Última actualización 5 de septiembre de 2025

¿Qué es la Materia Oscura? Lo Invisible que Estructura el Universo

Misterio Cósmico

La materia oscura es uno de los mayores misterios de la física moderna. Invisible, no emite luz ni radiación detectable, pero su influencia gravitacional es medible en todo el Universo. Según los modelos cosmológicos actuales, alrededor del 27% del contenido energético del Universo está compuesto por esta materia aún desconocida, en comparación con solo el 5% de la materia ordinaria bariónica.

Historia del Descubrimiento

La existencia de la materia oscura fue sugerida por primera vez por Fritz Zwicky (1898-1974) en 1933, al estudiar las velocidades de las galaxias en el cúmulo de Coma. Observó que la masa visible no era suficiente para mantener el cúmulo unido gravitacionalmente. Más tarde, en la década de 1970, Vera Rubin (1928-2016) midió la curva de rotación de las galaxias espirales. Contrario a la ley de Kepler, que predice una disminución de la velocidad con el radio, Rubin observó que la velocidad se estabilizaba, lo que implicaba la presencia de una masa invisible dominante.

La Prueba Espectacular del Cúmulo Bala (ver imagen)

Contexto y Descubrimiento

El cúmulo Bala (1E 0657–56), ubicado a unos 3.700 millones de años luz, se considera una demostración directa de la existencia de la materia oscura. Este cúmulo es el resultado de la colisión de dos cúmulos de galaxias (ver imagen), cuyo análisis combina datos de rayos X (en rojo) y el efecto de lente gravitacional (en azul).

Observaciones en Rayos X

Las observaciones realizadas por el satélite Chandra muestran un gas extremadamente caliente (temperatura > 10⁸ K), que irradia intensamente en rayos X. Este gas (en rojo), que constituye la mayor parte de la masa bariónica visible de los cúmulos, se frena fuertemente por las fuerzas de presión durante la colisión. Así, se acumula en el centro, entre los dos cúmulos.

Mapeo por Lentes Gravitacionales

La distribución total de masa se midió gracias al efecto de lente gravitacional en galaxias de fondo. Sorprendentemente, la masa gravitacional está desplazada con respecto al gas bariónico y se concentra alrededor de las galaxias mismas, a ambos lados de la zona de gas (en azul).

Interpretación Física

Esta clara disociación entre la materia bariónica (gas caliente, de color rojo en la imagen) y la masa gravitacional dominante (materia oscura, de color azul) se considera una prueba irrefutable de que la gravedad observada no puede explicarse solo por la materia visible. También contradice los modelos de gravedad modificada como MOND, que predicen que la distribución de masa debe seguir la de la materia bariónica.

El cúmulo Bala se presenta así como una pieza clave a favor del modelo cosmológico estándar, llamado ΛCDM, donde aproximadamente el 27% del contenido energético del Universo se atribuye a la materia oscura.

Consecuencias Cosmológicas

La materia oscura juega un papel central en la evolución del Universo:

Estructura las galaxias estabilizando sus halos.
Acelera la formación de estructuras a gran escala.
Es parte integral del modelo ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter), el modelo estándar de la cosmología.
Complementa a la energía oscura, que constituye el 68% del cosmos.

Tabla Comparativa de Hipótesis Teóricas sobre la Materia Oscura

Comparación detallada de las hipótesis sobre la materia oscura
Hipótesis	Naturaleza Física	Masa Típica	Dominio de Acción	Ventajas	Limitaciones
WIMPs	Partículas masivas de interacción débil	10 GeV – 10 TeV	Cosmología y dinámica galáctica	Predichas por extensiones del Modelo Estándar (SUSY), abundancia compatible con cálculos térmicos del Big Bang	No detectadas a pesar de décadas de experimentos directos e indirectos
Axiones	Partículas ultraligeras	10^-6 a 10^-2 eV	Cosmología, astrofísica estelar	Pueden resolver el problema de CP fuerte: la introducción de una simetría de Peccei-Quinn se rompe espontáneamente, llevando el parámetro θ de QCD a cero; la excitación cuántica de este campo es el axión	Dependen de experimentos de conversión fotón-axión (ADMX, CAST), parámetro de abundancia cosmológica incierto
MACHOs	Objetos compactos masivos (enanas marrones, agujeros negros primordiales)	0,1 – 10 M☉	Halos galácticos	Explicación astrofísica simple, observables mediante microlentes gravitacionales	Población demasiado pequeña para explicar la materia oscura total, detección estadísticamente limitada
Neutrinos Estériles	Neutrinos hipotéticos no interactivos	keV – MeV	Cosmología, formación de estructuras	Pueden explicar la materia oscura tibia, afectan la formación de estructuras pequeñas	Limitados por la radiación X y datos cosmológicos, modelo aún especulativo
MOND	Modificación de las leyes de Newton a baja aceleración	Sin partícula	Dinámica galáctica	Explica con precisión las curvas de rotación galácticas sin materia oscura	Incompatible con la cosmología (CMB, formación de cúmulos), sin detección física
Partículas Exóticas Adicionales	Ej: gravitinos, superpartículas de SUSY	10 GeV – 1 TeV	Universo primitivo, halos galácticos	Pueden ser estables a largo plazo y explicar la abundancia observada	Detección extremadamente difícil, muy dependiente del modelo teórico

Fuentes: Bertone & Tait, Nature 2022, Particle Data Group 2024, ESA Planck Mission, Bahcall et al. 1999.