Galaxias sin materia oscura?

Desde que Vera Rubin aportó las sólidas pruebas que confirmaban las curvas de rotación de las galaxias, con un espectrógrafo diseñado por Kent Ford, y que comunicó en el año 1975, no se confirmó el trabajo del astrofísico suizo Fred Zwicky, quien en 1930 había introducido el término de materia oscura para poder explicar el movimiento de rotación de las galaxias del cúmulo de Coma.

Parecía que las galaxias estaban rodeadas de una esfera de materia oscura, con efectos gravitatorios, que obligaba a todas sus estrellas a girar de una forma homogenea. No giraban unas más rápidas que las otras y, además, las mantenia unidas.

En el año 2004 se presentaron los resultados de las observaciones efectuadas por el satélite Chandra en rayos X sobre el cúmulo Bala, publicados por Markevitch et al. i Clowe et al.. Estos estudios que constituyeron la mayor evidencia de la existencia de materia oscura fueron hechos sobre dos galaxias individuales muy calientes que colisionaban dentro del cúmulo de galaxias 1E 0657-56. Situadas a 3.400 millones de años luz, su masa total sumaba mucho menos que la masa de las dos nubes de gas del cúmulo que emiten en rayos X. La materia oscura, la masa que faltaba, fue localizada mediante observaciones de lente gravitacional contra el fondo de galaxias, desplazada a los laterales del cúmulo.

Imagen de NGC 1052-DF2 la galaxia ultra difusa que puso

inicio a la cadena de descubrimientos sobre galaxias sin 

materia oscura. (NASA, ESA y P. van Dokkum (Yale))

Ahora, en marzo de 2026, los científicos han encontrado una galaxia, la tercera, que parece no tener toda la materia oscura que le corresponde. (M.A. Keim,P. Van Dokkum et al. - https://arxiv.org/abs/2603.15860). La galaxia fue identificada como la NGC1052-DF9. 

Todo comenzó en 2018 cuando el mismo van Dokumm publicó en Nature que la galaxia ultradifusa NGC1052-DF2, del tamaño de la Vía Láctea, tenía menos materia oscura de la que le corresponderia en teoría. En el 2019 publicó en The Astrophysical Journal Letters que había descubierto en el mismo grupo galáctico una segunda galaxia NGC1052-DF4 que también presentaba una aparente falta de materia oscura.

Estos descubrimientos fueron contradichos en 2019 por J. Dóniz, del Instituto de Astrofísica de Canarias, en un artículo en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS), quien redujo la distancia a la que se encontraba la galaxia de 64 millones de años luz de la Tierra, como proponía Dokkum, a solo 42 millones de años luz. Con este cambio la galaxia volvía a estar dentro de la normalidad. No faltaba materia oscura.

Todas estas tres galaxias de NGC1052 forman parte de un rastro de galaxias de baja luminosidad que siguen una relación lineal entre su posición y su velocidad radial.

Así, la pregunta sería: ¿porqué falta materia oscura?

Según este equipo de investigación, la explicación más probable es la teoría de la colisión «Bullet dwarf (Bala enana)». Ésta ocurre cuando dos galaxias chocan a altas velocidades originando un acontecimiento catastrófico. Como que la materia oscura nada más interacciona por acción de la gravedad, sus halos, que las mantienen unidas, se atraviesan como si fueran fantasmas, sin interaccionar. Por contra, la materia ordinaria, nubes gigantes de gas, chocan físicamente entre sí en una gran colisión que separa el gas de su materia oscura, desencadenando una explosión masiva de formación de estrellas que deja como rastro una cadena de galaxias con menos materia oscura de la que les corresponderia según la teoría.

¿Falta materia oscura o es que no la han encontrado? Tendremos que esperar algún tiempo hasta que vuelvan a salir novedades sobre este tema para saber si mantenemos la teoría de que las galaxias se hallan envueltas en un halo de materia oscura o si éste puede ser menor de lo que se creía.

Publicat a la revista Astrum de l’AASabadell del setembre de 2026, número 386

Com s’estudia el Sol?

El Sol, la nostra estrella, tan a prop i tan poc estudiada. D’alguna forma és lògic, la quantitat de llum i energia que ens envia ens cega. Qualsevol aparell que enviem per estudiar-lo cal que vagi ben protegit i que no resulti malmès només d’apropar-s’hi.

