Materia oscura: lo que sabemos y lo que aún desconocemos

En este informe se presenta una revisión integral de la materia oscura —la forma hipotética de materia que constituye aproximadamente el 27% de la densidad de masa‑energía del Universo. A pesar de su omnipresente influencia gravitatoria, la materia oscura no interactúa con la radiación electromagnética, lo que la hace invisible a la observación directa. El informe aborda el contexto histórico y los fundamentos teóricos que llevaron a su postulación, y describe en detalle las pruebas observacionales contundentes obtenidas a partir de curvas de rotación de galaxias, el lente gravitatorio y el análisis del Fondo Cósmico de Microondas (FCM). Se examinan las propiedades físicas propuestas de la materia oscura, incluida su naturaleza no bariónica y su clasificación en caliente, templada y fría, así como los problemas asociados al modelo dominante de materia oscura fría (CDM). Una parte sustancial del informe está dedicada a los diversos candidatos teóricos, desde partículas masivas de interacción débil (WIMP) y axiones hasta hipótesis más exóticas, y a las metodologías experimentales complejas utilizadas para su detección directa, indirecta y en colisionadores. Para concluir, se discute el papel decisivo de la materia oscura en la formación y evolución de las estructuras cósmicas y se señalan las profundas cuestiones sin resolver que continúan estimulando la investigación avanzada en astrofísica y física de partículas elementales.

Introducción: el enigma de la materia oscura

Definición breve de la materia oscura y su papel fundamental en el Universo

La materia oscura es una forma hipotética de materia que no emite, no absorbe y no refleja radiación electromagnética, lo que la hace invisible para la observación directa. A diferencia de la materia ordinaria que podemos ver y estudiar, la materia oscura se manifiesta exclusivamente a través de efectos gravitatorios sobre la materia visible y la estructura a gran escala del cosmos. Su existencia se infiere de estas interacciones gravitatorias, ya que no pueden explicarse únicamente por la materia bariónica observable.

Los modelos cosmológicos modernos muestran que la materia oscura es el componente dominante de la masa del Universo. Constituye aproximadamente el 26,8% de la densidad de masa‑energía total del Universo, mientras que la materia ordinaria (bariónica), de la que están compuestos estrellas, planetas y galaxias, representa solo alrededor del 4,9%. El restante ~68,3% corresponde a la energía oscura, una sustancia aún más enigmática responsable de la expansión acelerada del Universo. Así, la materia oscura y la energía oscura juntas conforman más del 95% del contenido del Universo, lo que subraya la profunda insuficiencia de nuestra comprensión actual del cosmos.

Contexto histórico: las primeras hipótesis

La idea de la materia oscura surgió a partir de observaciones inexplicables con la física conocida y la materia visible. Su aparición se inició en 1933, cuando el científico suizo Fritz Zwicky, estudiando cúmulos de galaxias en la constelación de Coma, encontró velocidades anormalmente altas en los movimientos de las galaxias. Para que los cúmulos permanecieran ligados gravitatoriamente con tales velocidades, su masa total debía ser significativamente mayor que la masa de todos los objetos observables. Zwicky postuló la existencia de alguna materia invisible que se manifestaba únicamente por su gravedad, a la que llamó «materia oscura».

Más tarde, a finales de la década de 1970, astrofísicos como Vera Rubin, al estudiar con detalle las curvas de rotación de galaxias espirales como la galaxia de Andrómeda, hallaron una anomalía similar. Se esperaba que los objetos en los bordes de las galaxias rotaran más despacio que los cercanos al centro, de forma análoga a cómo las velocidades orbitales de los planetas decrecen con la distancia al Sol. Sin embargo, las observaciones mostraron que las estrellas y el gas en la periferia de las galaxias giran casi a la misma velocidad que en las regiones centrales. Esta discrepancia indicaba la presencia de masa adicional e invisible, distribuida de manera extensa por la galaxia, que generaba la gravedad necesaria para evitar que la galaxia se dispersara. Estas observaciones tempranas sentaron las bases para la hipótesis de la existencia generalizada de materia oscura.

Composición del Universo: lugar de la materia oscura frente a la materia ordinaria y la energía oscura

El modelo cosmológico conocido como ΛCDM (Lambda‑CDM) es el más exitoso para describir la evolución y la estructura a gran escala del Universo. Incluye tanto materia oscura como energía oscura. Según datos obtenidos por la misión Planck y otras observaciones, la densidad de masa‑energía del Universo observable se distribuye de la siguiente manera:

Componente del Universo Fracción porcentual
Materia ordinaria (bariónica) ~4,9%
Materia oscura ~26,8%
Energía oscura ~68,3%

Componente del Universo	Fracción porcentual
Materia ordinaria (bariónica)	~4,9%
Materia oscura	~26,8%
Energía oscura	~68,3%

Tabla 1: Composición del Universo (según WMAP/Planck)

La distribución de masa‑energía presentada revela un hecho sorprendente: la mayor parte del contenido del Universo es desconocido. Solo alrededor del 5% del Universo está formado por materia ordinaria que podemos observar y estudiar mediante la radiación electromagnética. Esto implica que todas las estrellas, galaxias, planetas y seres vivos, incluidos nosotros, constituyen solo una pequeña fracción del «presupuesto» cósmico.

Comprender esta distribución tiene profundas consecuencias para la física fundamental y la cosmología. La discrepancia entre la materia observable y los efectos gravitatorios, detectada por Zwicky y Rubin, no fue simplemente una anomalía, sino un problema sistémico que se manifiesta en distintas escalas —desde cúmulos de galaxias hasta galaxias individuales. La solución propuesta, «materia oscura», requirió revisar radicalmente la suposición de que toda la materia interactúa electromagnéticamente. Esto planteó un desafío conceptual profundo: nuestro Universo está dominado por algo que no podemos ver ni con lo que podemos interactuar directamente, lo que obliga a los físicos a replantear las nociones de «materia» e «interacción».

