L’Univers visible i invisible: detecció i producció de matèria fosca

Consideracions generals

La física de partícules, que estudia l’estructura íntima de la matèria i tracta amb distàncies de tan sols 10^–19 m, i la cosmologia, que estudia l’Univers com un tot i treballa amb distàncies de fins a 10²⁵ m, representen les dues fronteres de la física en l’escala de distàncies. Però les dues fronteres estan connectades, i a hores d’ara als laboratoris de física d’altes energies es recreen les condicions sota les quals l’Univers primordial era format per un plasma de partícules energètiques.

L’Univers visible actual és format per les partícules subatòmiques constituents de la matèria i pels elements atòmics i moleculars que resulten de la seva agregació. Les reaccions de síntesi que tenen lloc actualment al nucli de les estrelles generen tots aquests elements a partir d’hidrogen i heli. Però el 90% de l’heli que hi ha a l’Univers es va produir molt abans del naixement de la Galàxia. El seu origen s’ha de cercar en l’Univers primordial en expansió. L’expansió de l’Univers satisfà un principi cosmològic compatible amb la llei de Hubble: no hi ha cap centre de l’Univers ni cap direcció predominant. Podem reconstruir cap enrere la història de l’Univers fins a l’instant 10^–12 s després del Big Bang, que va tenir lloc fa uns 14.000 milions d’anys (Ma). Tot just quan l’Univers tenia una edat de 380 mil anys (Ka) es va produir la recombinació de partícules subatòmiques que va generar l’hidrogen atòmic neutre, cosa que va provocar el desacoblament dels fotons en una radiació de fons que ha perdurat com un fòssil. Actualment l’estudi de les fluctuacions de temperatura d’aquesta radiació de fons ha permès fer l’inventari còsmic de matèria i energia; els resultats són sorprenents: el cosmos conté un 5% de matèria ordinària, un 23% de matèria fosca i un 72% d’energia fosca.

L’existència de la matèria fosca s’infereix a partir dels efectes gravitatoris que té sobre la matèria visible i la radiació còsmica de fons, ja que no es pot detectar en forma de radiació electromagnètica. D’altra banda, les propietats de les partícules de matèria fosca no es poden explicar mitjançant el model estàndard de física de partícules, raó per la qual cal una nova física. Per a això és de primor dial importància detectar de manera directa aquestes partícules cosmològiques fosques en experiments en laboratoris subterranis com els que s’estan duent a terme i, també, de manera indirecta, observant els seus productes d’aniquilació mitjançant detectors instal·lats en la superfície terrestre, en satèl·lits o en l’Estació Espacial Internacional (EEI). També és important poder-les produir artificialment en acceleradors de partícules com els que es fan servir per a estudiar els components de la matèria ordinària i detectar-les amb els detectors de partícules elementals en aquests mateixos acceleradors.

Les dues fronteres de la física

Els estudis de química, biologia, física de la matèria condensada, física atòmica i física molecular han demostrat que a escales de 10⁻¹⁰ m la matèria és, essencialment, un agregat d’àtoms de densitats màssiques semblants. El pas des de la matèria microscòpica del nivell atòmic fins a la matèria macroscòpica que es pot mesurar i pesar amb els instruments convencionals es deu a un augment de volum, que va associat a un determinat nombre d’Avogadro d’àtoms.

La frontera dels nivells atòmic i subatòmic

Estructura de la matèria des del nivell macroscòpic fins als quarks. La matèria és formada per molècules i cristalls que, al seu torn, són formats per àtoms. Els constituents dels àtoms són els electrons, els protons i els neutrons. Els electrons no tenen estructura interna; són, per tant, partícules elementals. Els protons i els neutrons són formats per un altre tipus de partícules elementals, els quarks.

A partir de fonts diverses.

La física fonamental del segle XX ha demostrat que l’àtom té una escorça d’electrons que es mouen al voltant d’un nucli central, i que en aquest nucli les partícules subatòmiques són concentrades a distàncies menors als 10⁻¹⁴ m. La massa de l’àtom és deguda, sobretot, a la massa del seu nucli, en ser els electrons molt lleugers. Això fa que el volum nuclear sigui 12 ordres de magnitud més petit que el volum atòmic, mentre que la densitat nuclear és, almenys, 12 ordres de magnitud més gran que la densitat de l’àtom. Per tant, l’àtom és una estructura essencialment buida, i és la propietat dels electrons com a partícules quàntiques la que els força a moure’s per tot el volum atòmic. Mentre que a escales més grans que l’atòmica la matèria no té càrrega elèctrica, és a dir, és neutra, a escales subatòmiques s’observa, per a un element de número atòmic Z, un nucli de càrrega positiva Z i Z electrons de càrrega negativa.

A distàncies subnuclears, per sota dels 10⁻¹⁵ m, els nuclis atòmics són compostos per dues menes de partícules: els protons, que estan carregats positivament, i els neutrons, que no tenen càrrega elèctrica. Mentre que l’estructura atòmica és governada per la interacció electromagnètica entre partícules carregades, l’empaquetament dels protons i els neutrons dins el petit volum nuclear és causat per la interacció forta de molt curt abast.

Qualsevol partícula sensible a la interacció forta rep el nom d’hadró (l’estudi dels hadrons és objecte de la física hadrònica). A la dècada de 1970 es descobrí que els hadrons, que cal explorar per sota dels 10⁻¹⁶ m, són formats per quarks. Per tant, els protons i els neutrons són formats per quarks, que estan confinats al seu interior amb un potencial d’interacció que creix amb la distància. Les partícules que transmeten la interacció forta entre els quarks que formen un protó o un neutró són els gluons, que equivalen als fotons de la interacció electromagnètica. En el moment actual, en què s’ha pogut explorar l’estructura de la matèria per sota dels 10⁻¹⁸ m, se sap que els quarks, els electrons i els leptons–partícules que no senten la interacció forta– són els constituents elementals de la matèria.

La branca de la ciència que estudia els electrons, els quarks i la resta de partícules elementals que formen la matèria és la física de partícules. Per a desenvolupar els seus objectius, li calen “microscopis" cada vegada més potents, capaços de penetrar en l’interior de la matèria fins a les distàncies més petites possibles.

Quan l’èmfasi es posa en les instal·lacions necessàries per a la producció i l’anàlisi de les partícules elementals, aquest camp d’estudi s’anomena física d’altes energies, nomenclatura que fa referència al fet que cal sondejar la matèria amb partícules de molt alta energia produïdes en els acceleradors artificials dels laboratoris de física de partícules o mitjançant els fenòmens naturals associats amb els raigs còsmics.

