disfraz.
Gravedad
Cualquiera sabe lo que es la gravedad. La fuerza que hace atraerse dos cuerpos que tienen masa, la razón por la cual estamos sentados en una silla y no flotando.
Aquí lo que nos importa es aclarar que la gravedad la sienten todos los cuerpos celestes, satélites, planetas, estrellas y también las galaxias.
La fuerza gravitatoria que siente un cuerpo de masa m, por la atracción de otra masa M, a una distancia d, es:
Con G, la constante de gravitación universal.
El movimiento de las galaxias espirales
Existen varios tipos generales de galaxias, siendo las espirales, lenticulares, elípticas e irregulares los 4 grandes grupos, cuyas propiedades son diferentes para cada grupo, aunque también existen galaxias peculiares y espirales barradas.
Para la explicación de la materia oscura nos centraremos en el caso de las galaxias espirales, que de hecho fue el primero en el que se detectó (o mejor dicho, no se detectó) la materia oscura.
Las galaxias espirales rotan, y rotan alrededor de su centro. La manera que tenemos de saber eso no es esperando sentados para verlas girar, pues su rotación, aunque rápida en velocidades relativas (del orden de los cientos de km por segundo), es insuficiente para ver literalmente el movimiento de rotación, pues tardan millones de años en completar una vuelta.
Lo que se hace es medir el color de las diferentes partes de la galaxia.
Si miramos con los instrumentos adecuados (imagen derecha), lo que aparecerá es que una parte de la galaxia es más azul de lo que debería, y que la otra parte es más roja.
¡Esto es debido al efecto doppler!, y nos indica que la parte aparentemente más azul se está acercando a nosotros, mientras que la roja se aleja.
Esto implica que la galaxia está rotando, es como si viéramos un disco de vinilo de los antiguos, una parte del disco se aleja de nosotros mientras que la otra se está acercando, y es siempre así en ese movimiento de rotación. Además, midiendo esas diferencias de color podemos saber la velocidad de rotación que tiene cada punto de la galaxia.
¿Por qué rotan las galaxias espirales?.
Esta es una pregunta crucial para lo que nos atañe. Debido a la rotación que tienen, sufren una fuerza centrífuga, si esa fuerza no fuese contrarrestada con otra, las estrellas y todo el material que componen las galaxias saldrían disparadas, y la estructura de las galaxias espirales en rotación no existiría. En el ejemplo que hemos puesto antes, el del coche que daba vueltas en ese muro prácticamente vertical, si ese muro no existiése, el coche saldría disparado, es por tanto el muro el que ejerce una fuerza que iguala a la centrífuga y por tanto se tiene una trayectoria circular estable. En las galaxias espirales, el papel del muro lo juega la gravedad.
Cada componente de la galaxia, por ejemplo una estrella, sufre dos fuerzas iguales y en sentido contrario, una es la centrífuga, y la otra, de igual magnitud, la fuerza de la gravedad.
Pero ¿qué es lo que atrae la estrella?, pues es la masa de la propia galaxia, es decir, todas las estrellas y nubes de gas atraen a esa estrella gravitatoriamente, y eso ocurre para todas las demás estrellas y nubes de la galaxia.
Esto es, el hecho de que observemos que las galaxias espirales tienen una dinámica de rotación estable implica que la fuerza de rotación y la fuerza de gravedad deben de ser iguales para cualquier punto o componente de la galaxia.
Igualando las fuerzas centrífuga y de gravedad, obtenemos:
Es decir, la velocidad de rotación que tiene un punto de la galaxia depende solamente de la distancia a la que se encuentra del centro y de la masa de la galaxia.
Inversamente, como lo que conocemos es la velocidad de rotación, sabiendo la velocidad de rotación podemos saber la masa de la galaxia:
Explicando la materia oscura
Llegado el momento, allá por los años 70 en el que se pudieron disponer de instrumentos lo suficientemente sofisticados como para medir esas pequeñas diferencias de color debidas al efecto doppler, los astrónomos comenzaron a determinar las velocidades de rotación de las galaxias espirales.
Por lo anteriormente dicho, midiendo la velocidad de rotación se puede conocer la masa de la galaxia. Pero entonces surgió la gran sorpresa.
Según los cálculos de velocidad de rotación, la masa de la galaxia es muchísimo mayor que la masa que podemos observar contando las estrellas y nubes de gas, o cualquier otra cosa que podemos ver.
En la gráfica anterior se representa esquemáticamente esta diferencia.
Para B tenemos la velocidad de rotación medida por efecto doppler, es decir, la velocidad de rotación que vemos directamente que tiene una galaxia, la que es.
Y para A es la velocidad de rotación que debería de tener la galaxia (pero que no tiene) contando todas las estrellas y nubes de gas, y cualquier cosa que tenga masa y vemos que está en la galaxia.
Y no son iguales… ¡Problemón!
Los astrofísicos se estuvieron rascando la cabeza durante muchos años (y se la siguen rascando), intentando dar solución a esta falta de masa.
¿Cómo es posible esto?, las galaxias tienen mucha más masa de la que podemos ver, ¿dónde está esa masa?, ¿por qué no la podemos ver?.
Bueno, a falta de una solución al problema, los astrofísicos optaron por llamar a esa falta de masa “materia oscura”, esto es, materia que está ahí pero que no la podemos ver, que produce gravedad pero que está escondida, no se sabe cómo ni por qué, por todos los rincones de la galaxia.
Es como si viéramos a una niña hacer el hulla-hoop con una rueda de camión de 100 kg, ¿cómo es eso posible?, ¿de dónde saca esa fuerza la niña?, pues eso mismo pasa con la materia oscura en las galaxias.
El problema de la materia oscura
Hay que recordar que prácticamente toda la información que podemos obtener del universo se basa en medir la luz que emiten o absorben los objetos espaciales.
Cuando obtenemos una imagen astronómica, lo que tenemos es una medición de la cantidad de luz y el tipo de luz que tiene esa estructura: visible, infrarrojo, rayos X..