Este dominio de entidades desconocidas —la materia oscura y la energía oscura— constituye uno de los mayores misterios de la ciencia moderna. El hecho de que más del 95% del Universo esté formado por componentes no identificados significa que nuestra comprensión de la evolución cósmica, la formación de estructuras e incluso del destino final del Universo está incompleta sin descifrar estas componentes. No es solo una pieza faltante del rompecabezas: es la mayor parte del contenido cósmico. El predominio de la materia oscura implica que no es un mero «factor de corrección», sino un motor fundamental de los procesos cósmicos. Sus propiedades, una vez comprendidas, redefinirán nuestros modelos cosmológicos y podrían conducir al descubrimiento de nuevas leyes físicas fundamentales.

Pruebas observacionales de la existencia de la materia oscura

La existencia de la materia oscura está respaldada por múltiples observaciones independientes obtenidas en diferentes escalas cósmicas. Estas pruebas, aunque indirectas, apuntan a su influencia gravitatoria generalizada.

Curvas de rotación de galaxias

Una de las evidencias más tempranas y convincentes de la materia oscura son las curvas de rotación anómalas de galaxias espirales. Observaciones, especialmente en radio de la línea de emisión del hidrógeno neutro, muestran que la velocidad de rotación de estrellas y gas en la periferia de las galaxias no disminuye con la distancia al centro, como sería de esperar si toda la masa de la galaxia estuviera concentrada en la parte visible. En cambio, las curvas de rotación se mantienen planas o incluso aumentan ligeramente a grandes distancias del centro galáctico.

Este fenómeno contradice las leyes de Kepler, que predicen que la velocidad orbital debe decrecer al alejarse del punto de atracción, de forma similar a las velocidades orbitales de los planetas alrededor del Sol. Para explicar las velocidades observadas, es necesario que una fracción significativa de la masa de la galaxia esté distribuida mucho más allá del disco visible. La explicación más simple es que las galaxias están rodeadas por halos masivos invisibles que se extienden más allá del disco visible y que aportan la mayor parte de su masa. La masa de estos halos es el componente principal de la masa total galáctica.

Lente gravitatoria

El lente gravitatorio es un fenómeno predicho por la teoría general de la relatividad de Einstein, por el cual la luz de fuentes lejanas se desvía al pasar cerca de objetos masivos. Cuanto más masivo es el objeto, más fuerte es su campo gravitatorio y mayor el efecto de lente. Este efecto permite a los astrónomos «ver» masa invisible.

Los astrónomos utilizan la lente gravitatoria para cartografiar la distribución de masa, incluida la materia oscura, en galaxias y cúmulos de galaxias. Existen dos tipos principales de lente utilizados con este fin:

Lente fuerte: Cuando la luz de una galaxia muy distante pasa cerca de un objeto extremadamente masivo, como un cúmulo de galaxias, la gravedad puede distorsionar y magnificar significativamente la imagen de la fuente, creando imágenes múltiples, arcos brillantes o incluso anillos de Einstein completos. El análisis de estas distorsiones permite determinar matemáticamente la distribución de la masa total (visible y oscura) en el objeto lente. Por ejemplo, el cúmulo Cl 0024+17 muestra imágenes fuertemente distorsionadas de galaxias lejanas.

Lente débil: Cuando el campo gravitatorio no es lo bastante fuerte para producir imágenes múltiples, aún así genera una distorsión pequeña pero medible en la forma de galaxias distantes. El análisis conjunto de estas sutiles distorsiones en millones de galaxias permite cartografiar la distribución de masa a las mayores escalas del Universo. Este método permite a los investigadores mapear la masa del lente, incluso cuando es invisible.

Una de las pruebas directas más contundentes de la materia oscura, obtenida mediante lentes gravitatorios, es el cúmulo Bala (1E 0657-56). Este cúmulo se formó por la colisión de dos cúmulos menores. Observaciones en rayos X muestran que el gas caliente (materia ordinaria), que constituye la mayor parte de la masa bariónica del cúmulo, se ralentizó y se separó de la mayor parte de la masa debido a interacciones electromagnéticas y resistencia. Al mismo tiempo, los mapas de lente gravitatoria indican que la masa total (presumiblemente materia oscura) atravesó la colisión sin interactuar significativamente, permaneciendo delante del gas. Esta observación es crucial porque demuestra que la mayor parte de la masa del cúmulo no es bariónica y que interactúa consigo misma y con la materia ordinaria primordialmente por gravedad. Esto se considera una prueba decisiva de la existencia de materia oscura no bariónica. Otro ejemplo es el cúmulo Abell 1689, cuya cartografía mediante lente gravitatoria permitió estudiar tanto su materia oscura como aspectos relacionados con la energía oscura.

Fondo Cósmico de Microondas (FCM)

El Fondo Cósmico de Microondas (FCM) es la radiación relicta del Big Bang, una «imagen» del Universo cuando tenía aproximadamente 380 000 años. Las anisotropías (pequeñas diferencias de temperatura) en el FCM son un reflejo directo de las pequeñas fluctuaciones de densidad en el Universo primitivo.

Estas variaciones aportan pruebas convincentes de la presencia de materia oscura. La materia oscura, que interactúa primordialmente por gravedad, proporcionó las «semillas» gravitatorias alrededor de las cuales la materia ordinaria pudo acumularse. En el Universo temprano, la materia ordinaria estaba acoplada a la radiación y no podía colapsar eficazmente debido a la presión radiativa. La materia oscura, al no interactuar con la radiación, pudo comenzar a colapsar antes, creando pozos de potencial gravitatorio hacia los cuales luego cayó la materia ordinaria, formando galaxias y estructuras a gran escala que observamos hoy. Medidas del FCM realizadas por misiones como WMAP y Planck no solo confirman el papel de la materia oscura, sino que además imponen límites a otros parámetros cosmológicos, ya que los modelos que explican esas anisotropías requieren su presencia.