La necessitat d’alta energia per a crear noves partícules massives es troba sustentada per l’equació relativista d’Einstein: E = m · c², que indica com es pot invertir energia (E) en produir massa (m), i quina és la contribució d’una massa al balanç d’energia d’un procés determinat. La connexió entre massa i energia ve donada per la velocitat de la llum (c). La partícula elemental més massiva que s’ha pogut crear fins ara al laboratori és la del quark top, una partícula elemental amb una massa 180 vegades més gran que la del protó.

En l’actualitat, l’accelerador terrestre més potent en funcionament és el Gran Col·lisionador d’Hadrons o LHC (de l’anglès Large Hadron Collider) del Laboratori Europeu de Física de Partícules (CERN). L’LHC és instal·lat en un túnel de gairebé 27 km de circumferència enterrat a 100 m de profunditat que passa per territori de França i Suïssa. En aquestes instal·lacions es produeixen feixos de partícules de molt alta energia capaços de penetrar a l’interior de la matèria i donar informació sobre els seus constituents i sobre noves partícules produïdes en la col·lisió dels feixos.

Amb energies d’uns pocs electronvolts (1 eV és l’energia adquirida per la càrrega d’un electró en aplicar-li el potencial elèctric d’un volt) és possible ionitzar els àtoms, deslligant els electrons del seu nucli atòmic. Energies un milió de vegades més grans, 1 MeV = 10⁶ eV, són les que intervenen en fenòmens que afecten el nucli atòmic, com ara els processos que tenen lloc en els reactors nuclears, i per a estudiar les propietats de partícules elementals es necessiten energies a partir dels gigaelectronvolts (1 GeV = 10⁹ eV). L’energia actual de l’accelerador LHC és de 7 TeV, i serà de 14 TeV en una segona fase (1 TeV = 10¹² eV). Els detectors instal·lats a l’LHC analitzen la producció de partícules fins a deu vegades més massives que la del quark top, i exploren la matèria fins a distàncies deu vegades més petites que les que s’han analitzat fins ara; és a dir, fins als 10^–19 m. En aquesta nova regió d’altes energies i petites distàncies s’espera trobar una nova física.

La frontera dels nivells més grans

Si des de les distàncies macroscòpiques del metre s’ascendeix fins a les més altes escales del cosmos, s’arriba a una segona frontera de distàncies, la dels 10²⁵ m o més. La branca de l’astronomia que estudia l’Univers globalment a aquestes escales –sense entrar en els detalls de la seva estructura en termes d’objectes còsmics com les estrelles i les galàxies– és la cosmologia. La cosmologia, per tant, es troba a l’altre extrem de la física de partícules o física d’altes energies.

La conclusió més remarcable de l’estudi de les dues fronteres és que estan connectades, i que l’exploració del cosmos a les distàncies més grans enllaça amb la investigació que es fa als laboratoris de física de partícules.

Hi ha un principi cosmològic que estableix que, a escala global, l’Univers és essencialment uniforme i isòtrop, és a dir, és més o menys igual en tots els punts i en totes les direccions. A més a més, actualment se sap que l’Univers no és estàtic, sinó que s’ha expandit amb el temps des d’un Big Bang inicial. Com que els senyals que transporten informació no poden viatjar a una velocitat més gran que la de la llum, l’observació aquí i ara de senyals que vénen de molt lluny proporciona informació de l’Univers en el moment en què aquests senyals van abandonar la font que els va generar, és a dir, aporta informació sobre l’Univers primordial. L’Univers primitiu era extremament dens i calent, i les partícules que el formaven tenien tanta energia que la matèria no existia en forma d’agregacions d’àtoms tal com s’observa avui. Allò que és realment interessant és que els experiments que es duen a terme als laboratoris de física de partícules per investigar la composició de la matèria a escales subatòmiques recreen les condicions sota les quals l’Univers era format per un plasma dens i calent de partícules altament energètiques.

Segons la teoria de la relativitat general d’Einstein, la interacció gravitatòria entre el Sol i la Terra (G) es genera a causa de la curvatura que produeixen les masses d’aquests dos astres en el teixit còsmic de l’espaitemps del seu voltant.

A partir de fonts diverses

Les interaccions gravitatòries tenen un paper essencial en els moviments pròxims a la superfície de la Terra i en el comportament a gran escala de l’Univers actual. Totes les altres forces fonamentals són apantallades: les interaccions febles –responsables de la inestabilitat de nuclis i partícules– i les interaccions fortes –responsables de l’estructura de nuclis i hadrons–, a causa del seu curt abast, i les interaccions electromagnètiques perquè la matèria agregada s’organitza en termes de components atomicomoleculars neutres. En l’altre extrem, la interacció gravitatòria és la més feble de totes les interaccions a escala microscòpica i no té un paper rellevant en la física de partícules elementals, però presenta la propietat de ser “coherent" amb la matèria agregada, perquè el seu acoblament efectiu ve donat per la massa global proporcional al nombre de constituents.

Un dels grans èxits de la mecànica newtoniana, que inclou la llei de la gravitació universal, va ser explicar el moviment dels planetes del sistema solar (les lleis de Kepler). L’evidència astrofísica –l’observació del moviment de les estrelles binàries al voltant del seu centre de masses, per exemple– demostra que les interaccions gravitatòries també operen en sistemes astronòmics més grans, com ara estrelles, galàxies i nebuloses. La mecànica newtoniana incorpora el principi d’equivalència de Galileu –que afirma que tots els cossos pròxims a la superfície terrestre cauen amb igual acceleració– a través de la igualtat entre la massa inercial (la inèrcia a qualsevol canvi de moviment) i la massa gravitatòria (l’acoblament amb un camp gravitatori). Aquest principi d’equivalència és el fonament de la teoria de la relativitat general d’Einstein, per la qual els fenòmens gravitatoris estan associats a una modificació de la geometria de l’espaitemps.

La relativitat general inclou la teoria newtoniana en el límit en què aquesta modificació de la geometria és feble, i és la base de la descripció de l’Univers a gran escala.

L’Univers observable i l’Univers visible

L’Univers es defineix com la totalitat d’allò que existeix, inclosos l’espai, el temps, la matèria, l’energia, els planetes, les estrelles, les galàxies, l’espai intergalàctic, etc. Però no tot allò que existeix a l’Univers es pot observar, de manera que es pot parlar d’un univers observable i d’un univers total, una part del qual no és possible observar. El primer és constituït per les galàxies, que actualment es poden observar gràcies al fet que la llum i altres senyals que en procedeixen han tingut prou temps per a arribar a la Terra des de l’inici de l’expansió còsmica. Atès que, d’acord amb el principi cosmològic, l’Univers és isòtrop, els límits de l’Univers observable dibuixen un volum esfèric centrat en l’observador, independentment de quina sigui la forma de l’univers total. Cada punt de l’Univers té, per tant, el seu propi Univers observable, que es pot superposar, en menor o major grau, amb l’Univers observable centrat en la Terra.