Si quisiéramos deducir algún parámetro físico tendríamos que recurrir a modelos teóricos que expliquen lo que allí está ocurriendo. Por ejemplo, para explicar los chorros de emisiones en radio y rayos X en Centauro A (imagen anterior), usamos modelos que nos dicen que el núcleo de esa galaxia es activa, y mediante unos procesos muy energéticos que ocurren en el superagujero negro de su núcleo se expulsan grandes cantidades de energía y materia que dan lugar a esas emisiones de luz, con sus peculiaridades en distintas longitudes de onda.
Para este ejemplo, el acuerdo entre nuestro modelo y lo que estamos observando es bueno, es decir, lo que observamos es lo que teóricamente se debería de observar (aunque existen algunos problemitas en este tipo de procesos en los que no entraremos).
Sin embargo, existen otros procesos en los que nuestros modelos fallan en poder explicar lo que ahí está ocurriendo. El problema de la materia oscura consiste en una falta de masa generalizada en cualquier estructura cosmológica.
Al producirse esa falta de masa miremos donde miremos, debe de existir un tipo de materia, que no podemos ver mediante nuestros habituales métodos de observación de la luz, pero que crea una interacción gravitatoria observable indirectamente en la demás materia ordinaria que sí es luminosa y por tanto podemos ver, y que se siente alterada por esta influencia gravitatoria de lo que denominamos materia oscura (y también por la interacción de la propia materia ordinaria).
Es como si entrásemos en una habitación totalmente oscura en la que no podemos ver nada, y andando nos golpeamos la cabeza con el armario.
Bueno, no hace falta decir que aunque no hubiésemos visto el armario, sin duda sabemos que está ahí, es más, sabemos que está duro y ¡duele!.
El objetivo de esta entrada es el de explicar cuales son los ámbitos en los que es necesario introducir un término adicional de materia oscura a la materia ordinaria que sí podemos observar. Es por tanto una materia oscura en el sentido de que no es observable, no interacciona con la luz, no brilla ni absorbe luz, pero que sin embargo sus efectos gravitatorios si que están presentes.
Galaxias elípticas
Las galaxias elípticas aparecen como un globo difuso, más o menos elíptico, nada que ver con la espectacularidad estética de las galaxias espirales, con esa estructura tan llamativa.
Esto es principalmente porque están constituidas casi exclusivamente por estrellas, estrellas viejas, no conteniendo prácticamente nada de gas.
Son por tanto galaxias viejas, en las que se ha agotado todo el gas que es la materia prima de la que se pueden producir estrellas nuevas.
De acuerdo con los modelos galácticos, en el centro de las galaxias elípticas (en todas las galaxias en general) se encuentra un agujero negro supermasivo.
La forma que tienen de moverse las estrellas en las galaxias elípticas puede asemejarse con un inmenso enjambre de abejas moviéndose de forma más o menos caótica dentro de la estructura ovalada de la galaxia.
Mientras que para el caso de las galaxias espirales, a una distancia del centro galáctico, las estrellas deben de moverse a una velocidad dada (como ya explicamos en el capítulo anterior), en el caso de las galaxias elípticas no existe una velocidad determinada que deba tener una estrella a una distancia del centro, sino que todas las estrellas en su conjunto tienen una velocidad media, llamada “velocidad de dispersión”.
Esta velocidad de dispersión de las estrellas crea una presión, al igual que lo hace un gas, aquí el papel de átomos del aire lo juegarían las estrellas.
La presión de velocidades es la que se contrarresta con la “presión” gravitatoria que ejerce la masa de la propia galaxia.
Dado que el globo (galaxia) no se rompe (no escapan las estrellas), la presión estelar, que depende de la velocidad media de las partículas, debe ser igual a la presión gravitatoria. Conviene aclarar que la presión gravitatoria no es una fuerza que proviene de fuera de la galaxia (como en el globo), sino de dentro, de la fuerza gravitatoria de la masa de la galaxia.
Al contrario de un globo de plástico, en la que la fuerza que contrarresta a la del gas es la presión atmosférica exterior.
Pues analizando las velocidades medias de las estrellas en las galaxias elípticas, encontramos que las dispersiones son mucho más altas que la que deberían tener correspondiendo a la masa que observamos en la galaxia.
Esto es como si tuviéramos el globo, y soplásemos y soplásemos (estaríamos aumentando la presión dentro del globo) y sin embargo el globo no se rompiese. Pues he aquí materia oscura.
Masa que nos hace falta para que la estructura de una galaxia elíptica tenga sentido.
Galaxias espirales
Ya en el capítulo anterior mostramos vagamente cual sería el papel de la materia oscura en la dinámica de las galaxias espirales. Sin embargo, como suele ser habitual, las cosas siempre son más complicadas de lo que parecen.
La estructura de una galaxia espiral no puede considerarse simplemente un disco homogéneo con una velocidad de rotación asociada, pues además de que son varios los componentes independientes en el disco (estrellas, gas y polvo), existen otras estructuras en una galaxia espiral que han de tenerse en cuenta.
En el esquema anterior podemos ver cuales son las estructuras principales de una galaxia espiral.
El núcleo está constituido por un agujero negro supermasivo.
La estructura central llamada bulbo, cuya geometría es ovalada, se rige por una cinemática muy parecida a la de una galaxia elíptica, estando dominada por la presión de las estrellas moviéndose a altas velocidades, y al igual que estas, tiene relativamente poco gas y polvo, aunque a diferencia de las galaxias elípticas, el bulbo de las galaxias espirales tiene algo de rotación.
Seguidamente se encuentra el disco.
En el disco es donde se encuentra la mayor parte de la masa (visible) de una galaxia espiral y es el que contiene casi la totalidad del gas y polvo que tiene la galaxia.
Rodeando a toda la estructura galáctica tenemos una esfera llamada halo.