Estructura a gran escala del Universo

La materia oscura desempeña un papel crucial en la formación de la estructura a gran escala del Universo. Sin su atracción gravitatoria, la materia ordinaria (gas y polvo) no podría haberse condensado con la rapidez suficiente para formar estrellas, galaxias y cúmulos masivos que observamos hoy. Las simulaciones numéricas de la evolución del Universo que incluyen materia oscura reproducen con precisión la «red cósmica» observada: la red de filamentos galácticos, cúmulos y vacíos entre ellos. La distribución de galaxias en el Universo sugiere la existencia de un armazón principal de materia oscura que sirve de andamiaje para la formación de las estructuras visibles.

Hipótesis alternativas

A pesar de la abrumadora cantidad de evidencias observacionales, existen hipótesis alternativas que intentan explicar los efectos observados sin recurrir a la materia oscura. La más conocida es la dinámica newtoniana modificada (MOND), propuesta por Mordehai Milgrom. MOND plantea una modificación de las leyes de la gravedad a aceleraciones muy bajas, típicas de las periferias galácticas, lo que permite explicar las curvas de rotación planas sin introducir masa invisible adicional. Otras teorías modificadas de la gravedad incluyen teorías escalares‑tensoriales (por ejemplo, Brans–Dicke), teorías bimetricas, teorías cuasilineales y modelos tipo Kaluza–Klein que amplían la relatividad general a dimensiones superiores.

Sin embargo, aunque MOND explica con éxito las curvas de rotación de galaxias individuales, afronta dificultades serias para dar cuenta de otros fenómenos. Por ejemplo, MOND no puede explicar adecuadamente el lente gravitatorio en cúmulos de galaxias, especialmente en casos como el cúmulo Bala, donde la materia oscura y la materia bariónica están claramente separadas. Las teorías modificadas de la gravedad también tienen problemas para reproducir las anisotropías del FCM y la formación de la estructura a gran escala. El consenso científico actual favorece el modelo con materia oscura porque ofrece una explicación más coherente y universal de todos los datos observacionales en distintas escalas.

Evidencia Descripción Observación clave
Curvas de rotación de galaxias Velocidades de rotación anormalmente altas de estrellas y gas en la periferia de las galaxias Las velocidades no disminuyen con la distancia al centro, lo que indica masa invisible adicional en un halo
Lente gravitatoria Desviación de la luz de fuentes lejanas por objetos masivos Distorsiones de imágenes de galaxias lejanas; separación entre la masa total y el gas caliente en el cúmulo Bala, indicando la naturaleza no bariónica de la masa invisible
Fondo Cósmico de Microondas (FCM) Minúsculas fluctuaciones de temperatura en la radiación relicta Anisotropías del FCM coherentes con modelos donde la materia oscura actuó como «semillas gravitatorias» para la formación de estructuras en el Universo temprano
Estructura a gran escala del Universo Distribución observada de galaxias, cúmulos y vacíos Las simulaciones de formación de estructuras concuerdan con los datos solo si existe un componente dominante de materia oscura

Evidencia	Descripción	Observación clave
Curvas de rotación de galaxias	Velocidades de rotación anormalmente altas de estrellas y gas en la periferia de las galaxias	Las velocidades no disminuyen con la distancia al centro, lo que indica masa invisible adicional en un halo
Lente gravitatoria	Desviación de la luz de fuentes lejanas por objetos masivos	Distorsiones de imágenes de galaxias lejanas; separación entre la masa total y el gas caliente en el cúmulo Bala, indicando la naturaleza no bariónica de la masa invisible
Fondo Cósmico de Microondas (FCM)	Minúsculas fluctuaciones de temperatura en la radiación relicta	Anisotropías del FCM coherentes con modelos donde la materia oscura actuó como «semillas gravitatorias» para la formación de estructuras en el Universo temprano
Estructura a gran escala del Universo	Distribución observada de galaxias, cúmulos y vacíos	Las simulaciones de formación de estructuras concuerdan con los datos solo si existe un componente dominante de materia oscura

Tabla 2: Principales evidencias observacionales de la materia oscura

La diversidad de pruebas observacionales anteriores, obtenidas por métodos independientes y en distintas escalas, refuerza considerablemente la hipótesis de la materia oscura. No se trata de una observación aislada, sino de un conjunto de datos que consistentemente apunta a la presencia de masa invisible. Si existiera un solo tipo de evidencia, podría atribuirse a una anomalía o a un error específico de observación. Sin embargo, la coherencia entre resultados de curvas de rotación, lente gravitatoria, el FCM y la estructura a gran escala hace que el argumento en favor de la materia oscura sea extremadamente sólido. Este enfoque multifacético dificulta que teorías alternativas (por ejemplo, modificaciones de la gravedad) expliquen simultáneamente todos los fenómenos sin introducir complicaciones o contradicciones, reforzando así a la materia oscura como la paradigma dominante.

Particularmente importante es la observación del cúmulo Bala. Su colisión permitió separar físicamente la materia ordinaria (gas caliente detectado en rayos X) de la distribución total de masa (mapeada mediante lentes gravitatorias). El hecho de que la masa total (dominada por materia oscura) atravesara la colisión casi sin impedimentos, mientras que el gas bariónico se ralentizara por interacciones electromagnéticas, proporciona una evidencia directa convincente de que la materia oscura no solo es invisible, sino también no bariónica y débilmente interactuante consigo misma y con la materia ordinaria, salvo por la gravedad. Esto limita fuertemente las propiedades de la materia oscura, descartando muchos candidatos bariónicos y favoreciendo partículas exóticas fuera del Modelo Estándar.