Com que l’Univers té una edat de 14.000 Ma, es podria pensar que el radi de l’Univers equival a 14.000 milions d’anys llum. Però en realitat és molt més gran, ja que durant els 14.000 Ma d’història de l’Univers l’espai existent entre els primers fotons emesos i els observadors terrestres s’ha anat expandint. A causa de l’expansió de l’espai en el temps, actualment es poden observar objectes que originalment eren molt més a prop entre ells. Per tant, el radi de l’Univers observable no és de 14.000 milions d’anys llum, sinó d’uns 47.000 milions d’anys llum. Aquesta és la distància que poden haver recorregut la llum primigènia i altres senyals (com els neutrins i les ones gravitacionals, que es propaguen a la mateixa velocitat que la llum) des de l’objecte que les va emetre fins a un observador actual situat a la Terra. Però a la pràctica, només és possible veure la llum de l’Univers primigeni i, en general, altres senyals de l’espectre electromagnètic, des del moment en què els fotons d’aquesta llum no van ser immediatament reabsorbits per altres partícules carregades. I el plasma que existia abans de la recombinació de les partícules elementals per a formar matèria agregada neutra era ple de partícules carregades. Com que la transició des del plasma primigeni a la matèria formada per àtoms va tenir lloc uns 380 Ka després del Big Bang, la llum més antiga que podem veure és d’aquesta època. Això vol dir que cal distingir entre l’Univers “observable" i l’Univers “visible". El segon té un radi d’uns 46.000 Ma, un 2% més petit que el primer. La superfície exterior esfèrica de l’Univers visible és formada pel conjunt de punts emissors de llum, o d’un altre tipus de radiació, situats a la distància justa perquè els fotons que van emetre en el moment de la recombinació de les partícules elementals en àtoms estigui arribant a la Terra en aquest precís instant. Els fotons emesos des d’aquesta superfície són els que es detecten avui en forma de radiació còsmica de fons de microones o CMBR (de l’anglès Cosmic Microwave Background Radiation).

L’Univers visible conté entre 3 i 100 vegades 10²² estrelles, organitzades en més de 80.000 milions de galàxies, que, al seu torn, formen cúmuls i supercúmuls. Una estrella típica conté uns 10⁵⁷ àtoms. Una galàxia típica té 400.000 milions d’estrelles, i probablement a l’Univers visible hi ha 80.000 milions de galàxies, a més de gas intergalàctic. En conseqüència, el nombre d’àtoms de l’Univers visible s’aproxima als 10⁸⁰. Actualment aquests àtoms constitueixen la matèria agregada dels elements atòmics i moleculars.

L’origen dels elements en l’Univers visible

Defecte de massa per nucleó (protó o neutró) dels diferents nuclis atòmics en funció del seu nombre atòmic (Z). El defecte de massa d’un nucli, o diferència entre la suma de les masses dels nucleons que el componen i la massa d’aquest nucli, és proporcional a l’energia d’enllaç nuclear.

A partir de fonts diverses.

La major part dels elements de l’Univers visible es van formar al llarg de la vida de les estrelles o bé durant les seves morts explosives. Però una part es van formar abans que les estrelles, a l’Univers inicial. La branca de la ciència que, entre altres coses, investiga la formació dels elements a l’interior de les estrelles i a l’Univers primigeni és la física nuclear, una disciplina que ha estat desenvolupada al llarg del segle XX. Distingim entre la nucleosíntesi estel·lar, o formació dels nuclis dels diferents elements dins les estrelles, de la nucleosíntesi primordial, la que va tenir lloc a l’Univers inicial.

Per a comprendre la nucleosíntesi estel·lar cal tenir present que l’energia d’enllaç nuclear per nucleó, que uneix els protons i els neutrons d’un nucli atòmic, creix en passar dels nuclis lleugers als mitjanament pesants (situats a la regió del ferro), i decreix posteriorment per als nuclis més pesants. Per tant, des del punt de vista del balanç energètic, la fusió de dos elements lleugers per a originar-ne un de mitjanament pesant és energèticament favorable. Per això a les estrelles es produeix de manera espontània la fusió de nuclis d’hidrogen, procés que allibera energia i que, alhora, origina heli. Altres processos espontanis de fusió nuclear originen nou elements de la taula periòdica de massa més gran que l’hidrogen, és a dir, fins al ferro. Aquestes reaccions proporcionen una pressió cap a l’exterior que compensa la pressió gravitacional cap a l’interior i que es tradueix en l’emissió de fotons i neutrins –una bona font d’informació de l’interior de l’estrella–. Els fotons interaccionen amb la mateixa matèria estel·lar, de tal manera que es mantenen a l’interior de l’estrella durant milions d’anys abans de ser emesos. En canvi, els neutrins tenen una interacció molt feble amb la matèria i aviat abandonen l’estrella. En el cas del Sol, per exemple, un neutrí acabat de generar triga vuit minuts a arribar a la superfície terrestre. Aquests neutrins procedents del Sol s’han pogut detectar a la Terra les últimes dècades, i això ha constituït una prova definitiva que l’energia emesa pel Sol s’origina en les reaccions nuclears de fusió.

A l’interior del Sol i de les estrelles té lloc un procés de fusió nuclear que origina heli a partir d’hidrogen. En aquesta reacció s’emet energia en forma de llum, però també de neutrins.

NASA / ESA.

Però les reaccions de fusió només poden tenir lloc de manera espontània per elements menys pesants que el ferro, ja que per als més pesants l’energia d’enllaç nuclear per nucleó decreix i per tant la seva formació consumeix energia. La major part dels elements pesants són produïts en uns quants minuts i de manera violenta durant els darrers instants de la vida d’estrelles molt massives, les capes externes de les quals són expulsades en explosions de supernova. Quan una estrella molt massiva esgota els elements de les reaccions de fusió, el balanç de pressió es trenca i l’autointeracció gravitatòria de l’estrella condueix a una ràpida implosió de les regions externes cap a un nucli central de matèria neutronitzada. El subsegüent rebot provoca una explosió violenta i espectacular que expulsa el material extern a l’espai. Aquest mecanisme permet tant la formació dels elements més pesants com la seva introducció en l’espai interestel·lar. El romanent de l’estrella neutronitzada, d’altíssima densitat, és una estrella de neutrons.

En la nebulosa del Cranc hi ha les restes d’una supernova que observaren per primera vegada astrònoms xinesos i àrabs el 1054. Aquell any va esdevenir l’objecte més brillant del cel després de la Lluna i durant dos anys més es va poder observar a ull nu.

NASA / ESA / J. Hester, A. Loll (ASU).