El halo también puede considerarse una estructura parecida a una galaxia elíptica, con estrellas muy viejas revoloteando y en el que suelen encontrar cúmulos globulares, sin embargo la densidad de estrellas es muy baja, prácticamente despreciable frente a la gran cantidad de estrellas del disco.
Como podemos ver, el movimiento de cada parte de una galaxia espiral es diferente.
Esto puede llegar a complicar los cálculos de masa de la galaxia.
Sin embargo, lo que realmente nos importa es poder determinar la masa de cada estructura con la mayor precisión posible, pues la suma de las masas de todas las componentes será la masa de la galaxia. Para esto se miden la contribución de las estrellas, el gas y el bulbo.
En la gráfica anterior se representan las velocidades de rotación que tendrían que tener las estrellas considerando individualmente la masa de: gas, disco y bulbo, es decir, si sólo existiese el disco, la curva de rotación de la galaxia sería la curva que pone disco, y así con las demás.
Para poder obtener la velocidad de rotación real de la galaxia (puntos de error), ha de introducirse como parámetro la masa que debería tener el halo “ad hoc”.
En el halo va incluida la materia oscura, siendo prácticamente toda la masa del halo materia oscura, ya que las estrellas en el halo son muy pocas, despreciables en masa.
Vemos que la suma de todas las contribuciones de masa: gas+bulge+disk+halo, que es la línea negra, está “pisando” perfectamente los puntos que representan las velocidades de rotación de la galaxia. Es decir, esa contribución de halo explica perfectamente el modelo de rotación de una galaxia espiral.
El hecho de que a la materia oscura se la esté asignando a la estructura del halo, es porque se piensa que sea lo que sea de lo que esté formada la materia oscura, se encuentra ahí, en esa forma esferoidal.
Además ocupa un espacio mucho mayor de lo que ocupa la galaxia, extendiéndose a radios mucho mayores.
Otros tipos de galaxias
No todas las galaxias son espirales o elípticas, pero si que la mayoría tienen propiedades intermedias entra las dos. Por ejemplo las galaxias esferoidales, son básicamente una galaxia elíptica con un tamaño mucho más pequeño.
Este tipo de galaxias suele contener grandes cantidades de materia oscura, mayor en proporción que las elípticas, que contrastan con los cúmulos globulares, que son muy parecidos en cuanto a estructura a las galaxias esferoidales, pero que por el contrario contienen muy poca materia oscura.
Cúmulo globular (izquierda). Galaxia enana esferoidal (derecha). Las galaxias esferoidales tienen un brillo bajísimo, son muy difíciles de observar en el cielo.
Todos los demás tipos de galaxias (irregulares, peculiares…) tienen diferentes métodos de medición de materia oscura, pudiéndose complicar su determinación.
Sin embargo hay un gran consenso en la necesidad de incluir un término de materia oscura en todas ellas en mayor o menor grado.
Cúmulos de galaxias
Las galaxias no suelen encontrarse aisladas en el universo, sino que suelen estar asociadas en lo que se denominan cúmulos de galaxias. Estos cúmulos galácticos se encuentran ligados gravitacionalmente, formando agrupaciones de cientos o miles de galaxias.
Curiosamente, la primera evidencia de materia oscura no se encontró en una galaxia individual, sino que se encontró en el cúmulo galáctico de Coma.
El cúmulo de Coma es un cúmulo de unas 1000 galaxias, a unos 320 millones de años-luz.
Cúmulo galáctico de Coma
En 1933, Fritz Zwicky midió las velocidades de las galaxias del cúmulo de Coma.
Por aquel entonces ya existían técnicas para poder estimar la masa de una galaxia sabiendo su luminosidad. Sabiendo las masas de las galaxias del cúmulo realizó unos cálculos relativamente simples en los cuales derivó la velocidad que debería tener una galaxia para poder escapar del cúmulo, algo muy parecido a cuando se calcula la velocidad de escape de la Tierra, siendo la velocidad necesaria para vencer la fuerza gravitatoria y escapar de esa interacción gravitacional.
Encontró que las velocidades típicas de las galaxias en Coma es mucho mayor que la velocidad de escape.
Si esto fuera así, las galaxias escaparían del cúmulo, dejando de estar ligadas gravitacionalmente, y por tanto la estructura del cúmulo no debiera de existir.
Zwicky concluyó que el cúmulo de Coma tendría que tener una cantidad de materia adicional a la observable, siendo esta cantidad de masa mucho mayor a la que posee el cúmulo en términos de masa observable. Esta fue la primera evidencia de materia oscura.
Otro método usado para determinar la cantidad de materia de un cúmulo galáctico es mediante observaciones de rayos X.
Los cúmulos tienen en el espacio que queda entre las galaxias mucho gas caliente, con temperaturas del orden de 10 a 100 millones de grados, medibles mediante rayos X.
Debido a las altas temperaturas, y por tanto la alta velocidad del gas, tiende a disiparse si la fuerza gravitatoria del cúmulo no es suficientemente fuerte como para atraparlo gravitacionalmente. Si no existiese una masa adicional, este gas simplemente se evaporaría en el espacio interestelar, disipándose.
Sin embargo, la existencia de este gas extremadamente caliente indica que debe de existir un exceso de masa en el cúmulo para poder retener el gas, pues la materia observada de las galaxias no es suficiente para contenerlo.
Imágenes del gas caliente en el cúmulo de Coma tomada en rayos X
Un tercer método para determinar las masas de los cúmulos galácticos son las lentes gravitatorias.
Lentes Gravitatorias
Las lentes gravitatorias son un fenómeno directamente relacionado con la relatividad general.
Sin entrar en más detalles, la presencia de una masa curva el espacio-tiempo, al curvarse, un rayo de luz que pase cerca verá afectada su trayectoria.
