<sect1 id="ai-darkmatter">

<sect1info>
<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
><address>
</address
></affiliation>
</author>
</sect1info>

<title
>Materia escura</title>
<indexterm
><primary
>Materia escura</primary>
</indexterm>

<para
>Na actualidade, os científicos atópanse cómodos coa idea de que o 90% da masa do universo está nunha forma de materia que non se pode ver. </para>

<para
>Apesar dos mapas completos do universo próximo que cobren o espectro de radio aos raios gamma, só podemos dar conta do 10% da masa do que debe haber. Como Bruce H. Margon, un astrónomo da Universidade de Washington, dixo no New York Times en 2001: <citation
>É unha situación certamente embarazosa ter que admitir que non podemos atopar o 90 por cento do universo</citation
>. </para>

<para
>O termo co que se coñece esta <quote
>materia que falta</quote
> é <firstterm
>materia escura</firstterm
> e estas dúas palabras resumen bastante ben todo o que sabemos nesta altura. Sabemos que hai <quote
>materia</quote
> porque podemos ver os efectos da súa influencia gravitatoria. Porén, a materia non emite nada de radiación electromagnética detectábel, polo que é <quote
>escura</quote
>. Existen varias teorías que explican esta masa que falta e que van desde exóticas partículas subatómicas a unha poboación de buracos negros isolados ás menos exóticas ananas marróns e brancas. O termo <quote
>masa que falta</quote
> pode ser equívoco, dado que a masa mesma non falta, só a súa luz. Mais, que é exactamente a materia negra e como sabemos que realmente existe se non a podemos ver? </para>

<para
>A historia comezou en 1933 cando o astrónomo Fritz Zwicky estaba a estudar os movementos de clústers de galaxias distantes e masivos, en concreto os clústers de Coma e de Virgo. Zwicky calculou a masa de cada galaxia do clúster baseándose na súa luminosidade e engadiu todas as masas de todas as galaxias para obter unha masa total do clúster. Despois fixo unha segunda estimación independente da masa dos clústers baseándose na medición das velocidades das galaxias individuais do clúster. Para a súa sorpresa, esta segunda estimación da <firstterm
>masa dinámica</firstterm
> era <emphasis
>400 veces</emphasis
> maior do que a estimación baseada na luz das galaxias. </para>

<para
>Ainda que as probas eran evidentes na época de Zwicky, non foi até a década de 1970 que os científicos comezaron a explorar a fondo esta discrepancia. Foi nesta altura que se comezou a tomar a serio a existencia da materia escura. A existencia desta materia non só resolvería o déficit de masa nos clústers da galaxias; tamén tería consecuencias de maior relevancia para a evolución e destino do universo mesmo. </para>

<para
>Outro fenómeno que suxire a necesidade da materia negra son as curvas rotacionais das <firstterm
>galaxias espirais</firstterm
>. As galaxias espirais conteñen unha grande poboación de estrelas que orbitan o centro galáctico en órbitas case circulares, parecido a como os planetas orbitan arredor dunha estrela. Como as órbitas planetarias, as estrelas con órbitas galácticas máis grandes deberían ter velocidades orbitais máis lentas (isto é unha afirmación da Terceira Lei de Kepler). De feito, a Terceira Lei de Kepler só se aplica a estrelas próximas do perímetro dunha galaxia espiral porque asume que a masa incluída pola órbita é constante. </para>

<para
>Porén, os astrónomos teñen feito observacións das velocidades orbitais das estrelas das partes exteriores dun gran número de galaxias espirais e nengunha delas segue a Terceira Lei de Kepler como se esperaba. No canto de enlentecer a distancias máis grandes do centro, as velocidades orbitais permanecen bastante constantes. A implicación é que a mas incluída nas órbitas de maior raio se incrementa, mesmo para as estrelas que están aparentemente perto do bordo da galaxia. Mentres están perto do bordo da parte luminosa da galaxia, a galaxia ten un perfil de masa que aparentemente continúa moito para alén das rexións ocupadas polas estrelas. </para>

<para
>Esta é outra maneira de pensalo: Considera as estrelas próximas ao perímetro dunha galaxia espiral, con velocidades orbitas observadas típicas de 200 quilómetros por segundo. Se a galaxia consistise só da materia que se pode ver, estas estrelas non tardarían en saír despedidas da galaxia porque as súas velocidades orbitais son catro veces maiores do que a velocidade de escape da galaxia. Dado que non parece que as galaxias se estean a desfacer deste xeito, ha de haber masa na galaxia da que non damos conta ao sumarmos todas as partes que podemos ver. </para>

<para
>Na literatura teñen aparecido varias teorías que dan conta da masa que falta, como <acronym
>WIMP</acronym
>s (partículas masivas interactuando debilmente), <acronym
>MACHO</acronym
> (obxectos massivos de halo compacto), buracos negros primordiais, neutrinos masivos e outras; cada unha delas ten puntos a favor e en contra. Non hai ningunha teoría aceptada pola comunidade astronómica porque até o de agora nos faltan medios para probar de maneira concluinte unha teoría contra outra.</para>

<tip>
<para
>Podes ver os clústers de galaxias que o profesor Zwicky estudou para descobrir a materia escura. Emprega a xanela de procurar obxectos do &kstars; (<keycombo action="simul"
>&Ctrl;<keycap
>F</keycap
></keycombo
>) para centrar o visor en <quote
>M 87</quote
> e atopar o Clúster de Virgo e en <quote
>NGC 4884</quote
> para atopar o Clúster de Coma. Terás que achegar o visor para ver as galaxias. Ten en conta que o Clúster de Virgo aparece moito máis grande no ceo. En realidade, Coma é o clúster máis grande; só aparece máis pequeno porque está máis lonxe. </para>
</tip>
</sect1>