La fusió nuclear de l’interior de les estrelles i les explosions de supernova poden explicar la formació dels diferents elements de l’Univers i la proporció en què es troben, però no en el cas de l’heli, que és més abundant del que caldria esperar. Es calcula que el 90% de l’heli trobat en les estrelles es deu haver produït abans del naixement de la Via Làctia. El seu origen es remunta a l’Univers primordial.

L’Univers en expansió

Fins al segle XX se suposava que l’Univers era estàtic; les estrelles es podien moure les unes respecte de les altres, però mai s’havia pensat que hi havia una expansió o una contracció globals del conjunt de l’Univers. Aquesta idea la van introduir una sèrie de descobriments realitzats durant la dècada de 1920 que van representar l’inici de la cosmologia observacional.

L’astrònom nord-americà Edwin Powell Hubble (1889 – 1953) es va adonar que els espectres de la llum de les galàxies molt distants mostraven, sistemàticament, un desplaçament cap a longituds d’ona més llargues, és a dir, un desplaçament cap al vermell. Això volia dir que estaven retrocedint respecte de la Terra, però que també s’allunyaven les unes de les altres. Els càlculs de Hubble van demostrar que la velocitat de retrocés (v) d’una galàxia era proporcional a la distància (d) a la qual la galàxia es trobava de la Terra, cosa que va expressar en la llei de Hubble: v = H · d, on H és una constant de proporcionalitat que pren el valor de 2,2 · 10⁻¹⁸/s. La llei de Hubble és l’única llei que manté la mateixa distribució relativa de les galàxies en temps diferents. No hi ha cap punt privilegiat en la distribució lineal, i això és vàlid en totes les direccions de l’espai. Per tant, d’acord amb la llei de Hubble, no hi ha cap raó per a pensar que la Via Làctia es troba al centre de l’Univers, ni tan sols si es pren com a referència per a les observacions. D’aquí es dedueix que l’espai s’expandeix en el temps, i que la història de l’Univers és la història del temps. Aquesta idea fonamental constitueix el principi cosmològic ja esmentat. Existeixen fluctuacions locals de densitat i temperatura, però globalment l’Univers és homogeni i isòtrop. Per tant, la constant de Hubble és constant en l’espai, i les lleis de la física són les mateixes en tots els seus punts.

L’expansió de l’Univers satisfà un principi cosmològic compatible amb la llei de Hubble, segons la qual les galàxies s’allunyen les unes de les altres a una velocitat (v) proporcional a la distància (d) que les separa. El principi cosmològic diu que no hi ha cap centre de l’Univers ni cap direcció privilegiada. Quan v = H · d, tal com afirma la llei de Hubble, la distribució temporal relativa de cinc punts de l’Univers en els instants t i 2t no varia. Però si, per exemple, v = constant, aquestes distribucions són molt diferents en els instants t i 2t i hi hauria un centre.

S. Torres Arzayús.

Però la llei de Hubble també suggereix que en algun temps del passat, tota la matèria de l’Univers es trobava molt més concentrada i calenta del que ho està ara. Aleshores, la matèria i l’energia van ser impulsades per una explosió immensa, anomenada la Gran Explosió o Big Bang, que proporcionà energia cinètica a l’Univers. D’acord amb la llei de Hubble, el temps necessari perquè un senyal viatgi des del Big Bang fins a la Terra és del voltant de 1/H = 1,4 · 10¹⁰ anys. Aquesta és l’edat actual de l’Univers.

En la teoria de la relativitat general d’Einstein, l’increment de longitud d’ona dels espectres de les galàxies l’explica la mateixa expansió de l’espai. Per comprendre com és possible una expansió sense un centre es pot imaginar la superfície d’una esfera, el radi (R) de la qual augmenta amb el temps cosmològic. Aleshores no hi ha cap centre en la superfície en expansió i tots els objectes puntuals de la superfície esfèrica retrocedeixen els uns respecte dels altres. En aquest símil l’espai es mostra infinit, encara que és acotat. La quantitat R és el radi de curvatura en cada punt, així com un factor d’escala que depèn del temps cosmològic, que canvia amb l’expansió. Qualsevol longitud en l’espai intergalàctic és proporcional a R. D’acord amb aquesta visió, l’increment de longitud d’ona amb el temps cosmològic és un desplaçament cosmològic cap al vermell, i no és pas causat per un moviment relatiu de les galàxies. Com més lluny es troba un objecte, més li costa a la llum arribar a l’observador, i més gran és el canvi en R i en la longitud d’ona. Si en la llei de Hubble la distància és suficientment gran, la velocitat d’expansió pot ser més gran que la velocitat de la llum. No hi ha cap problema amb aquest resultat: indica que la regió més distant de l’Univers queda més enllà de l’horitzó observable i cap senyal que s’hi emet és capaç d’arribar a l’observador. D’això es conclou que l’espai s’expandeix amb el temps.

La llei de Hubble relaciona la velocitat d’expansió amb la distància espacial. Però l’expansió també depèn del temps cosmològic. Fins no fa gaire, la comunitat científica estava convençuda que existia una pressió negativa (cap a l’interior de l’Univers) deguda a l’atracció gravitatòria, que conduiria amb el temps a una desacceleració de l’expansió de l’Univers. Però el 1998 la cosmologia es va haver de replantejar aquestes suposicions en publicar-se les troballes que el 2011 han atorgat el premi Nobel de física als nord-americans Saul Perlmutter (n. 1959), Brian P. Schmidt (n. 1967) i Adam Guy Riess (n. 1969). Aquests científics van demostrar que la llum que emeten les supernoves de tipus Ia, que corresponen a l’explosió d’una vella estrella compacta tan pesant com el Sol i tan petita com la Terra, és més feble de l’esperada. Això indica que l’expansió de l’Univers s’accelera.

L’acceleració de l’Univers requereix la presència d’una energia capaç de proporcionar una pressió positiva cap a fora, contrària a l’exercida per la força de gravetat de la matèria. Per referir-se a aquesta energia que accelera l’Univers s’ha encunyat el nom d’energia fosca, però la seva naturalesa és un enigma. Juntament amb l’origen de la massa, l’energia fosca planteja un dels problemes més importants de la física actual.

La història de l’Univers

La història de l’Univers s’inicià amb el Big Bang, que expulsà matèria i energia en totes direccions. A mesura que l’Univers s’expandí i es refredà, la matèria s’organitzà. Cap als 100 s es va iniciar la nucleosíntesi primordial d’elements lleugers. Cap als 380 Ka es van formar els àtoms.

A partir de fonts diverses.