L’estudi amb sondes es va iniciar el 1960 amb la segona etapa de les sondes Pioneer. Va investigar l'espai interplanetari entre les òrbites de la Terra i Venus. També el camp magnètic solar, les erupcions, mesurant les partícules que emetia i la radiació còsmica que originava. Altres sondes recordades han estat les Soho, Ace, Genesis, Stereo, bàsicament per estudiar el vent solar i les ejeccions de massa coronal.

El 2018 l’ESA van llançar la Solar Orbiter i la NASA la Parker Solar Probe, que ha estat la sonda que més s’ha apropat al Sol, 6,1 milions de km i la que més ràpidament viatja, fins a  690.000 km/h, prop de 200 km/s. Com referència recordeu que Mercuri gira a 58 milions de quilòmetres del Sol, vuit vegades més lluny del que ho farà la Parker.

A aquesta distància rep 520 cops més radiació que nosaltres a la Terra. Per això porta un escut d’11,4 cm de gruix de fibra de carboni que protegeix tots els instruments i que està dissenyat per suportar temperatures properes als 1.400ºC. Té forma d’hexàgon i muntat a la cara que dona al Sol, lògicament.

Estudiarà l’estructura de les dinàmiques del camp magnètic de la corona. Des de la Terra només podem observar la corona solar durant els pocs minuts que ens ho permeten els eclipsis totals de Sol. Aquesta corona es troba a una temperatura propera al milió de graus però es desconeix el mecanisme del seu escalfament, tenint en compte que la superfície de l’estrella és només de 6.000ºC, calen més estudis per conèixer-la. També intentarà estudiar la raó per la qual les partícules expulsades pel Sol viatgen a velocitats tan elevades, properes a la de la llum.

La seva missió base es va completar el setembre de 2025. De fet ha estat operativa durant la primera mitat del cicle solar d’11 anys, des del darrer mínim fins al màxim de juliol de 2025 . La NASA ha decidit ampliar-la per estudiar el cicle complet, fins el proper mínim, cap al 2030.

En aquests moments ja ha fet les 24 òrbites previstes al Sol, intentant apropar-se cada cop més a l’estrella per tal de millorar els estudis. Gràcies als encontres que tindrà amb Venus i,  a conseqüència de la seva assistència gravitatòria, permetrà a la sonda estrènyer cada cop més la seva òrbita el·líptica al voltant de l’astre.

Tal com afirma Jenifer Millard, astrònoma de Fifth Star Labs, Comprendre el Sol, la seva activitat, el clima espacial, el vent solar, és molt important per la nostra vida quotidiana a la Terra". 

Esperem que aquestes investigacions fetes per una missió agosarada, ens permetin revolucionar la nostra comprensió de la física solar.

Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 321 del setembre de 2026

Origen dels elements químics

Tots els elements químics existents a la taula periòdica (TP) es van crear en algun moment al llarg de la vida de l’univers. Tot sembla indicar que alguns es van crear en el moment del Big Bang (BB), a les estrelles i altres, els darrers, són sintetitzats en laboratoris. Fins els 118 coneguts actualment.

S’han descrit vuit formes diferents de sintetitzar-los. Quant més gran és l’àtom més difícil és aconseguir-lo. Quanta més massa al nucli, partícules (protons) al nucli, li cal més energia, directament. És la química del cosmos. Quan el que varia en el nucli són el nombre de neutrons, l’element químic segueix sent el mateix, però ara serà un isòtop. Existeixen uns 90 elements estables i uns 260 isòtops estables, dels 3.000 coneguts. L’element més estable de tots és el ferro, que és on finalitzen els processos de fusió nuclear. L’altre element molt estable és el plom, on acaben els processos radioactius de fissió.

        Taula dels elements químics d'acord amb la seva abundància a la terra.
        Font: 1970 Wm. F. Sheenan, adaptat per Closas-Reiss.

Les formes d’obtenció són:

1- Nucleosíntesi primordial

2- Nucleosíntesi interestel·lar

3- Explosió de nanes blanques – massa fins a 9MꙨ (masses solars)

4- Nucleosíntesi estel·lar

5- Explosió estrelles massa fins 30 MꙨ

6- Fusió d’estrelles de neutrons

7- Decaïment nuclear natural

8- Síntesi humana

1- Nucleosíntesi primordial. És la que es va produir en el moment inicial del Big Bang, la Gran Explosió, base del Model Cosmològic Estàndard, vigent avui en dia. Passats els primers 50 μs (microsegons) es va sintetitzar tot l’hidrogen existent a l’Univers. Mai se n’ha fabricat més, tot va ser en aquell i, només en aquell moment. També es va sintetitzar una part d’heli, l’element número 2 de la TP, durant els tres primers minuts després del BB, gràcies a la formació del deuteri, isòtop de l’hidrogen amb un protó i un neutró.