Además, los datos del FCM actúan como una ventana al Universo muy temprano. Los patrones concretos de fluctuaciones de temperatura del FCM son muy sensibles a la composición del Universo. Modelar con éxito estos patrones requiere la presencia de materia oscura que proporcione las «semillas gravitatorias» para la formación de estructuras antes de que la materia ordinaria pudiera condensarse debido a la presión radiativa. Esto implica que la materia oscura influyó en la estructura del Universo cuando aún era una plasma caliente y densa, situando su origen e influencia en los momentos más tempranos de la historia cósmica, y convirtiéndola en una parte integral del modelo del Big Bang y de la formación de lo que vemos hoy. También destaca el poder predictivo del modelo ΛCDM, que incorpora materia oscura.

Propiedades físicas de la materia oscura

Aunque la materia oscura sigue siendo esquiva, las observaciones nos permiten inferir algunas de sus propiedades físicas clave.

Propiedades principales

La materia oscura se caracteriza por varias propiedades fundamentales que la distinguen de la materia bariónica ordinaria:

Invisibilidad: No emite, no absorbe ni refleja radiación electromagnética, lo que la hace invisible a todos los telescopios actuales que operan en el espectro electromagnético (rayos gamma, rayos X, ultravioleta, luz visible, infrarrojo, microondas, ondas de radio). Esto implica que no interactúa con la fuerza electromagnética.
Interacción gravitatoria: Su existencia se deduce exclusivamente de los efectos gravitatorios que ejerce sobre la materia visible, la radiación y la estructura a gran escala del cosmos. Esta es la única interacción conocida de la materia oscura.
Naturaleza no bariónica: La mayoría de los científicos coinciden en que la materia oscura no está formada por protones, neutrones o electrones; es decir, no es materia bariónica. Esto se apoya en datos de la nucleosíntesis primordial y en observaciones como las del cúmulo Bala. Los candidatos bariónicos, como enanas marrones o agujeros negros primordiales (MACHOs), han sido mayoritariamente descartados como componente principal.
Interacción débil (además de la gravedad): Se supone que las partículas de materia oscura interactúan con la materia ordinaria de forma muy débil o no interactúan en absoluto, salvo por la gravedad. Esta propiedad las hace extremadamente difíciles de detectar.

Clasificación por «temperatura» (materia oscura fría, templada y caliente)

Según su velocidad y masa en el Universo temprano, las partículas de materia oscura se clasifican como calientes, templadas o frías. Esta clasificación es crucial para entender cómo se formaron las estructuras en el Universo.

Materia oscura caliente (MOH):

Las partículas de MOH eran relativistas (se movían a velocidades cercanas a la de la luz) en el momento de su desacoplamiento de la materia bariónica en el Universo temprano, con masas inferiores a ~1 eV. Permanecieron relativistas incluso en la transición entre eras dominadas por la radiación y la materia.
En modelos dominados por MOH se forman primero las estructuras más grandes —supercúmulos— que luego fragmentan en estructuras más pequeñas —cúmulos— y las galaxias se formarían a posteriori. Esta secuencia de formación contradice observaciones, por lo que la materia oscura caliente solo puede constituir una fracción pequeña de la materia oscura total.
Los neutrinos ordinarios son las únicas partículas experimentalmente confirmadas que podrían actuar como materia oscura caliente, pero solo podrían representar una pequeña fracción del total.

Materia oscura fría (MOF):

Las partículas de MOF eran no relativistas (se movían despacio) en el momento de su desacoplamiento de la materia ordinaria, es decir, su masa era mucho mayor que la temperatura del medio. Se caracterizan por una corta longitud de libre recorrido.
La MOF es la opción cosmológica preferida porque permite que las fluctuaciones de densidad en pequeñas escalas no sean suprimidas, lo que conduce a una formación de estructuras «de abajo hacia arriba»: primero pequeñas estructuras (galaxias enanas) que luego se fusionan para formar galaxias y cúmulos mayores.
Las simulaciones cosmológicas con estos parámetros (en el marco del modelo ΛCDM) reproducen con precisión la distribución observada de cúmulos, filamentos galácticos y vacíos. El límite inferior de masa para las partículas de MOF es del orden de 1 keV.
Los candidatos principales para la MOF son las partículas masivas de interacción débil (WIMP) y los axiones.
No obstante, el modelo de MOF presenta problemas para describir las regiones internas de los halos galácticos, como el problema de las cusp ideadas (las simulaciones predicen densidades centrales mayores a las observadas) y el problema del déficit de galaxias enanas (se observan menos satélites que los predichos por simulaciones).

Materia oscura templada (MOT):

Las partículas de MOT eran relativistas al desacoplarse, pero su masa era tal que dejaron de ser relativistas antes de la transición entre la era dominada por la radiación y la era dominada por la materia.
Las fluctuaciones de densidad para la MOT se suprimen únicamente en escalas muy pequeñas —a nivel de galaxias enanas y menores—. Esto sitúa a la MOT como una opción intermedia entre MOH y MOF, potencialmente capaz de resolver algunos problemas de la MOF, como el déficit de galaxias enanas.
Los neutrinos estériles son candidatos para la materia oscura templada.

Distribución de densidad e interacciones entre partículas

Las observaciones muestran que la materia oscura puede agruparse en cúmulos del tamaño de galaxias o de cúmulos de galaxias, y su distribución de densidad se correlaciona con la distribución de galaxias y sus agrupaciones. Esto indica que la materia oscura no es completamente homogénea, sino que forma estructuras que sirven de armazón gravitatorio para la materia visible.