Esto puede verse esquematizado en el logo del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), en el que un rayo de luz se curva por la masa de una estrella:
Este efecto hace que si tenemos un objeto que se encuentra a grandes distancias, poniendo una masa entre el objeto y nosotros, la luz pueda curvarse de tal forma que la masa perturbadora haga un efecto de lente, curvando las trayectorias de los rayos de luz.
Con esto podemos conseguir que un objeto extremadamente lejano, que no sea visible por su lejanía, pueda verse si tenemos la suerte de que existe una gran masa que actúe como una lente gravitatoria, entre ese objeto y nosotros, sería como mirar con una lupa algo que no podemos ver a simple vista.
De hecho, los objetos más lejanos observados en el universo, son visibles gracias al efecto de lente gravitatoria, y es un método muy utilizado en la astrofísica.
En la imagen anterior vemos como un cúmulo de galaxias actúa como lente gravitatoria para una galaxia muy distante. El efecto de la masa es el de curvar el espacio-tiempo, alterando las trayectorias de la luz que emite la galaxia, magnificándose su imagen.
Evidentemente, la cantidad de masa de la lente implica un mayor o menor efecto de lente gravitatoria.
Al igual que anteriormente, la masa que observamos en la lente es mucho menor que la que produce el efecto. Esto es una nueva confirmación de la existencia de materia oscura.
Aunque el efecto de lente gravitatoria puede producirse por cualquier masa que curve el espacio-tiempo, la realidad es que solamente los cúmulos galácticos tienen una masa suficiente para que los efectos sean observables y medibles, por tanto este fenómeno solo es apreciable para grandes distancias.
Sin embargo pequeñas desviaciones de estrellas por el efecto del Sol si que pueden medirse, de hecho, la confirmación prácticamente definitiva de la relatividad general fue la alteración de una posición de una estrella, observable cuando ocurre un eclipse solar.
Efectos Cosmológicos
La presencia de materia oscura también se manifiesta en las escalas cosmológicas del universo.
El fenómeno llamado efecto Sunyaev-Zeldovich consiste en que el fondo cósmico de microondas se ve perturbado por la presencia de electrones libres a una gran temperatura.
Estas condiciones se pueden encontrar en los cúmulos galácticos en los que, como ya hemos dicho, encontramos gas a altas temperaturas, y por tanto ionizado.
Los electrones interaccionan con la radiación del fondo cósmico, haciendo parecer desde nuestra perspectiva que el fondo tiene una mayor temperatura (ganada en la interacción con el gas caliente de los cúmulos galácticos).
Examinando esas características en el fondo cósmico podemos determinar las masas de los cúmulos galácticos, incluso cuando esos cúmulos están tan alejados que no pueden ser observados por encontrarse a distancias tan enormes que no podemos detectar su luz emitida, sino exclusivamente por interacción Sunyaev-Zeldovich.
Cada cúmulo galáctico deja su impronta en el fondo cósmico de microondas y por tanto es observable.
Imágenes de Planck y XMM-Newton de un supercúmulo llamado PLCK G214.6-37.0 descubierto por efecto Efecto Sunyaev-Zeldovich
También la forma que tiene de evolucionar la estructura a gran escala del universo viene determinada por la materia oscura.
Las computaciones realizadas para poder simular la evolución del universo deben incluir a la materia oscura.
De hecho, la inclusión de este término de masa es fundamental para una correcta simulación evolutiva del universo.Los últimos resultados del satélite Planck sobre el fondo cósmico de microondas ofrecen una cifra de cuales son las fracciones de materia conocida y materia oscura en el universo.
La materia oscura constituye el 25,8 % y la materia ordinaria el 4,82 %.
Por otro lado, la energía oscura es un 67% del universo.
Esto indica que existe unas 5 veces más materia oscura que materia ordinaria visible por nuestros instrumentos, y es muy curioso el que sepamos cuanta materia y energía oscuras hay en el universo con tanta precisión cuando todavía no sabemos que son.
Hace algún tiempo tuve la oportunidad de realizar una charla divulgativa acerca de un tema libre, no me lo pensé ni un momento, el tema de mi charla iba a ser la materia oscura, ya que puede ser probablemente el concepto de la física moderna más fácil de entender, y que a su vez la gente desconoce en mayor medida.
Siendo así, nos encontramos con que la materia oscura es un tema de actualidad.
Recientemente han salido publicados los datos observacionales del experimento AMS-02 alojado en la Estación Espacial Internacional, en el cual se ven indicios de materia oscura indirectamente por detecciones de positrones, en el que se detectan más positrones de los que deberían detectarse si la materia oscura no existiese.
Puedes leer en cualquier medio acerca de esta noticia, y sobre otras relacionadas sobre la materia oscura para darte cuenta de la alta actividad científica que se está desarrollando alrededor de este tema.
El objetivo de esta entrada no es otro que explicar el concepto de materia oscura, suponiendo que la persona que está leyendo esto no tiene unos conocimientos de física equivalentes a los que se dan en el instituto.
¿Qué es la materia oscura?.
Explicaremos esto último, y para ello nos harán falta algunos conceptos necesarios:
Fuerza centrífuga
La fuerza centrífuga es la responsable de que el león que va en el sidecar de ese extraño y antiguo carro-coche, no se caiga al suelo.
Todos tenemos una intuición de lo que es esa fuerza, la que hace sentirnos desplazados hacia un lado del coche cuando damos una curva, o la que hace que la ropa no este chorreando de agua cuando la sacamos de la lavadora después de hacer el centrifugado.
Poniéndonos un poquito más técnicos, pero no demasiado, decimos que es una fuerza que se produce cuando se cambia la dirección de la velocidad de un cuerpo (coche, ropa, león…), y decimos cambio de la dirección de la velocidad, no cambio de velocidad, es decir, si voy en un coche a 80 Km/h, y doy una curva sin frenar ni acelerar, sentiré únicamente una fuerza centrífuga.
