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Ha venido siendo una especie de hábito –dentro del mundo de los físicos– contar con la participación de los neutrinos para una serie de variadas explicaciones. La razón de ello, se puede encontrar en su eficiente discrecionalidad. Su interacción con el resto del mundo es suficientemente débil como para ser considerado materiales «oscuros». Son candidatos viables para la materia oscura desde el año 1980, cuando el físico ruso Yacob B. Zel'dovich, del Instituto de Matemáticas Aplicadas de Moscú, planteó que las fluctuaciones de densidad en un gas de neutrinos de gran tamaño que ocupase el universo formarían grumos del tamaño de supercúmulos en la bola de fuego primordial y se colapsarían en bolsones de neutrinos. Más tarde, los átomos de hidrógeno, formados unos 300.000 años después de la gran explosión, serían atraídos gravitatoriamente a los bolsones de neutrinos pre-existentes, formando así, un denso gas caliente. Al cabo de una largo tiempo, este protocúmulo de gas hidrógeno se habría fragmentado en grumos del tamaño de galaxias por una serie de complejos procesos físicos. Así pues, en este modelo las galaxias son, en cierto modo, unas recién llegadas al escenario cósmico, lo que de hecho ya constituye un problema. Las galaxias tienen aproximadamente casi la misma edad que el universo, son viejas, no jóvenes.
 Pero se presenta otro problema. Si bien la teoría del Big Bang afirma la existencia de una radiación de neutrinos fósiles, estimada en cerca de 450 neutrinos por centímetro cúbico; ¿sería capaz este gas de neutrinos, disperso en bolsones uniformes por el universo, ser la base de la constitución de las galaxias y el componente de la materia oscura?
Podría ser, siempre que esta partículas tuviesen individualmente una masa lo suficientemente densa, de unos treinta eV. Si fuese así, no sólo le otorgarían al universo la densidad crítica, sino que también constituirían la materia base para la generación de las estructuras galácticas. Pero de las tres variedades reconocidas de neutrinos (electrónicos, muónicos y tauónicos), al menos las dos primeras, no tendrían masa. En consecuencia, no sería viable contar con ellos como para cerrar el capítulo de esas dos grandes interrogantes cosmológicas.
Claro está, que la tercera variedad –que sería el tauónico– podría ingresar a la categoría de másico y, así, participar de la densidad cósmica. Ello siempre que se confirmara el anuncio hecho, en el año 1999, por los integrantes japoneses del experimento Super-Kamiokande, de haber detectado una masa al neutrino tauónico de 9 eV. Pero, por un lado, es algo que se encuentra en proceso de confirmación y, por otro, la masa no llegaría a los 30 eV. Sin embargo, aunque esa tercera variedad de neutrinos apareciera como la constituyente de la enigmática materia oscura, igual dejaría problemas pendientes. Ellos estarían radicados en la velocidad con que se desplazan estas partículas por el espacio. Los neutrinos, con y sin masa, se mueven muy rápidamente, prácticamente a la velocidad de la luz. Agrupados transitoriamente en un lugar del espacio, se dispersan aceleradamente en todo los sentidos. Un bolsón de neutrinos se extiende con gran velocidad. Pronto se hace demasiado grande para dar origen a una galaxia. En rigor, podrían dar cabida a que se constituyeran las estructuras gigantes del cosmos, como podrían ser los supercúmulos, pero en ningún caso las galaxias individuales. Por ello, la alternativa de otras partículas cuánticas, no tan rápidas.
Pese a que para el modelo estándar de la física de partículas los neutrinos carecen de masa; no obstante, caben modificaciones a la teoría que permiten la existencia de neutrinos másicos, como sería la variedad de los tauónicos. Al ser los neutrinos una partícula sin masa o muy ligera, ello les permite moverse a velocidades de la luz o muy cercana a ella, lo que los convierte en lo que se denomina partículas relativistas. También, a estas partículas relativistas, como otras de semejantes características, en cosmología se les suele llamar «materia oscura caliente» (del inglés Hot Dark Matter o abreviado HDM).
La contraparte al modelo de protocúmulos en forma de bolsones es la teoría según la cual se formaron primero las galaxias y no empezaron a agruparse en cúmulos mayores hasta fechas recientes. Si la materia oscura se agrupa en los grumos más pequeños, tamaño galaxia, debe estar formada por partículas cuánticas que aún ni siquiera conocemos de que se tratan y que, sin embargo, las estamos denominando como WIMPs. Es improbable que esas hipotéticas partículas (gravitinos, fotinos, y axiones) puedan ser detectadas directamente en experimentos de laboratorio, debido a su debilísima interacción con otra materia. Sólo pueden «verse» como la hipotética materia oscura de las galaxias. Esto para muchos les puede aparecer hasta espurio. Un invento para explicar la incapacidad humana para describir la evolución de las galaxias con una partícula que es, por lo demás, desconocida e indetectable.
Pero, salvo que se encuentre una explicación mejor para el peculiar movimiento que se observa en las galaxias, la existencia de materia oscura y fría en los halos galácticos corresponde a una buena dilucidación a un problema cosmológico vigente.