En cuanto a las interacciones, por definición la materia oscura no participa en la interacción electromagnética. Su manifestación principal es la gravedad. La cuestión de si la materia oscura se auto‑interactúa o interactúa con la materia ordinaria mediante fuerzas desconocidas es central en la investigación actual. Hipótesis como la materia oscura auto‑interactuante (SIDM, por sus siglas en inglés) proponen que las partículas de materia oscura pueden interactuar entre sí, lo que potencialmente explicaría el problema de los cusps en los centros de halos. También se consideran «fuerzas oscuras» o «fotones oscuros» que podrían mediar interacciones dentro de un «sector oscuro» de partículas. Estas hipótesis van más allá del Modelo Estándar y constituyen un área activa de investigación teórica y experimental.

Candidatos teóricos a materia oscura

La búsqueda de partículas de materia oscura es una de las tareas principales de la física de partículas y la cosmología modernas. Dado que la materia oscura no es bariónica, debe consistir en partículas nuevas aún no detectadas. Existe una amplia gama de candidatos hipotéticos, cada uno con propiedades singulares que predicen distintos modos de interacción con la materia ordinaria.

Candidatos principales

Partículas masivas de interacción débil (WIMP):

Las WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) son uno de los principales candidatos para la materia oscura fría. Son partículas hipotéticas que interactúan mediante la fuerza débil (además de la gravedad). Esto las hace extremadamente difíciles de detectar, ya que interactúan muy poco con la materia ordinaria.
Se supone que su masa está en el rango desde decenas de GeV hasta varios TeV. Las WIMP deberían haberse producido en la etapa temprana del Universo por equilibrio térmico y «descongelarse» conforme el Universo se expandía y enfriaba. Pueden explicar la estructura observada de galaxias y aparecen naturalmente en muchas teorías más allá del Modelo Estándar, como la supersimetría. Por ejemplo, el neutralino en modelos supersimétricos es un candidato popular para WIMP.

Axiones:

Los axiones son partículas ultraligeras propuestas para resolver el problema de CP fuerte en la cromodinámica cuántica. Son extremadamente ligeros y muy débilmente interactuantes con la materia ordinaria, lo que los convierte en candidatos viables para la materia oscura fría.
Los axiones pueden formar un condensado que se comporta como un campo clásico y potencialmente detectarse por su influencia en campos electromagnéticos. Algunas investigaciones apuntan a una naturaleza ondulatoria de la materia oscura compuesta por axiones ultraligeros, lo que podría verificarse mediante lentes gravitatorias.

Neutrinos estériles:

Los neutrinos estériles son un tipo hipotético de neutrino que, a diferencia de los neutrinos ordinarios, no interactúa por las fuerzas débiles estándar, quedando «estériles». Podrían explicar las masas observadas de los neutrinos y servir también como candidatos a materia oscura.
Su producción en el Universo temprano podría conducir a un escenario de materia oscura templada, afectando la formación de estructuras. No obstante, dado que muchas teorías favorecen la materia oscura fría, y que los neutrinos estériles podrían ser relativamente relativistas, es poco probable que constituyan el único componente de la materia oscura.

Candidatos menos favorecidos o descartados

Objetos compactos masivos del halo (MACHOs):

Los MACHOs (Massive Compact Halo Objects) son objetos masivos como agujeros negros, estrellas de neutrones o estrellas tenues (enanas blancas, enanas marrones) que podrían existir en los halos de galaxias y contribuir a la materia oscura.
Se podrían detectar mediante eventos de microlente gravitatoria, cuando su masa desvía la luz de estrellas de fondo.
Sin embargo, a pesar del interés inicial, los MACHOs han sido mayormente descartados como componente principal de la materia oscura. Estudios con el Telescopio Espacial Hubble mostraron que estrellas de baja masa pueden constituir como mucho el 3% de la materia oscura de la Vía Láctea. La combinación de teoría y datos del satélite Hipparcos excluyó a las enanas marrones como componente dominante. Restos estelares como enanas blancas también están limitados: producirían demasiado infrarrojo, requerirían una fracción bariónica excesiva del Universo y sobreproducirían carbono y nitrógeno. Experimentos de microlente como MACHO y EROS indicaron que los MACHOs con masas inferiores a 0,1 masas solares contribuyen poco. Aunque pueden aportar una pequeña fracción (hasta ~15% del halo de la Vía Láctea en forma de enanas blancas), no pueden ser el componente principal.

Agujeros negros primordiales:

Los agujeros negros primordiales son agujeros negros formados en el Universo temprano (en menos de un segundo) no por colapso estelar sino por fluctuaciones de densidad locales que provocaron colapso gravitatorio. Su masa puede variar desde muy pequeña hasta varias masas solares.
Aunque son candidatos plausibles, la cantidad observada cuestiona que puedan constituir el 100% de la materia oscura. Algunas investigaciones sugieren que las ondas gravitacionales detectadas por LIGO/VIRGO podrían ser coherentes con un escenario en el que los agujeros negros primordiales conforman la totalidad de la materia oscura si se agruparan en halos de galaxias enanas.

Materia oscura «esponjosa» (Fuzzy Dark Matter):

Esta hipótesis propone que la materia oscura está compuesta por bosones ultraligeros que se comportan como ondas, creando una estructura «esponjosa» a escalas galácticas. Este modelo puede explicar la formación de galaxias y sus curvas de rotación sin recurrir a la materia oscura fría tradicional. La materia oscura esponjosa podría detectarse por su efecto en lentes gravitatorios y en la formación de estructuras.

Materia oscura auto‑interactuante (SIDM):

SIDM postula que las partículas de materia oscura pueden interactuar entre sí, lo que modifica su dinámica respecto a la materia oscura fría tradicional. Esta interacción podría ayudar a resolver el problema de los cusps (densidades centrales predichas demasiado altas) en la formación de galaxias. Los modelos SIDM pueden producir efectos observables en cúmulos de galaxias y en la formación de estructuras.