Lo que aquí nos importa es que la fuerza centrífuga depende de esa velocidad y del radio de la curva. Concretamente, para una trayectoria circular de radio d, un cuerpo de masa m sufrirá una fuerza centrífuga de:
Efecto Doppler
Todos hemos sentido el efecto doppler, por ejemplo, cuando una ambulancia pasa a gran velocidad más o menos cerca a nosotros.
El tono de la sirena cuando la ambulancia se está acercando es más agudo que cuando se está alejando.
Esto puede comprenderse más fácilmente viendo este vídeo:
El efecto doppler se da en ondas.
La propiedad que hace que escuchemos el sonido del coche más agudo o más grave es la frecuencia aparente de la onda, si se está acercando a nosotros, la frecuencia parece más alta que si se está alejando.
Y lo que nuestro oído toma como agudo o grave es la frecuencia de vibración del aire, mayor frecuencia, más agudo.
La luz también es una onda, y por lo tanto también sufre el efecto doppler, sin embargo sus efectos son más difíciles de observar para el caso de la luz. Si el efecto doppler varía el tono del sonido, lo que ocurre con la luz es que varía su color.
En teoría, si fuésemos en bicicleta lo suficientemente rápido en dirección a un semáforo que se encuentra en rojo, debido a la velocidad que llevásemos, lo que es luz roja nos podría aparecer en color verde por el cambio de frecuencia aparente debido a nuestra velocidad con respecto al semáforo, lo cual sería un problema para el tráfico.
Afortunadamente, la velocidad que deberíamos de tener para que el efecto doppler cambie el rojo por el verde es del orden de fracciones de la velocidad de la luz, es decir, miles de km por segundo.
En velocidades ordinarias, el efecto doppler no es apreciable, sin embargo para objetos que se muevan realmente rápido con respecto a nosotros el cambio de color es medible, como por ejemplo una estrella.
Si esa estrella se está moviendo con respecto a nosotros a cierta velocidad, pongamos algunos km por segundo, ¡midiendo su color podemos saber la velocidad de esa estrella!.
Esto tiene una importancia crucial en astrofísica, siendo el principal método de medición de velocidades de objetos del universo: estrellas, galaxias….
Tanta importancia tiene esto en la astrofísica y en la física en general que el pobre Sheldon se siente impotente al ver que nadie adivina su disfraz.
Gravedad
Cualquiera sabe lo que es la gravedad. La fuerza que hace atraerse dos cuerpos que tienen masa, la razón por la cual estamos sentados en una silla y no flotando.
Aquí lo que nos importa es aclarar que la gravedad la sienten todos los cuerpos celestes, satélites, planetas, estrellas y también las galaxias.
La fuerza gravitatoria que siente un cuerpo de masa m, por la atracción de otra masa M, a una distancia d, es:
Con G, la constante de gravitación universal.
El movimiento de las galaxias espirales
Existen varios tipos generales de galaxias, siendo las espirales, lenticulares, elípticas e irregulares los 4 grandes grupos, cuyas propiedades son diferentes para cada grupo, aunque también existen galaxias peculiares y espirales barradas.
Para la explicación de la materia oscura nos centraremos en el caso de las galaxias espirales, que de hecho fue el primero en el que se detectó (o mejor dicho, no se detectó) la materia oscura.
Las galaxias espirales rotan, y rotan alrededor de su centro. La manera que tenemos de saber eso no es esperando sentados para verlas girar, pues su rotación, aunque rápida en velocidades relativas (del orden de los cientos de km por segundo), es insuficiente para ver literalmente el movimiento de rotación, pues tardan millones de años en completar una vuelta.
Lo que se hace es medir el color de las diferentes partes de la galaxia.
Si miramos con los instrumentos adecuados (imagen derecha), lo que aparecerá es que una parte de la galaxia es más azul de lo que debería, y que la otra parte es más roja.
¡Esto es debido al efecto doppler!, y nos indica que la parte aparentemente más azul se está acercando a nosotros, mientras que la roja se aleja.
Esto implica que la galaxia está rotando, es como si viéramos un disco de vinilo de los antiguos, una parte del disco se aleja de nosotros mientras que la otra se está acercando, y es siempre así en ese movimiento de rotación. Además, midiendo esas diferencias de color podemos saber la velocidad de rotación que tiene cada punto de la galaxia.
¿Por qué rotan las galaxias espirales?.
Esta es una pregunta crucial para lo que nos atañe. Debido a la rotación que tienen, sufren una fuerza centrífuga, si esa fuerza no fuese contrarrestada con otra, las estrellas y todo el material que componen las galaxias saldrían disparadas, y la estructura de las galaxias espirales en rotación no existiría. En el ejemplo que hemos puesto antes, el del coche que daba vueltas en ese muro prácticamente vertical, si ese muro no existiése, el coche saldría disparado, es por tanto el muro el que ejerce una fuerza que iguala a la centrífuga y por tanto se tiene una trayectoria circular estable. En las galaxias espirales, el papel del muro lo juega la gravedad.
Cada componente de la galaxia, por ejemplo una estrella, sufre dos fuerzas iguales y en sentido contrario, una es la centrífuga, y la otra, de igual magnitud, la fuerza de la gravedad.
Pero ¿qué es lo que atrae la estrella?, pues es la masa de la propia galaxia, es decir, todas las estrellas y nubes de gas atraen a esa estrella gravitatoriamente, y eso ocurre para todas las demás estrellas y nubes de la galaxia.
Esto es, el hecho de que observemos que las galaxias espirales tienen una dinámica de rotación estable implica que la fuerza de rotación y la fuerza de gravedad deben de ser iguales para cualquier punto o componente de la galaxia.
Igualando las fuerzas centrífuga y de gravedad, obtenemos:
Es decir, la velocidad de rotación que tiene un punto de la galaxia depende solamente de la distancia a la que se encuentra del centro y de la masa de la galaxia.