És possible reconstruir una història de l’Univers a partir d’alguns fets cosmològics observacionals i d’acord amb la teoria que explica les interaccions fonamentals entre les partícules elementals, que ha estat comprovada en experiments de física d’altes energies fins a uns centenars de gigaelectronvolts. A energies més altes i distàncies més curtes s’ha de parlar de “terra ignota" i, per tant, les descripcions, de moment, són especulacions no comprovades en la teoria de la física de partícules.

Aquesta història, però, no es pot remuntar més enllà de l’anomenat temps de Planck, que és d’uns 10^–43 s, perquè per a temps anteriors no es disposa de cap teoria consistent de la gravetat quàntica. Entre l’instant zero i el temps de Planck no existien partícules elementals i les quatre forces d’interacció que actuen avui en l’Univers (la interacció gravitatòria, la interacció nuclear forta, la interacció nuclear feble i la interacció electromagnètica) estaven unificades en una única força fonamental. A aquest primer període de temps de la història de l’Univers, se l’anomena era o època de Planck.

En el temps de Planck la temperatura de l’Univers era 10³² K, i l’energia mitjana per partícula era l’energia de Planck, d’1,2 · 10¹⁹ GeV. Seguint les especulacions actuals en física de partícules, en el període comprès entre els 10^–43 i els 10^–35 s, la interacció nuclear forta, la feble i l’electromagnètica continuaven unificades, però la interacció gravitatòria ja se n’havia separat, perquè l’Univers s’expandia i es refredava. El que hi havia aleshores era un plasma de quarks i leptons. Als 10^–35 s, la temperatura havia disminuït a uns 10²⁷ K i l’energia mitjana per partícula, a 10¹⁴ GeV. Per sota d’aquesta energia, la força d’interacció forta se separa de la interacció unificada electrofeble.

D’acord amb el model inflacionari de l’Univers, necessari per a comprendre algunes propietats de l’Univers actual, en aquests temps primitius es va produir un període d’expansió molt ràpida. Aleshores l’Univers era un plasma format per quarks, leptons i partícules responsables de les interaccions fonamentals: gluons per a la interacció nuclear forta, fotons per a la interacció electromagnètica, i bosons W^± i Z per a la interacció feble. Des del període inflacionari de l’expansió ràpida fins als 10⁻¹² s, l’Univers es va continuar expandint, bé que més lentament, i la seva temperatura va seguir disminuint fins que assolí els 10¹⁵ K. Aleshores les energies típiques de les partícules eren d’uns 100 GeV. En alguna època, entre els 10⁻³⁵ s de l’escala de gran unificació de les interaccions forta i electrofeble i els 10⁻¹² s de l’escala electrofeble, va ocórrer la bariogènesi. És un fet observat que l’Univers actual és constituït per matèria i no antimatèria. Bariogènesi és el terme genèric per a descriure els processos físics que van produir aquesta asimetria entre la matèria i l’antimatèria en l’Univers primitiu. Encara que les condicions per a poder explicar la bariogènesi són conegudes i presents en el model estàndard de física de partícules, ens trobem molt lluny de donar compte d’una explicació quantitativa d’aquests fenòmens. Es necessita una nova física. És altament probable que aquesta prehistòria de l’Univers, abans dels 10⁻¹² s, hagi de ser revisada i reescrita en el futur, quan la ciència cosmològica disposi de nous avenços sobre el coneixement de la física de partícules. De moment, i gràcies a les observacions cosmològiques dels darrers temps, se sap que a l’Univers hi ha més components d’energia-matèria que els que descriu el model estàndard actual de la física de partícules. Per tant, s’espera que els resultats dels experiments que es duran a terme amb l’accelerador de partícules LHC, ja en funcionament i de prestacions excellents, aportin nous descobriments.

Als 10⁻¹² s s’entrà en el període que es pot anomenar històric, ja que l’evolució de l’Univers a partir d’aleshores l’ha pogut estudiar i descriure la física de partícules elementals gràcies a l’ús d’acceleradors. A més a més, es disposa d’alguns “fòssils cosmològics" d’aquesta època, radiacions romanents d’aquells temps que es poden estudiar amb molt detall. En passar a l’època històrica, les energies mitjanes de les partícules ja no eren prou altes per a mantenir el quark més pesant de tots, el quark top, ni tampoc els bosons mediadors de la interacció feble W^± i Z en equilibri, de manera que aquestes partícules es van desintegrar i van desaparèixer.

Un moment particularment significatiu en l’evolució de l’Univers va ser el de la transició dels quarks als hadrons, que va tenir lloc aproximadament cap als 10⁻⁶ s, quan la temperatura era de 10¹³ K i l’energia mitjana per partícula, al voltant d’1 GeV. Un altre fenomen importantíssim, que va tenir lloc al voltant del temps t = 1 s, va ser el desacoblament dels neutrins, unes partícules elementals que pertanyen a la família dels leptons. En l’Univers primordial els neutrins estaven en equilibri dinàmic a través de la seva creació i aniquilació en processos d’interacció feble a altes energies, perquè la freqüència d’aquesta interacció era més gran que la d’expansió de l’Univers. Però, a energies per sota d’1 MeV, les interaccions dels neutrins són massa febles i els neutrins es desacoblen del plasma. Des d’aleshores els neutrins estables han constituït una radiació de fons, ja que l’Univers s’ha continuat refredant i no ha afectat la seva distribució d’energies. La temperatura actual d’aquest fons de neutrins és d’1,96 K. Cal dir, però, que aquesta radiació de fons de neutrins encara no s’ha pogut observar, ja que interactua molt feblement amb la matèria.

En el moment que es produïa el desacoblament dels neutrins, quan t = 1 s, només els nucleons, d’entre tots els hadrons, eren estables, i cap als 100 s neutrons i protons existien en la proporció d’1 a 7. Aleshores les energies eren les típiques de l’enllaç nuclear, 1 MeV, i va començar la nucleosíntesi primordial. Els càlculs teòrics de l’abundància dels elements lleugers produïts en aquesta nucleosíntesi inicial estan totalment d’acord amb les abundàncies observades en l’Univers, cosa que representa un gran triomf de la teoria cosmològica del Big Bang.