Hipótesis exóticas

Además de los candidatos principales, existen hipótesis más exóticas exploradas en física más allá del Modelo Estándar:

Partículas Kaluza–Klein: Partículas que surgen en teorías que extienden las dimensiones espacio‑tiempo más allá de las cuatro habituales. Pueden estar vinculadas a la materia oscura y a dimensiones adicionales.
Gravitino: Supercompañero del gravitón en teorías supersimétricas, previsto como muy ligero y débilmente interactuante.
«Sector oscuro» y «fuerzas oscuras»: Algunas teorías proponen un «sector oscuro» entero de partículas que interactúan entre sí mediante «fuerzas oscuras» análogas a la fuerza electromagnética, pero que no interactúan con la materia ordinaria. «Fotones oscuros» podrían mediar esas fuerzas.

La variedad de candidatos refleja la magnitud del enigma que representa la materia oscura. La falta de detección directa hasta la fecha indica que quizá buscamos las partículas equivocadas, empleamos métodos inadecuados o que la materia oscura posee propiedades aún desconocidas. Cada hipótesis hace predicciones verificables por futuros experimentos, y el éxito en la detección de cualquiera de ellas revolucionará nuestra comprensión del Universo.

Métodos de detección de la materia oscura

La búsqueda de la materia oscura se desarrolla en tres líneas principales: detección directa, detección indirecta y búsquedas en colisionadores. Cada método se basa en supuestos diferentes sobre la naturaleza de la materia oscura y sus interacciones.

Detección directa

La detección directa busca medir de forma directa colisiones de partículas de materia oscura con átomos de materia ordinaria en laboratorios terrestres. La idea es que, al moverse la Tierra a través del halo de materia oscura de la Vía Láctea, las partículas oscuras deberían chocar ocasionalmente con núcleos atómicos en un detector. Estos experimentos suelen ubicarse en promedio bajo tierra para minimizar el ruido de fondo de rayos cósmicos y otras radiaciones.

El principio de funcionamiento de la mayoría de detectores para WIMP consiste en registrar la retroceso nuclear. Cuando una partícula de materia oscura (por ejemplo, una WIMP) golpea el núcleo de un átomo en el detector, le transfiere energía produciendo un retroceso. Ese retroceso puede detectarse de distintas maneras:

Detectores criogénicos de cristal: Utilizan discos de germanio y silicio enfriados a temperaturas extremadamente bajas (del orden de 50 milikelvin). La interacción con una WIMP excita la red cristalina, generando vibraciones que alteran la resistencia de una película superficial. La energía liberada por la vibración se detecta como un cambio de resistencia. Ejemplos: experimentos CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) y CRESST (Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers).
Centelladores basados en gases nobles: Usan materiales como xenón líquido que emiten luz (centelleo) cuando absorben energía de una partícula. Si una partícula de materia oscura interactúa con el xenón líquido, se liberan fotones detectados por fotomultiplicadores. Un campo eléctrico evita la recombinación completa de electrones expulsados, que drifts hacia arriba y también son detectados, permitiendo reconstruir la interacción en 3D. Estos detectores pueden discriminar entre retrocesos nucleares y electrónicos mediante la relación entre fotones y electrones liberados. Ejemplos: la serie de experimentos XENON (XENON1T, XENONnT) y XMASS.
Centelladores cristalinos: Enfoque híbrido que emplea cristales con propiedades de centelleo. Estos experimentos intentan medir variaciones anuales en el flujo de materia oscura derivadas del movimiento relativo de la Tierra respecto al halo. DAMA/LIBRA es uno de los primeros y más conocidos experimentos de este tipo, ubicado en Italia.
Cámaras de burbujas: Llenas de un líquido sobrecalentado próximo a la transición de fase. Cuando una partícula interactúa con el líquido, la energía liberada provoca una transición de fase y las partículas cargadas dejan huellas de ionización en forma de burbujas que se detectan. Ejemplo: experimento PICO en Canadá.

Para axiones, que son candidatos bosónicos, se emplean métodos distintos basados en el efecto Primakoff. El experimento ADMX (Axion Dark Matter Experiment) utiliza una cavidad resonante de microondas en un campo magnético intenso para convertir axiones de materia oscura en fotones de microondas. El efecto Primakoff describe la conversión de axiones en fotones en presencia de un campo electromagnético muy fuerte.

Detección indirecta

Los métodos indirectos buscan productos de aniquilación o decaimiento de partículas de materia oscura en el espacio. Si las partículas de materia oscura se aniquilan entre sí o decaen, pueden generar partículas del Modelo Estándar como rayos gamma, rayos cósmicos (positrones, antiprotones) o neutrinos.

Rayos gamma: Los rayos gamma son señales ideales para la detección indirecta porque no se desvían por campos magnéticos y apuntan a su fuente. Se buscan rayos gamma procedentes de aniquilación o decaimiento de materia oscura en regiones de alta densidad de materia oscura, como el centro de la Galaxia, galaxias enanas satélites o cúmulos de galaxias. Ejemplos de experimentos: Fermi Gamma‑ray Space Telescope — Large Area Telescope (FGST‑LAT) y telescopios terrestres como VERITAS y MAGIC.
Rayos cósmicos: Buscar anomalías en los flujos de rayos cósmicos, como un exceso de positrones o antiprotones, puede indicar aniquilación de materia oscura. Estas antipartículas se producen rara vez en procesos astrofísicos convencionales, lo que las convierte en posibles huellas de materia oscura. Ejemplos: AMS‑02 (Alpha Magnetic Spectrometer) y PAMELA.
Neutrinos: Los neutrinos son señales valiosas porque interactúan débilmente y pueden atravesar medios densos sin desviarse. Se buscan neutrinos producidos por la aniquilación de materia oscura en lugares como el centro del Sol o de la Tierra, donde la materia oscura podría acumularse y aniquilarse. Ejemplos de telescopios de neutrinos: IceCube Neutrino Observatory, Super‑Kamiokande y ANTARES.