Inversamente, como lo que conocemos es la velocidad de rotación, sabiendo la velocidad de rotación podemos saber la masa de la galaxia:
Explicando la materia oscura
Llegado el momento, allá por los años 70 en el que se pudieron disponer de instrumentos lo suficientemente sofisticados como para medir esas pequeñas diferencias de color debidas al efecto doppler, los astrónomos comenzaron a determinar las velocidades de rotación de las galaxias espirales.
Por lo anteriormente dicho, midiendo la velocidad de rotación se puede conocer la masa de la galaxia. Pero entonces surgió la gran sorpresa.
Según los cálculos de velocidad de rotación, la masa de la galaxia es muchísimo mayor que la masa que podemos observar contando las estrellas y nubes de gas, o cualquier otra cosa que podemos ver.
En la gráfica anterior se representa esquemáticamente esta diferencia.
Para B tenemos la velocidad de rotación medida por efecto doppler, es decir, la velocidad de rotación que vemos directamente que tiene una galaxia, la que es.
Y para A es la velocidad de rotación que debería de tener la galaxia (pero que no tiene) contando todas las estrellas y nubes de gas, y cualquier cosa que tenga masa y vemos que está en la galaxia.
Y no son iguales… ¡Problemón!
Los astrofísicos se estuvieron rascando la cabeza durante muchos años (y se la siguen rascando), intentando dar solución a esta falta de masa.
¿Cómo es posible esto?, las galaxias tienen mucha más masa de la que podemos ver, ¿dónde está esa masa?, ¿por qué no la podemos ver?.
Bueno, a falta de una solución al problema, los astrofísicos optaron por llamar a esa falta de masa “materia oscura”, esto es, materia que está ahí pero que no la podemos ver, que produce gravedad pero que está escondida, no se sabe cómo ni por qué, por todos los rincones de la galaxia.
Es como si viéramos a una niña hacer el hulla-hoop con una rueda de camión de 100 kg, ¿cómo es eso posible?, ¿de dónde saca esa fuerza la niña?, pues eso mismo pasa con la materia oscura en las galaxias.
El problema de la materia oscura
Hay que recordar que prácticamente toda la información que podemos obtener del universo se basa en medir la luz que emiten o absorben los objetos espaciales.
Cuando obtenemos una imagen astronómica, lo que tenemos es una medición de la cantidad de luz y el tipo de luz que tiene esa estructura: visible, infrarrojo, rayos X..
Si quisiéramos deducir algún parámetro físico tendríamos que recurrir a modelos teóricos que expliquen lo que allí está ocurriendo. Por ejemplo, para explicar los chorros de emisiones en radio y rayos X en Centauro A (imagen anterior), usamos modelos que nos dicen que el núcleo de esa galaxia es activa, y mediante unos procesos muy energéticos que ocurren en el superagujero negro de su núcleo se expulsan grandes cantidades de energía y materia que dan lugar a esas emisiones de luz, con sus peculiaridades en distintas longitudes de onda.
Para este ejemplo, el acuerdo entre nuestro modelo y lo que estamos observando es bueno, es decir, lo que observamos es lo que teóricamente se debería de observar (aunque existen algunos problemitas en este tipo de procesos en los que no entraremos).
Sin embargo, existen otros procesos en los que nuestros modelos fallan en poder explicar lo que ahí está ocurriendo. El problema de la materia oscura consiste en una falta de masa generalizada en cualquier estructura cosmológica.
Al producirse esa falta de masa miremos donde miremos, debe de existir un tipo de materia, que no podemos ver mediante nuestros habituales métodos de observación de la luz, pero que crea una interacción gravitatoria observable indirectamente en la demás materia ordinaria que sí es luminosa y por tanto podemos ver, y que se siente alterada por esta influencia gravitatoria de lo que denominamos materia oscura (y también por la interacción de la propia materia ordinaria).
Es como si entrásemos en una habitación totalmente oscura en la que no podemos ver nada, y andando nos golpeamos la cabeza con el armario.
Bueno, no hace falta decir que aunque no hubiésemos visto el armario, sin duda sabemos que está ahí, es más, sabemos que está duro y ¡duele!.
El objetivo de esta entrada es el de explicar cuales son los ámbitos en los que es necesario introducir un término adicional de materia oscura a la materia ordinaria que sí podemos observar. Es por tanto una materia oscura en el sentido de que no es observable, no interacciona con la luz, no brilla ni absorbe luz, pero que sin embargo sus efectos gravitatorios si que están presentes.
Galaxias elípticas
Las galaxias elípticas aparecen como un globo difuso, más o menos elíptico, nada que ver con la espectacularidad estética de las galaxias espirales, con esa estructura tan llamativa.
Esto es principalmente porque están constituidas casi exclusivamente por estrellas, estrellas viejas, no conteniendo prácticamente nada de gas.
Son por tanto galaxias viejas, en las que se ha agotado todo el gas que es la materia prima de la que se pueden producir estrellas nuevas.
De acuerdo con los modelos galácticos, en el centro de las galaxias elípticas (en todas las galaxias en general) se encuentra un agujero negro supermasivo.
La forma que tienen de moverse las estrellas en las galaxias elípticas puede asemejarse con un inmenso enjambre de abejas moviéndose de forma más o menos caótica dentro de la estructura ovalada de la galaxia.
Mientras que para el caso de las galaxias espirales, a una distancia del centro galáctico, las estrellas deben de moverse a una velocidad dada (como ya explicamos en el capítulo anterior), en el caso de las galaxias elípticas no existe una velocidad determinada que deba tener una estrella a una distancia del centro, sino que todas las estrellas en su conjunto tienen una velocidad media, llamada “velocidad de dispersión”.
Esta velocidad de dispersión de las estrellas crea una presión, al igual que lo hace un gas, aquí el papel de átomos del aire lo juegarían las estrellas.
La presión de velocidades es la que se contrarresta con la “presión” gravitatoria que ejerce la masa de la propia galaxia.