En el període temporal comprès entre 1 s i 380 mil anys, la densitat d’energia de la radiació electromagnètica era més gran que la de matèria, raó per la qual es parla de l’era de la radiació. Aleshores a l’Univers ja hi havia nuclis atòmics lleugers amb una càrrega elèctrica positiva, ja que s’havien originat en la nucleosíntesi primordial, i la seva càr rega era compensada per una quantitat igual de càrrega negativa en forma d’electrons lliures en equilibri amb la radiació electromagnètica. Com que la densitat d’energia de la radiació decreix més ràpidament amb la temperatura de l’Univers que la densitat d’energia de la matèria, perquè els fotons no tenen massa, a uns 380 Ka les dues densitats d’energia van quedar igualades. En aquell moment la temperatura, d’uns 3.000 K, ja no era prou alta per a mantenir els electrons i els nuclis lliures carregats separadament, de manera que es van combinar els uns amb els altres i van formar àtoms estables neutres. Aquest fenomen es coneix amb el nom de recombinació. Sense electrons lliures, la radiació electromagnè tica ja no pot interaccionar de manera important amb la matèria, i l’Univers queda “transparent" perquè la radiació es desacobla de la matèria. La longitud d’ona d’aquesta radiació creix amb l’expansió de l’Univers i és una mesura del factor d’escala R: el que era una radiació de cos negre a la temperatura de 3.000 K en el moment que es va desacoblar de la matèria, ha passat a ser, a causa de l’expansió de l’Univers, un fons actual de radiació de microones de 2,7 K, ja que a aquesta temperatura els fotons tenen la longitud d’ona corresponent a la radiació de microones de l’espectre electromagnètic. Aquesta radiació de fons de l’Univers va ser descoberta i mesurada el 1964 per l’astrofísic alemany Arno Allan Penzias (n. 1933) i el físic nord-americà Robert Woodrow Wilson (n. 1936), cosa que representa un altre triomf grandiós del model cosmològic estàndard del Big Bang.

A partir de la recombinació que havia generat hidrogen atòmic i heli, quan l’Univers tenia una edat de 380.000 anys, s’entrà en l’era dominada per la matèria, durant la qual es formen les estrelles i les galàxies. Les galàxies s’agrupen en cúmuls i supercúmuls, de manera que en l’estructura a gran escala de l’Univers queden grans regions sense matèria visible. Comprendre el procés de formació d’aquesta estructura a gran escala és un dels problemes importants de la cosmologia.

L’existència de matèria fosca: la segona revolució copernicana

Composició actual de l’Univers (a dalt) i en el moment de la recombinació de partícules subatòmiques que va generar els àtoms, 380 Ka després del Big Bang (a baix). El descobriment que tan sols el 5% de la matèria de l’Univers és matèria ordinària ha modificat la cosmologia de tal manera que es pot parlar d’una segona revolució copernicana.

NASA / WMAP Science Team.

Al segle XVI l’astrònom polonès Nicolau Copèrnic (1473 – 1543) va revolucionar l’astronomia en substituir un cosmos finit centrat en l’ésser humà per un univers infinit i homogeni disposat al voltant del Sol. Posteriorment es va descobrir que ni tan sols el Sol és el centre de l’Univers, ja que el sistema solar és un més dels molts sistemes planetaris ordinaris que resideixen als suburbis de la Via Làctia. Finalment, el principi cosmològic, segons el qual l’Univers és homogeni i isòtrop, ha obligat a abandonar definitivament la idea que l’home, o qualsevol altre centre, ocupa un lloc especial en l’Univers.

Si bé l’Univers és globalment homogeni, s’observa que té una estructura granular. Es creu que petites fluctuacions a l’atzar d’una densitat d’energia originàriament uniforme han generat petites agrupacions de densitat més elevada, en un procés molt semblant a la formació dels núvols. Les fluctuacions de la densitat inicial que van fer arrancar la granulació van haver de començar en un temps no gaire tardà de l’evolució de l’Univers. Això vol dir que es disposa dels resultats de l’estructuració a gran escala de l’Univers, i que la radiació de fons a 3 K que s’observa avui, al cap de 14.000 Ma, ha de contenir memòria d’aquestes primeres fluctuacions de la densitat inicial. En efecte, el 1992 el satèl·lit COBE (de l’anglès Cosmic Background Explorer, ‘Explorador Còsmic de l’Espai Profund’) de la NASA va descobrir petites no-uniformitats i anisotropies en la radiació de fons que eren consistents amb la granularitat observada en la distribució de matèria en l’Univers. Aquestes anisotropies han estat estudiades posteriorment amb més detall per un altre satèl·lit de la NASA, el WMAP (de l’anglès Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, ‘Sonda Wilkinson d’Anisotropia de Microones’) i això ha fet possible mesurar el contingut de matèria-energia de l’Univers actual. Els resultats finals són espectaculars: l’Univers conté un 28% de matèria. Com que la matèria visible directament és només d’un 5%, això vol dir que el 23% restant és matèria no convencional o fosca. De fet, la necessitat de l’existència d’una matèria fosca amb interacció gravitatòria ha estat present en la cosmologia durant diverses dècades (per exemple, per a poder explicar les corbes de rotació de les galàxies i l’estructura a gran escala de l’Univers). Un altre descobriment important és el d’una nova pressió repulsiva, que correspon al 73% de densitat d’energia i que completa el balanç energètic. Aquesta contribució positiva al balanç d’energia, fins ara desconeguda, és compatible amb l’energia fosca introduïda per explicar l’acceleració actual de l’expansió de l’Univers a causa d’algun tipus de força repulsiva. Per tant, l’energia fosca és del 72%.

En un futur proper, el satèl·lit Planck de l’ESA examinarà la radiació còsmica de fons amb una sensibilitat, una resolució i un abast de freqüències mai obtingudes abans, i afinarà encara més tots aquests resultats. Aleshores potser dades inesperades conduiran a noves idees i conceptes. De moment ja sabem que no tan sols no estem a cap centre de l’Univers, sinó que la major part del contingut de l’Univers (el 95%) és format per alguna cosa diferent del material de què estem fets els humans. Aquest descobriment es pot considerar una segona revolució copernicana.

Observacions que confirmen l’existència de la matèria fosca

Els científics infereixen que la matèria fosca existeix gràcies als efectes gravitatoris que exerceix sobre la matèria visible i la radiació còsmica de fons, però no és detectable en forma de radiació electromagnètica emesa o dispersada. La seva existència és justificada per les discrepàncies existents entre les mesures de la massa de galàxies, cúmuls de galàxies i l’Univers sencer preses a través d’efectes dinàmics i les mesures basades en la massa de la matèria “lluminosa" visible que contenen aquests objectes: estrelles, gas i pols del medi interestel·lar i intergalàctic. De fet, la matèria fosca va ser postulada per l’astrònom suís Fritz Zwicky (1898 – 1974) el 1934 per explicar la “massa faltant" en les velocitats orbitals de les galàxies dels cúmuls. Més endavant, altres observacions –com les corbes de rotació galàctiques, la dispersió de velocitats de les galàxies, les lents gravitatòries, etc.– han donat també proves de la presència de matèria fosca en l’Univers.

Corbes de rotació i dispersió de velocitats de les galàxies

La corba de rotació dels objectes més exteriors d’una galàxia espiral típica (vermell), com per exemple la M33 o galàxia del Triangle, no coincideix amb la que s’espera trobar a partir de l’anàlisi del seu disc lluminós segons les teories keplerianes (verd). L’existència de matèria fosca pot explicar la diferència entre les dues corbes.