Búsqueda en colisionadores

La búsqueda de materia oscura en colisionadores, como el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) en CERN, se basa en la suposición de que partículas de materia oscura pueden producirse en colisiones de alta energía entre partículas ordinarias.

Principio de funcionamiento (energía e impulso faltantes): Si partículas de materia oscura se generan en una colisión en el LHC, se espera que pasen por los detectores sin interactuar, debido a su interacción extremadamente débil con la materia ordinaria. No obstante, su presencia puede inferirse por conservación de la energía y del momento.

En colisiones de protones en el LHC, antes de la colisión el momento transversal total (momento en el plano perpendicular al haz) es cero. Tras la colisión, según la conservación del momento, el momento transversal total del estado final también debe ser cero.

Si se producen partículas invisibles, se llevan parte de la energía y del momento que no registra el detector. Esto genera la denominada «energía transversal faltante» —un estado final desequilibrado donde las partículas visibles se mueven en una dirección mientras las invisibles llevan momento en dirección opuesta. Los físicos pueden inferir la existencia de materia oscura midiendo la cantidad de energía y momento «faltantes». Un ejemplo de este tipo de evento es el «monojet», donde las partículas invisibles se producen asociadas a un chorro de alta energía.

Tipos de señales y fundamentos teóricos: La búsqueda en colisionadores requiere un marco teórico que prediga el mecanismo de producción. Muchos análisis asumen que el candidato a materia oscura es un fermión de Dirac (o de Majorana). Los modelos teóricos suelen postular al menos dos nuevas partículas: la propia partícula de materia oscura y un mediador que la conecta con partículas del Modelo Estándar. Ejemplos incluyen modelos inspirados en la supersimetría y modelos «mediador‑DM».

Hasta la fecha, los experimentos ATLAS y CMS en el LHC han publicado más de 50 análisis sensibles a la producción de materia oscura. Ninguna de estas búsquedas ha observado un exceso significativo de eventos sobre el fondo esperado del Modelo Estándar. No obstante, estos experimentos imponen límites estrictos sobre las propiedades de las partículas de materia oscura y sus interacciones.

Los tres enfoques para detectar la materia oscura —directo, indirecto y en colisionadores— se complementan. La ausencia de detección directa hasta ahora sugiere que las partículas de materia oscura interactúan muy débilmente o tienen masas muy pequeñas o muy grandes, lo que dificulta su registro con los métodos actuales. Sin embargo, la mejora continua de detectores y el aumento de la energía en colisionadores mantienen la esperanza de un avance significativo.

Papel de la materia oscura en la evolución y estructura del Universo

La materia oscura desempeña un papel fundamental y decisivo en la formación y evolución de la estructura a gran escala del Universo. Sin su influencia gravitatoria, la estructura cósmica que observamos —galaxias, cúmulos y la distribución en forma de «red cósmica»— no podría existir tal como la conocemos.

Formación de la estructura a gran escala

En el Universo temprano, inmediatamente después del Big Bang, la materia estaba distribuida casi homogéneamente, con muy pequeñas fluctuaciones de densidad. La materia ordinaria (bariónica) estaba acoplada a la radiación (fotones) y no podía colapsar eficazmente bajo su propia gravedad debido a la fuerte presión radiativa. En cambio, la materia oscura, que no interactúa con la radiación, estaba libre de esa presión.

Esto permitió que la materia oscura comenzara a colapsar gravitatoriamente hacia regiones de mayor densidad mucho antes que la materia ordinaria. Estas regiones de mayor densidad actuaron como «semillas gravitatorias» o pozos de potencial. A medida que el Universo se expandía y enfriaba, y la materia ordinaria se desacopló de la radiación (proceso relacionado con la formación del FCM), la materia ordinaria comenzó a caer en esos pozos de potencial creados por la materia oscura.

Este proceso, conocido como formación jerárquica de estructuras o «de abajo hacia arriba», condujo primero a la formación de pequeños cúmulos de materia oscura que luego se fusionaron para formar estructuras mayores —los halos de materia oscura. Dentro de estos halos la materia ordinaria se condensó formando estrellas, galaxias y, finalmente, cúmulos de galaxias. La densidad de la materia oscura se correlaciona con la densidad de las galaxias y los cúmulos. De este modo, la materia oscura configura el «esqueleto» invisible sobre el que se construye el Universo visible.

Influencia en la evolución de las galaxias

La materia oscura no solo promueve la formación de galaxias, sino que también influye de forma significativa en su evolución. Las galaxias están rodeadas por halos masivos de materia oscura que se extienden más allá de sus discos visibles. La gravedad de esos halos explica las curvas de rotación anómalas, manteniendo a las estrellas y el gas en la periferia unidas a la galaxia.

Además, los halos de materia oscura son determinantes en los procesos de fusión e interacción entre galaxias. Las colisiones y fusiones, etapas claves en la evolución galáctica, están gobernadas por la interacción gravitatoria de sus halos. Por ejemplo, la colisión de cúmulos en el caso del cúmulo Bala muestra cómo los halos de materia oscura atraviesan el encuentro mientras la materia bariónica se frena.

Los estudios confirman la influencia de la materia oscura en la evolución galáctica. Sus propiedades, como si es fría, templada o caliente, determinan cómo se forman las estructuras. El modelo de materia oscura fría (ΛCDM) reproduce mejor la estructura a gran escala observada porque permite la formación «de abajo hacia arriba», coherente con las observaciones de galaxias tempranas. Si la materia oscura fuera caliente (relativista), las pequeñas estructuras se habrían destruido y las galaxias se habrían formado mucho más tarde, en contradicción con los datos observacionales.

