La massa perduda de l'univers
Aquesta teoria explica l'expansió de l'Univers descoberta per Hubble com a conseqüència d'una explosió inicial. La llei de gravetat és el contrapunt de l'expansió, que treballa reduint la velocitat d'allunyament entre tots els objectes. L'anàlisi d'aquests efectes adversos suggereix una pregunta de futur: L'expansió de l'univers es mantindrà indefinidament o la influència de la gravetat paralitzarà l'expansió i provocarà un altre col·lapse similar al moment de la seva creació?.
La resposta té a veure amb la quantitat de materi de l'Univers. El valor mínim de la densitat perquè la gravetat detingui l'expansió es denomina densitat crítica i s'expressa per c. Per descomptat, com més gran sigui la velocitat de propagació, majors seran els valors necessaris per a la densitat crítica. Per tant , es calcula a partir de les mesures de les velocitats d'allunyament de les galàxies c i el valor admès en l'actualitat c = 2. 10 –29 g/cm 3, és a dir, aproximadament 10 àtoms d'hidrogen per metre cúbic.
Si el valor de la densitat actual de l'Univers fos un valor crític ( c ), hauríem d'assumir que l'Univers és infinit, sent la seva geometria una geometria euclidiana típica, és a dir, una geometria plana. En aquest cas la força de gravetat paralitzaria la propagació, però no podria provocar el col·lapse posterior. Si la densitat actual és major que c, l'Univers seria finit, la geometria esfèrica —la distància més curta entre dos punts no seria una recta, sinó un arc de circumferència— i seguiria el col·lapse de l'expansió.
Si no aconseguiríem el valor crític 0, viuríem en un Univers infinit i una geometria hiperbòlica. Aquestes opcions se solen indicar mitjançant el paràmetre 0 = 0 / c. Com és obvi, la primera opció, la de l'univers pla, correspon al cas 0 = 1, la de l'esfèric a 0 1-i i la de l'hiperbòlic a 0 1-i. Per tant, és molt important obtenir mesuraments fiables de la densitat i en els últims anys els imprevistos s'han produït a partir de les sessions realitzades per a això.
La sospita que hi ha més matèria de la que es pot veure i detectar en l'univers a través de telescopis i radiotelescopis no és l'actual. J. Oort en 1930 i F. Zwicky” va proposar en 1933 la necessitat d'una matèria invisible per a explicar alguns moviments del sistema. No obstant això, el que ningú esperava és que la matèria que hem pogut detectar a través de la seva endevinació sigui només la centèsima part de l'univers. No obstant això, les teories actuals van per aquest camí. L'existència d'una gran quantitat de masses sense detectar genera problemes sobre la seva naturalesa, consolidant la hipòtesi que la matèria pot estar no variónica. És a dir, aquest buit que s'ha fet evident no seria el dels protons, neutrons (barions) i electrons totals coneguts, sinó altres fraccions especials generades en els primers passos de l'evolució de l'Univers.
Les bases experimentals que sustenten aquestes conclusions s'han obtingut a nivell de galàxies i cúmuls de galàxies. D'altra banda, a nivell cosmològic, alguns càlculs basats en les teories que avui considerem ben assentades reforcen les conclusions suggerides per aquests mesuraments.
Quant a les bases experimentals, la primera prova la proporcionen els mesuraments del moviment de gir de les galàxies. Segons ells, la velocitat de gir dels núvols d'hidrogen situades en l'exterior dels discos de les galàxies (fins a 30 kiloparsec) no és menor que la de les estrelles i núvols de l'interior, tal com prediu la llei gravitatòria de Newton. Com es pot apreciar en la figura, es descriu mitjançant una corba que evoluciona a velocitat lenta, forçant l'existència d'una influència que suposadament es manifesta a través d'una massa així existent.
D'acord amb els valors obtinguts, la massa d'una galàxia comuna multiplicaria el que hem detectat gràcies a la seva emissió electromagnètica, és a dir, no percebem el 90% de la massa de galàxies. Si en l'Univers només existís la massa que nosaltres hem pogut veure, el valor de la densitat seria de l'1% o del 2% de la necessària perquè es produeixi l'Univers. Acceptant l'increment de massa necessari per a explicar la velocitat de gir de les galàxies, se situaria entre el 10% i el 20% del valor crític 0.
En analitzar els cúmuls i supercúmulos els els resultats són similars. Malgrat considerar com a massa de galàxies la necessària per a explicar la velocitat de gir, l'anàlisi dinàmica d'aquestes estructures revela que per a explicar l'estabilitat dels cúmuls i supercúmulos que s'ha fet evident per altres vies es necessita més massa de la que suposa l'aportació de les galàxies.
A la vista d'aquests resultats podem pensar que en el procés de mesurament hi ha algun error sistemàtic, però és un argument teòric molt important que afirma la fiabilitat dels resultats experimentals.