A partir de fonts diverses.

Des de la dècada de 1970 es disposa de mesures d’alta precisió de les corbes de rotació dels objectes més exteriors de les galàxies espirals, i s’ha observat que aquestes corbes no coincideixen amb les corbes teòriques que s’obtenen aplicant les lleis de Kepler. La major part dels objectes hi orbiten a la mateixa velocitat, independentment de la seva distància al disc lluminós central, cosa que confereix una forma plana a la corba de rotació de la galàxia. Per a explicar aquesta forma plana caldria que les galàxies espirals tinguessin una massa molt més gran que l’observada. I d’aquesta massa extra en pot donar compte la matèria fosca, que és continguda en el seu halo fosc. Les corbes de rotació, tant per baixa com per alta lluminositat superficial, indiquen un perfil de densitat universal, que es pot expressar com la suma d’un disc estel·lar estret i un halo de matèria fosca esfèric de densitat uniforme que abasta fins a grans distàncies.

També les galàxies el·líptiques tenen un contingut en matèria fosca relativament alt, tal com es dedueix de les mesures de dispersió de les seves velocitats (la dispersió de velocitats d’un grup d’objectes, com per exemple un cúmul d’estrelles al voltant d’una galàxia, és l’abast de les velocitats d’aquests objectes respecte de la velocitat mitjana).

Cúmuls de galàxies i lents gravitatòries. El cúmul de la Bala

L’evidència observacional més directa de matèria fosca s’ha trobat en un sistema conegut com el cúmul de la Bala, on la col·lisió de dos cúmuls va separar la matèria ordinària (en rosa) de la matèria fosca (en blau).

NASA/CXC/CfA/Markevitch i altres.

Una lent gravitatòria es forma quan la llum d’una font molt distant i brillant es doblega o es corba en passar a prop d’un objecte massiu, com ara un cúmul de galàxies. L’efecte de lent gravitatòria de la teoria de la relativitat general prediu les masses dels cúmuls que corben la llum, de tal manera que mesurant la geometria distorsionada de la trajectòria de la llum es pot obtenir la massa del cúmul responsable del fenomen.

En la major part de l’Univers, la matèria fosca i la matèria visible es troben juntes, tal com s’espera a causa de la seva atracció gravitatòria mútua. En el cúmul de la Bala, però, una col·lisió entre dos cúmuls de galàxies ha originat una separació de la matèria fosca i la matèria ordinària. Les observacions demostren que molta matèria ordinària, en forma de gas o plasma, es concentra al centre del cúmul. Les interaccions electromagnètiques, que no afecten la matèria fosca però sí l’ordinària, frenen les partícules del gas, que resten a prop del punt d’impacte i són detectades amb telescopis de raigs X. Per contra, les observacions del mateix cúmul a través de l’efecte de lent gravitatòria demostren que la major part de la massa es troba fora de la regió central de gas, cosa que indica que els components de matèria fosca dels dos cúmuls van passar un a través de l’altre sense frenar-se de manera substancial.

La composició de la matèria fosca

Encara que les observacions demostren que per a explicar l’estructura a gran escala de l’Univers cal una quantitat significativa de matèria no ordinària o fosca, la composició d’aquesta matèria no es coneix. S’han proposat diferents models per a explicar de què podria estar feta. D’acord amb un primer model, hi hauria una matèria fosca calenta formada per partícules elementals lleugeres que es desplacen a velocitats relativistes, que podrien ser neutrins. Un altre model parla de matèria fosca constituïda per neutrons i protons, igual que la matèria ordinària però no visible, com ara planetes molt massius o forats negres no detectats fins ara. Tant l’una com l’altra, però, poden representar només una part molt petita del total de matèria fosca i no podem explicar la formació d’estructures. Per això és àmpliament acceptat un tercer model, el de la matèria fosca freda, no ordinària, composta per partícules elementals desconegudes que es mouen a velocitats no-relativistes.

Candidats a constituir la matèria fosca freda

Una propietat important de la matèria fosca és que es comporta com un fluid perfecte, és a dir, no té cap resistència interna o viscositat. Això significa que les partícules de matèria fosca no interactuen entre elles a través d’interaccions fortes o electromagnètiques. A més a més, per a explicar l’estructura a gran escala de l’Univers, s’ha d’invocar l’existència de matèria fosca freda. Calen, per tant, les anomenades partícules massives que interaccionen feblement o WIMP (de l’anglès Weakly Interacting Massive Particles). El model estàndard de física de partícules no contempla partícules d’aquestes característiques, però sí que poden existir en extensions del model estàndard, com per exemple en molts dels anomenats models supersimètrics. Aquests models proposen com a candidats a constituir la matèria fosca freda estable unes partícules supersimètriques que serien les més lleugeres de totes i que reben el nom de LSP (de l’anglès Lightest Supersymmetric Particle). Un neutralí és un exemple de LSP hipotètica amb les propietats de les WIMP. Alternativament, segons extensions no-supersimètriques del model estàndard poden existir un tipus de neutrins, diferents dels descrits pel model estàndard, que sí que podrien ser candidats a formar la matèria fosca freda. Aquests neutrins no interaccionen amb la matèria mitjançant interaccions febles com ho fan els neutrins ordinaris, raó per la qual reben el qualificatiu d’estèrils.

Detecció i producció de matèria fosca freda

Actualment es duen a terme diversos experiments (requadres blaus) de detecció de partícules WIMP, els quals intenten percebre els efectes d’ionització, centelleig o calor que produeixen aquestes partícules quan impacten contra el nucli atòmic d’un material ordinari, ja sigui un gas, un líquid o un cristall.

Aspera.

Si la matèria fosca de la Via Làctia és feta de WIMP, un gran nombre d’aquestes partícules ha de passar a través de la Terra cada segon. Diversos experiments que es duen a terme actualment, i altres que s’estan planificant, intenten detectar de manera directa o indirecta les WIMP que arriben a la Terra.

Per a detectar WIMP directament cal reconèixer els efectes o senyals que aquestes partícules produeixen en els nuclis atòmics de la matèria ordinària quan hi impacten i els fan retrocedir: ionització, centelleig o calor. Els experiments de detecció directa de WIMP es duen a terme en laboratoris subterranis profunds per tal de reduir el fons no desitjat de partícules que arriben del cosmos. Per exemple, el Laboratori Soterrani de Canfranc (LSC), a Osca, se situa sota un cim muntanyós que li proporciona un escut contra els raigs còsmics equivalent al de 2.540 m d’aigua. Altres laboratoris europeus detectors de WIMP són el laboratori del Gran Sasso (Itàlia), el de Frejús (França) i el de Boulby (Gran Bretanya). Alguns dels experiments que s’hi duen a terme poden detectar dos efectes diferents de l’impacte de les WIMP sobre els nuclis atòmics i són capaços de distingir les partícules dispersades pels electrons de la matèria de les partícules WIMP de matèria fosca dispersades pels nuclis.