Dado que el globo (galaxia) no se rompe (no escapan las estrellas), la presión estelar, que depende de la velocidad media de las partículas, debe ser igual a la presión gravitatoria. Conviene aclarar que la presión gravitatoria no es una fuerza que proviene de fuera de la galaxia (como en el globo), sino de dentro, de la fuerza gravitatoria de la masa de la galaxia.
Al contrario de un globo de plástico, en la que la fuerza que contrarresta a la del gas es la presión atmosférica exterior.
Pues analizando las velocidades medias de las estrellas en las galaxias elípticas, encontramos que las dispersiones son mucho más altas que la que deberían tener correspondiendo a la masa que observamos en la galaxia.
Esto es como si tuviéramos el globo, y soplásemos y soplásemos (estaríamos aumentando la presión dentro del globo) y sin embargo el globo no se rompiese. Pues he aquí materia oscura.
Masa que nos hace falta para que la estructura de una galaxia elíptica tenga sentido.
Galaxias espirales
Ya en el capítulo anterior mostramos vagamente cual sería el papel de la materia oscura en la dinámica de las galaxias espirales. Sin embargo, como suele ser habitual, las cosas siempre son más complicadas de lo que parecen.
La estructura de una galaxia espiral no puede considerarse simplemente un disco homogéneo con una velocidad de rotación asociada, pues además de que son varios los componentes independientes en el disco (estrellas, gas y polvo), existen otras estructuras en una galaxia espiral que han de tenerse en cuenta.
En el esquema anterior podemos ver cuales son las estructuras principales de una galaxia espiral.
El núcleo está constituido por un agujero negro supermasivo.
La estructura central llamada bulbo, cuya geometría es ovalada, se rige por una cinemática muy parecida a la de una galaxia elíptica, estando dominada por la presión de las estrellas moviéndose a altas velocidades, y al igual que estas, tiene relativamente poco gas y polvo, aunque a diferencia de las galaxias elípticas, el bulbo de las galaxias espirales tiene algo de rotación.
Seguidamente se encuentra el disco.
Seguidamente se encuentra el disco.
En el disco es donde se encuentra la mayor parte de la masa (visible) de una galaxia espiral y es el que contiene casi la totalidad del gas y polvo que tiene la galaxia.
Rodeando a toda la estructura galáctica tenemos una esfera llamada halo.
El halo también puede considerarse una estructura parecida a una galaxia elíptica, con estrellas muy viejas revoloteando y en el que suelen encontrar cúmulos globulares, sin embargo la densidad de estrellas es muy baja, prácticamente despreciable frente a la gran cantidad de estrellas del disco.
Como podemos ver, el movimiento de cada parte de una galaxia espiral es diferente.
Esto puede llegar a complicar los cálculos de masa de la galaxia.
Sin embargo, lo que realmente nos importa es poder determinar la masa de cada estructura con la mayor precisión posible, pues la suma de las masas de todas las componentes será la masa de la galaxia. Para esto se miden la contribución de las estrellas, el gas y el bulbo.
En la gráfica anterior se representan las velocidades de rotación que tendrían que tener las estrellas considerando individualmente la masa de: gas, disco y bulbo, es decir, si sólo existiese el disco, la curva de rotación de la galaxia sería la curva que pone disco, y así con las demás.
Para poder obtener la velocidad de rotación real de la galaxia (puntos de error), ha de introducirse como parámetro la masa que debería tener el halo “ad hoc”.
En el halo va incluida la materia oscura, siendo prácticamente toda la masa del halo materia oscura, ya que las estrellas en el halo son muy pocas, despreciables en masa.
Vemos que la suma de todas las contribuciones de masa: gas+bulge+disk+halo, que es la línea negra, está “pisando” perfectamente los puntos que representan las velocidades de rotación de la galaxia. Es decir, esa contribución de halo explica perfectamente el modelo de rotación de una galaxia espiral.
El hecho de que a la materia oscura se la esté asignando a la estructura del halo, es porque se piensa que sea lo que sea de lo que esté formada la materia oscura, se encuentra ahí, en esa forma esferoidal.
Además ocupa un espacio mucho mayor de lo que ocupa la galaxia, extendiéndose a radios mucho mayores.
Otros tipos de galaxias
No todas las galaxias son espirales o elípticas, pero si que la mayoría tienen propiedades intermedias entra las dos. Por ejemplo las galaxias esferoidales, son básicamente una galaxia elíptica con un tamaño mucho más pequeño.
Este tipo de galaxias suele contener grandes cantidades de materia oscura, mayor en proporción que las elípticas, que contrastan con los cúmulos globulares, que son muy parecidos en cuanto a estructura a las galaxias esferoidales, pero que por el contrario contienen muy poca materia oscura.
Cúmulo globular (izquierda). Galaxia enana esferoidal (derecha). Las galaxias esferoidales tienen un brillo bajísimo, son muy difíciles de observar en el cielo.
Todos los demás tipos de galaxias (irregulares, peculiares…) tienen diferentes métodos de medición de materia oscura, pudiéndose complicar su determinación.
Sin embargo hay un gran consenso en la necesidad de incluir un término de materia oscura en todas ellas en mayor o menor grado.
Cúmulos de galaxias
Las galaxias no suelen encontrarse aisladas en el universo, sino que suelen estar asociadas en lo que se denominan cúmulos de galaxias. Estos cúmulos galácticos se encuentran ligados gravitacionalmente, formando agrupaciones de cientos o miles de galaxias.
Curiosamente, la primera evidencia de materia oscura no se encontró en una galaxia individual, sino que se encontró en el cúmulo galáctico de Coma.
El cúmulo de Coma es un cúmulo de unas 1000 galaxias, a unos 320 millones de años-luz.
Cúmulo galáctico de Coma
En 1933, Fritz Zwicky midió las velocidades de las galaxias del cúmulo de Coma.
Por aquel entonces ya existían técnicas para poder estimar la masa de una galaxia sabiendo su luminosidad. Sabiendo las masas de las galaxias del cúmulo realizó unos cálculos relativamente simples en los cuales derivó la velocidad que debería tener una galaxia para poder escapar del cúmulo, algo muy parecido a cuando se calcula la velocidad de escape de la Tierra, siendo la velocidad necesaria para vencer la fuerza gravitatoria y escapar de esa interacción gravitacional.