Preguntas sin resolver y direcciones futuras

A pesar de las pruebas indirectas convincentes y del progreso sustancial en entender el papel de la materia oscura, su naturaleza fundamental sigue siendo uno de los mayores misterios de la física moderna.

Preguntas clave sin resolver

¿Qué es la materia oscura? Este es el interrogante más fundamental. ¿Es una sola partícula nueva o un «sector oscuro» con múltiples partículas y posiblemente sus propias fuerzas análogas a las interacciones conocidas?
¿De qué está compuesta la materia oscura? A pesar de muchos candidatos (WIMP, axiones, neutrinos estériles, etc.), ninguno ha sido detectado de forma concluyente. La ausencia de WIMP en experimentos actuales obliga a reconsiderar sus propiedades o a buscar otros candidatos.
¿Cómo interactúa la materia oscura? Además de la gravedad, ¿existen interacciones más débiles con la materia ordinaria o consigo misma? Entender estas interacciones es crucial para su detección directa.
¿Es la materia oscura realmente materia, o es una modificación de la gravedad? Aunque el modelo de materia oscura domina, teorías alternativas como MOND siguen desarrollándose. Es necesario determinar si el fenómeno atribuido a la materia oscura se debe a una nueva forma de materia o a límites del entendimiento de la gravedad en grandes escalas.
Problemas del modelo ΛCDM: A pesar de su éxito, ΛCDM enfrenta problemas a escalas pequeñas, como el problema de los cusps (densidades centrales predichas mayores que las observadas) y el déficit de galaxias enanas. Estos problemas podrían indicar la necesidad de modificar el modelo de materia oscura fría, por ejemplo introduciendo materia oscura auto‑interactuante o templada.

Direcciones futuras de investigación

La investigación futura se concentrará en varias áreas clave:

Experimentos de detección directa: Continuar y mejorar experimentos como XENONnT, LZ y DARWIN, que emplean detectores cada vez más sensibles para buscar colisiones raras de partículas de materia oscura con núcleos atómicos. También se desarrollarán nuevos métodos para buscar axiones y otros candidatos ligeros.
Detección indirecta: Aumentar la sensibilidad de telescopios como el telescopio de rayos gamma Fermi, la observatoria IceCube y nuevas misiones para buscar rayos cósmicos y neutrinos, con el fin de detectar productos de aniquilación o decaimiento de materia oscura en el espacio.
Búsqueda en colisionadores: Continuar los experimentos en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) y planear colisionadores futuros de mayor energía para buscar nuevas partículas candidatas a materia oscura, analizando la «energía faltante» en las colisiones. También se desarrollarán nuevos métodos de análisis de datos y modelos teóricos para interpretar los resultados.
Observaciones astrofísicas y cosmológicas: Nuevas generaciones de telescopios, como el telescopio espacial James Webb (JWST), el observatorio Rubin (LSST) y futuras observatorias de ondas gravitacionales, entregarán datos más precisos sobre la distribución de masa en el Universo, lentes gravitatorios y la formación de estructuras, ayudando a acotar las propiedades de la materia oscura y su papel.
Desarrollos teóricos: Elaboración de nuevas teorías más allá del Modelo Estándar que puedan predecir la existencia y propiedades de partículas de materia oscura, así como el estudio de modelos alternativos de gravedad.

Estas líneas de investigación traerán sin duda conocimientos radicalmente nuevos, ya que la materia oscura debe representar una sustancia completamente inusual, muy diferente de todo con lo que la física ha tratado hasta ahora.

Conclusión

La materia oscura sigue siendo uno de los enigmas más intrigantes y fundamentales de la ciencia moderna. A pesar de su invisibilidad, el conjunto de pruebas observacionales convincentes —desde curvas de rotación anómalas y potentes efectos de lente gravitatoria hasta las sutiles anisotropías del Fondo Cósmico de Microondas y la estructura a gran escala del Universo— indica de manera inequívoca su presencia generalizada y su influencia gravitatoria predominante. Estos datos muestran de forma consistente que la mayor parte de la masa del Universo no es materia bariónica ordinaria, sino una entidad invisible y no bariónica que interactúa principalmente por gravedad.

El consenso científico actual, materializado en el modelo ΛCDM, describe con éxito el Universo incluyendo a la materia oscura como un componente frío y débilmente interactuante que jugó un papel decisivo en la formación de estructuras «de abajo hacia arriba». No obstante, la naturaleza de las partículas de la materia oscura sigue siendo desconocida. Numerosos candidatos teóricos —WIMP, axiones, neutrinos estériles, entre otros— se investigan activamente, pero ninguno ha sido detectado de forma directa hasta ahora.

La búsqueda de materia oscura se lleva a cabo por tres vías principales: detección directa en laboratorios subterráneos, detección indirecta de productos de aniquilación o decaimiento en el espacio y búsquedas en colisionadores de alta energía como el LHC. La ausencia de una detección definitiva hasta la fecha subraya la extrema debilidad de sus interacciones con la materia ordinaria y supone un reto para las capacidades tecnológicas actuales.

Las preguntas abiertas sobre la naturaleza precisa de la materia oscura y sus posibles interacciones adicionales continúan impulsando investigaciones de vanguardia. Experimentos futuros con mayor sensibilidad, nuevas generaciones de telescopios y el desarrollo continuo de modelos teóricos son esenciales para resolver este misterio cósmico. Descubrir la naturaleza de la materia oscura no solo completará nuestra comprensión de la composición del Universo, sino que muy probablemente conducirá al hallazgo de nueva física más allá del Modelo Estándar, cambiando radicalmente nuestras ideas sobre las leyes fundamentales de la naturaleza.

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