La modulació anual del senyal atribuït a les WIMP observat per l’experiment DAMA/LIBRA del laboratori nacional del Gran Sasso d’Itàlia podria ser causada pel desplaçament anual de la Terra a través de l’halo de matèria fosca que envolta la Via Làctia. El senyal es pot atribuir a una partícula de matèria fosca d’una massa aproximada de 7 GeV/c².

DAMA.

Dos experiments de detecció de WIMP, el DAMA/LIBRA, fet al laboratori nacional del Gran Sasso, i el CoGeNT, que es duu a terme al laboratori subterrani de Soudan (Estats Units), han detectat una modulació anual dels senyals intrigant (per a la matèria fosca atrapada al sistema solar, i a causa del moviment de la Terra al voltant del Sol, s’espera una modulació anual de la freqüència d’esdeveniments). Si el senyal és atribuït veritablement a partícules WIMP, estaria indicant que aquestes partícules tenen una massa baixa a la regió de 10 GeV. Aquest detector no disposa d’un mètode per a identificar el retrocés nuclear, tan sols la modulació anual del senyal. Però potser un altre experiment com l’ANAIS, que està en funcionament al laboratori de Canfranc, basat en una tecnologia similar, podrà comprovar els resultats del DAMA. Cal tenir present que els experiments de detecció directa que identifiquen el retrocés nuclear són més sensibles a la regió d’alta massa de les WIMP, de 100 GeV o més, i no han detectat cap senyal fins ara. Seria interessant que poguessin estendre la seva sensibilitat a la regió de massa baixa de les WIMP per comparar les seves observacions amb els resultats del DAMA.

Fracció de positrons detectada en els raigs còsmics per la missió espacial PAMELA (en vermell) comparada amb els resultats que s’esperarien d’una producció secundària de positrons deguda a les col·lisions dels raigs còsmics d’alta energia amb el medi interestel·lar (línia negra). L’excés de positrons observat pel PAMELA podria ser causat per l’aniquilació de matèria fosca, cosa que en provaria l’existència.

PAMELA.

La matèria fosca existent a l’Univers també es pot detectar de manera indirecta cercant els productes de l’aniquilació de partícules WIMP. Si, com es creu, les WIMP són partícules neutres per a totes les càrregues, dues WIMP en col·lisió podrien aniquilar-se i produir raigs gamma, neutrins o parells partícula-antipartícula, com electró-positró. El senyal seria un excés significatiu de raigs gamma, positrons o antiprotons en l’halo galàctic. I efectivament, la missió espacial PAMELA, installada en un satèl·lit rus el 2006 i capaç de mesurar amb una gran precisió i sensibilitat l’abundància i l’espectre d’energia de positrons i antiprotons, ha observat un excés de positrons. Si bé és veritat que aquests positrons podrien ser produïts per l’aniquilació de matèria fosca, no es pot descartar que provinguin de fonts convencionals, com ara púlsars. D’altra banda, no s’ha observat cap excés d’antiprotons. S’espera que el detector AMS (de l’anglès Alpha Magnetic Spectrometer, ‘Espectròmetre Magnètic Alpha’), recentment instal·lat a l’Estació Espacial Internacional (EEI), ajudi a resoldre aquests dubtes.

També és fonamental produir les partícules de matèria fosca en el laboratori i estudiar-ne les propietats. L’accelerador LHC estendrà la recerca de partícules supersimètriques fins a masses molt altes. A partir d’aquestes partícules de gran massa es provocarà una cadena de desintegracions fins arribar a les LSP, com ara el neutralí, que s’hauria de manifestar en forma d’energia faltant en tot el procés. Els dos detectors ATLAS i CMS de l’LHC estan realitzant aquest estudi en el moment present. L’LHC també és capacitat per a la producció de matèria fosca directament, és a dir, per a crear partícules WIMP, que l’ATLAS i el CMS poden detectar com a energia faltant, independentment que la supersimetria sigui la seva explicació o no. La limitació més important a aquesta producció directa de partícules de matèria fosca en l’LHC és que les WIMP, tal com diu el seu nom, són partícules d’interacció feble, de manera que serà necessari acumular una alta estadística per a obtenir resultats concloents. El que queda clar de tot això és que el problema de la matèria fosca està connectat amb la recerca de noves partícules no descrites pel model estàndard. D’aquesta manera es connectaran les dues fronteres de la física, la dels nivells o distàncies més grans amb la de les distàncies més petites.

Perspectiva sobre la matèria fosca

Des de la dècada de 1930, els astrònoms començaren a descobrir que la major part de l’Univers és invisible i fet de matèria diferent a la que constitueix la matèria ordinària, com ara estrelles i galàxies. Aquesta matèria invisible fa el 90% de la massa de la nostra Galàxia, mentre que la massa visible és tan sols un 10%. En l’Univers com un tot, la matèria ordinària representa tan sols el 5%. Al voltant del 23% s’atribueix a matèria fosca que és revelada per la seva atracció gravitatòria. Des del 1998, un altra peça de l’inventari còsmic ha estat introduïda per a poder explicar l’acceleració descoberta en l’expansió de l’Univers: l’energia fosca. En una proporció del 72%, l’energia fosca domina l’evolució futura de l’Univers i el seu final.

Per als físics de partícules, el problema de la matèria fosca està connectat amb la recerca de noves partícules. Aquestes partícules, més enllà del model estàndard, no tan sols proporcionarien claus molt importants en la comprensió de l’Univers primordial, sinó que també resoldrien problemes de la física de partícules. Els primers sospitosos serien partícules neutres que interaccionen molt feblement, les WIMP, semblants als neutrins, però molt més pesants. Aquestes partícules també són suggerides per teories supersimètriques de la física de partícules.

Explotant les eines de la física de partícules i nuclear, es vol detectar i produir matèria fosca. La detecció directa busca senyals de retrocés nuclear que dispersen la matèria fosca cosmològica. Com que les WIMP interaccionen amb poca freqüència i el senyal és feble, els detectors operen en profunditats subterrànies, ben blindats del fons de la radioactivitat ambiental que pot imitar els senyals de les WIMP. La detecció indirecta busca partícules com raigs gamma, neutrins o antipartícules que podrien aparèixer com productes de l’aniquilació de WIMP en regions del cel d’alta densitat, com el Sol o el centre de la Galàxia. A més a més, les partícules de matèria fosca poden ser produïdes per interaccions de partícules d’alta energia en l’accelerador LHC del CERN.