Encontró que las velocidades típicas de las galaxias en Coma es mucho mayor que la velocidad de escape.
Si esto fuera así, las galaxias escaparían del cúmulo, dejando de estar ligadas gravitacionalmente, y por tanto la estructura del cúmulo no debiera de existir.
Zwicky concluyó que el cúmulo de Coma tendría que tener una cantidad de materia adicional a la observable, siendo esta cantidad de masa mucho mayor a la que posee el cúmulo en términos de masa observable. Esta fue la primera evidencia de materia oscura.
Otro método usado para determinar la cantidad de materia de un cúmulo galáctico es mediante observaciones de rayos X.
Los cúmulos tienen en el espacio que queda entre las galaxias mucho gas caliente, con temperaturas del orden de 10 a 100 millones de grados, medibles mediante rayos X.
Debido a las altas temperaturas, y por tanto la alta velocidad del gas, tiende a disiparse si la fuerza gravitatoria del cúmulo no es suficientemente fuerte como para atraparlo gravitacionalmente. Si no existiese una masa adicional, este gas simplemente se evaporaría en el espacio interestelar, disipándose.
Sin embargo, la existencia de este gas extremadamente caliente indica que debe de existir un exceso de masa en el cúmulo para poder retener el gas, pues la materia observada de las galaxias no es suficiente para contenerlo.
Imágenes del gas caliente en el cúmulo de Coma tomada en rayos X
Un tercer método para determinar las masas de los cúmulos galácticos son las lentes gravitatorias.
Lentes Gravitatorias
Las lentes gravitatorias son un fenómeno directamente relacionado con la relatividad general.
Sin entrar en más detalles, la presencia de una masa curva el espacio-tiempo, al curvarse, un rayo de luz que pase cerca verá afectada su trayectoria.
Esto puede verse esquematizado en el logo del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), en el que un rayo de luz se curva por la masa de una estrella:
Este efecto hace que si tenemos un objeto que se encuentra a grandes distancias, poniendo una masa entre el objeto y nosotros, la luz pueda curvarse de tal forma que la masa perturbadora haga un efecto de lente, curvando las trayectorias de los rayos de luz.
Con esto podemos conseguir que un objeto extremadamente lejano, que no sea visible por su lejanía, pueda verse si tenemos la suerte de que existe una gran masa que actúe como una lente gravitatoria, entre ese objeto y nosotros, sería como mirar con una lupa algo que no podemos ver a simple vista.
De hecho, los objetos más lejanos observados en el universo, son visibles gracias al efecto de lente gravitatoria, y es un método muy utilizado en la astrofísica.
En la imagen anterior vemos como un cúmulo de galaxias actúa como lente gravitatoria para una galaxia muy distante. El efecto de la masa es el de curvar el espacio-tiempo, alterando las trayectorias de la luz que emite la galaxia, magnificándose su imagen.
Evidentemente, la cantidad de masa de la lente implica un mayor o menor efecto de lente gravitatoria.
Al igual que anteriormente, la masa que observamos en la lente es mucho menor que la que produce el efecto. Esto es una nueva confirmación de la existencia de materia oscura.
Aunque el efecto de lente gravitatoria puede producirse por cualquier masa que curve el espacio-tiempo, la realidad es que solamente los cúmulos galácticos tienen una masa suficiente para que los efectos sean observables y medibles, por tanto este fenómeno solo es apreciable para grandes distancias.
Sin embargo pequeñas desviaciones de estrellas por el efecto del Sol si que pueden medirse, de hecho, la confirmación prácticamente definitiva de la relatividad general fue la alteración de una posición de una estrella, observable cuando ocurre un eclipse solar.
Efectos Cosmológicos
La presencia de materia oscura también se manifiesta en las escalas cosmológicas del universo.
El fenómeno llamado efecto Sunyaev-Zeldovich consiste en que el fondo cósmico de microondas se ve perturbado por la presencia de electrones libres a una gran temperatura.
Estas condiciones se pueden encontrar en los cúmulos galácticos en los que, como ya hemos dicho, encontramos gas a altas temperaturas, y por tanto ionizado.
Los electrones interaccionan con la radiación del fondo cósmico, haciendo parecer desde nuestra perspectiva que el fondo tiene una mayor temperatura (ganada en la interacción con el gas caliente de los cúmulos galácticos).
Examinando esas características en el fondo cósmico podemos determinar las masas de los cúmulos galácticos, incluso cuando esos cúmulos están tan alejados que no pueden ser observados por encontrarse a distancias tan enormes que no podemos detectar su luz emitida, sino exclusivamente por interacción Sunyaev-Zeldovich.
Cada cúmulo galáctico deja su impronta en el fondo cósmico de microondas y por tanto es observable.
Imágenes de Planck y XMM-Newton de un supercúmulo llamado PLCK G214.6-37.0 descubierto por efecto Efecto Sunyaev-Zeldovich
También la forma que tiene de evolucionar la estructura a gran escala del universo viene determinada por la materia oscura.
Las computaciones realizadas para poder simular la evolución del universo deben incluir a la materia oscura.
De hecho, la inclusión de este término de masa es fundamental para una correcta simulación evolutiva del universo.Los últimos resultados del satélite Planck sobre el fondo cósmico de microondas ofrecen una cifra de cuales son las fracciones de materia conocida y materia oscura en el universo.
La materia oscura constituye el 25,8 % y la materia ordinaria el 4,82 %.
Por otro lado, la energía oscura es un 67% del universo.
Esto indica que existe unas 5 veces más materia oscura que materia ordinaria visible por nuestros instrumentos, y es muy curioso el que sepamos cuanta materia y energía oscuras hay en el universo con tanta precisión cuando todavía no sabemos que son.