2- Nucleosíntesi interestel·lar. Dels elements següents, liti, beril·li i bor (Li-Be-B) gairebé només se’n van formar traces en el moment del BB. Es van acabar de formar amb el pas dels milions d’anys per xocs de partícules còsmiques d’alta energia, protons a velocitats relativístiques provinents de supernoves o cataclismes similars en el medi interestel·lar que podien trencar altres àtoms ja fets com el carboni.

3- Explosió de nanes blanques – massa fins a 9MꙨ (masses solars). Quan una nana blanca es troba propera a una altra estrella gegant vermella, li pot robar material i engreixar-se fins a explotar com una supernova tipus I-a generant una nebulosa planetària com farà el Sol. Aquí alliberen carboni, oxigen i nitrogen. Un altre model seria quan el sistema estel·lar que explota és binari, amb dues estrelles joves i petites. S’origina la combustió de l’heli en carboni i oxigen, i a l’explotar com supernova tipus Ia lax, diferent de l’anterior supernova, s’arriben a formar els elements entre els números 14 fins el 30, del silici al zinc.

4- Nucleosíntesi estel·lar – massa fins a 30MꙨ . Aquestes estrelles tan massives quan arriben a la vellesa i es converteixen en gegants vermelles, han cremat tot l’hidrogen els primers cent milions d’anys a una temperatura d’entre 20 i 70 milions de graus. Després cremen l’heli durant un milió d’anys a uns 200 milions de graus. Ja cal més temperatura i menys temps, la reacció nuclear és més ràpida. Després cremen el carboni, originant neó, sodi i magnesi durant uns mil anys a 400 milions de graus. Finalment, cremen el neó en 3 anys per obtenir oxigen, magnesi i silici, cremen l’oxigen en 4 mesos per obtenir sofre, fòsfor i silici i, com darrera etapa, cremen el silici en 5 dies per obtenir níquel i ferro i exploten. Aquests darrers passos a uns 2 mil milions de graus de temperatura.

Origen dels elements químics. 
Autor: Dr. Fernando Híjar

5- Explosió estrelles massa fins 30 MꙨ . En arribar al ferro ja no es produeix més energia interior a l’estrella, però continua radiant a l’exterior i es refreda, produint un col·lapse gravitatori. Les capes exteriors es precipiten a una velocitat del 23% de la de la llum i col·lisionen amb el nucli de ferro que es fotodesintegra originant protons i electrons de molt alta energia que xoquen amb les capes externes i donen lloc a l’explosió de supernova tipus II creant els elements superiors, des del ferro fins al rubidi, per reorganització dels nuclis.

6- Fusió d’estrelles de neutrons. La primera es va detectar el 2017 al LIGO, com ones gravitacionals i brots de raigs gamma (GRB) al telescopi Fermi. Es van batejar com kilonoves, amb més brillantor que les noves però menys que les supernoves. Són processos més energètics i es creen els elements del niobi a l’urani. Els lantànids i actínids (terres rares) estan aquí inclosos.

7- Decaïment nuclear natural. És la radioactivitat, un  nucli atòmic inestable emet energia, en forma de nucli d’heli, electrons o raigs gamma. Es creen nous isòtops d’elements ja existents i tots acaben convertint-se en plom.

8- Síntesi humana. Ha sintetitzat els elements que no existeixen a la naturalesa, per no ser estables com el tecneci amb N=43. També els elements posteriors al neptuni, element N=93, fins a l’oganessó N=118, sintetitzat l’any 2006 a Dubnà. Els laboratoris d’investigació es troben a la Facultat de Berkeley (EEUU), Institut Central d’Investigacions Nuclears a Dubnà (Rússia) i a l’Institut de Física Nuclear de Darmstadt (Alemanya) tots ells amb el seu accelerador de partícules.

És curiós però ni l’alumini ni el silici formen part de la vida, encara que sí formen part de l’escorça terrestre, en proporcions altes, 8 i 23%. Només algunes esponges i coralls utilitzen utilitzen silici, en forma d’òxid, per generar defenses dures. Altre curiositat és la dificultat de trobar fòsfor per l’abiogènesi (generació espontània), per la seva escassesa i disponibilitat, sent un  0,8% de la vida, però només un 0,1% a l’escorça.

Aquest escrit està basat en una xerrada del Dr. Fernando J. Híjar a l’Agrupació Astronòmica de Madrid el desembre de 2025.

Publicat a la Revista de Banyoles del setembre de 2026, número