En les primeres agulles de l'evolució de l'univers van sorgir els elements més lleugers mitjançant processos de nucleosíntesis. Les quantitats dels elements que es van formar llavors depenien, lògicament, del nombre de protons i neutrons que existien en el lloc. Tenint en compte això, l'abundància relativa a l'hidrogen d'aquests elements actuals permet limitar l'abundància de barions per hora. Com aquesta quantitat és constant, es pot calcular la densitat que genera actualment. Posant números s'aconsegueix que la densitat de la matèria comuna se situï entorn del 20% de c.
Amb el que s'ha dit en els últims paràgrafs, i a pesar que la quantitat de massa necessària per a explicar la dinàmica de galàxies i cúmuls és molt gran, pot ser admissible un univers obert i hiperbòlic, amb una matèria no visible també comuna, però aquesta hipòtesi no pot mantenir-se dins del panorama que descriuen les teories cosmològiques.
Any 1980 A. H. Guth, basant-se en les noves teories de les fraccions, va afegir al big-bang una profunda millora, explicant el problema del laïcisme entre altres èxits. Avui dia l'Univers, fins als límits que nosaltres coneixem, és quatre, i tenim proves del que fins ara ha estat així, però segons el model big-bang si el valor inicial de W no hagués estat 1, s'hauria allunyat molt del valor de l'evolució de l'Univers, fent una curvatura evident. Segons la teoria de l'univers inflacionari (que sol denominar-se a la teoria de Guth), l'Univers va elevar 10 vegades el seu volum (pel que la referència a la inflació) en una fase molt primerenca i breu de la seva evolució (t = 10 –35” en primer lloc i 10 –32” de durada).
Aquesta enorme ampliació va fer desaparèixer gairebé per complet la curvatura de l'Univers, tal com disminueix quan inflem a un globus. Per tant, el valor des va fer pràcticament un i el canvi que ha sofert des de llavors no és suficient per a ser evident. Hem de reconèixer, per tant, que 0 = 1, és a dir, 0 = c, que l'univers és pla i que, per tant, almenys el 80% de la matèria present no està formada per protons i neutrons.
És hora d'abordar directament el tema que ja esmentàvem en el títol, donant resposta a dues preguntes principals. Un sobre la distribució d'aquesta matèria freda i un altre, per descomptat, sobre la seva naturalesa.
Quant al primer, els investigadors han considerat seriosament l'opció que les galàxies no siguin representatives de les majors condensacions de matèria. Segons les dades que hem donat més amunt, la massa de galàxies només dóna compte del 20% de c. Per tant, el 80% suficient perquè es produeixi l'Univers estaria en regions en les quals no hi ha galàxies.
Sobre la naturalesa no podem dir massa coses concretes. El problema és bastant desconegut perquè hi hagi molts candidats. Potser el que es pot afirmar amb major certesa és la inadequació dels candidats (neutrins) abans esmentats. El principal motiu de l'exclusió és que, després de formar supercúmulos i cúmuls en un univers replet de neutrins, la galàxia trigaria molt a condensar-se, finalitzant el procés amb la meitat de l'edat de l'Univers. L'existència d'estructures antigues com les cuasas nega la validesa de la hipòtesi.
Tots els altres candidats presenten un error inicial important: que la seva existència sigui merament teòrica. D'altra banda, sembla que alguns d'ells podien ser suficients per a ocupar el lloc de la matèria freda no percebuda. La majoria són necessitats de les teories de la física de les fraccions i poden classificar-se en dos grans grups: els bosons lleugers, és a dir, les fraccions lleugeres de tot l'espín (entre 10 –14 i 10 –10 de la seva massa protocol·lària) i les fraccions pesades (de la massa intermèdia entre 1 i 1000 del protó).
La fracció del primer grup al qual se li ha donat més opcions és l'axio. Aquesta fracció és una necessitat creada per una simetria existent entre les interaccions principals en nivells alts d'energia. Aquests axiones, en trencar la simetria, crearien una zona de fons (similar a la radiació de les microones de fons) per a la seva posterior acumulació en grans grups, explicant la matèria perduda. Entre els del segon grup, els més prestigiosos són els derivats de la teoria de la supersimetría. La supersimetría és una nova simetria que relaciona fermions (fraccions de mitja espina, per exemple, protons neutrons i electrons) i bosons (d'espín complet, com a fotó i gluón).
Això unificaria les quatre interaccions principals conegudes (electromagnètica, feble, violenta i gravetat) en una sola i prediu una nova per a cada fracció coneguda fins ara: fotina, gravitina, de l'electró, selectrón, neutrí, sneutrino, etc. Entre tots ells, potser destaquen el gravitino i el fotino. Els gravitinos, contra el cas del neutrí, poden explicar la formació de galàxies, però no la de supercúmulos. Els fotinos amb una massa intermèdia entre els períodes 1 i 50 de la massa del protó també podien formar part de la massa perduda, però per a ells també existeixen dificultats no superades.
Finalment, esmentar dos nous candidats: monopols magnètics i cordes de big-bang. Aquestes no són fraccions, sinó errors topològics produïts en els primers passos de l'evolució de l'Univers. Però últimament s'ha parlat molt d'aquestes criatures. Per això, en el següent número analitzarem més en profunditat.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