Ahora bien, la razón por la cual mayoritariamente se postula a una hipotética partícula cuántica de interacción débil con la materia ordinaria a la cual ya se le ha denominado WIMPs, se debe a que ellas podrían constituir en la actualidad un gas halogaláctico y que, en el pasado primigenio, pudieron formar grumos de materia oscura en el universo primitivo justo del tamaño preciso para constituir posteriormente las galaxias. Los grumos de materia oscura del tamaño de galaxias se congregarían más tarde gravitatoriamente (arrastrando consigo las galaxias) hasta convertirse en cúmulos y supercúmulos, formando filamentos y agujeros.
Cuando se piensa en las hipotéticas partículas WIMPs como componentes medulares de la materia invisible halogaláctica, se está considerando a partículas relativamente masivas, del orden de GeV que se mueven a velocidades significativamente menores a la de la luz, y que solamente interactuarían sólo a través de la fuerza débil y de la gravedad . A este tipo de partículas se les suele llamar también «materia oscura fría» (del inglés Cold Dark Matter, abreviada CDM), y su búsqueda no sólo tiene que ver con la problemática de la materia invisible, sino –como ya lo vimos anteriormente– también con las grandes teoría unificadas GUT's en sus intentos unificatorios de todas las interacciones, con la salvedad de la gravedad.
¿Qué fue primero (-primero, cúmulos, luego galaxias- o -primero galaxias, luego cúmulos-)? Es algo que se debate con pasión y discrepancias. Pero en este caso, tales diferencias vienen a ser una buena señal de progreso, pues, como describía Peebles: "Hace muy poco que se ha profundizado en el asunto lo suficiente como para poder elaborar hipótesis defendibles".
Miremos ahora el problema de la materia oscura bajo otra perspectiva, la de la astronomía.
Los primeros signos de la materia oscura aparecieron en los estudios de los movimientos celestes realizados durante la década de los años 30, del siglo XX. Uno de ellos, encabezado por el astrónomo holandés Jan Hendrik Oort, examinó los movimientos de las estrellas en las regiones limítrofes de la Vía Láctea. Oort calculó cuánta masa debía de tener la parte interior de la galaxia para mantener aquellas estrellas sujetas gravitatorialmente en sus órbitas. Luego estimó la masa real de las estrellas más interiores, y llegó a un resultado que las hacía un 50 por ciento más pequeñas de lo necesario para explicar los movimientos observados. En el mismo período, un físico astrónomo suizo Fritz Zwicky de Caltech, descubrió aberraciones similares a una escala 10.000 veces mayor. Midiendo las posiciones y velocidades de las galaxias en los grandes cúmulos, detectó que éstas se movían sumamente rápido como para que su débil gravitación mutua impidiera que se separaran unas de otras. Como no hay ninguna prueba observacional de que los cúmulos estén desintegrándose, Zwicky llegó a la conclusión de que han de tener además suficiente masa no detectada como para generar la atracción necesaria.
[Fig.11.02.03] En el primer dibujo, se grafica la rotación de un cuerpo sólido. Se ejemplariza como un disco sólido que gira, como un disco fonográfico, el borde exterior lo hace más rápido que la parte interior.
El segundo dibujo, representa al Sistema Solar. En el Sistema Solar, el Sol retiene la mayor parte de la masa, los planetas orbitan más lentamente cuanto más alejados están. Por ejemplo, Mercurio, el planeta más cercano, viaja diez veces más rápido que Plutón, el cual casi siempre está más lejos.
El último dibujo, representa al movimiento peculiar de las galaxias. En una galaxia, la masa se encuentra ampliamente distribuida: los índices de rotación de gases y estrellas deberían incrementarse con la distancia del centro hasta que la mayor parte de la masa de la galaxia se halle dentro de su órbita, luego debilitarse lentamente (rojo). De hecho, los índices de rotación galáctica nunca descienden (blanco), prueba de que una materia invisible mucho más allá del disco visible controla la velocidad de las estrellas.
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Las observaciones astronómicas demuestran que la cantidad media de materia luminosa (la densidad luminosa) es muy débil. Viene a corresponder, más o menos, a un décimo de nucleones (protones y neutrones) por metro cúbico. En comparación, en el mismo volumen de aire atmosférico, el número de nucleones es más de un millón de miles de millones de miles de millones. Entonces, sólo cabría concebir que la materia en el universo es escasísima. Sin embargo, la fuerza de gravedad indica otra cosa.
En la primera mitad de la década de los sesenta, del siglo próximo pasado, se midió lo que se denominó la «curva de rotación». Para ello, se eligió las nebulosas denominadas M33, M101 y la gran nebulosa de Andrómeda. Estas galaxias, como la Vía Láctea, son discos gigantescos de gas, polvo y estrellas, rotando alrededor del centro. Para estimar la curva de rotación es necesario determinar la velocidad con que se mueven los objetos que estructuran a la galaxia con respecto a su centro. Ahora bien, en función de la gravitación universal, era de esperar que los objetos que se encuentran ubicado a una mayor distancia del centro de la galaxia, donde ya casi no queda ningún material visible, la curva de rotación se acercaría a cero, ya que era legítimo pensar que en esos remotos parajes la fuerza de atracción inserta en la galaxia es marcadamente débil, tanto como que los objetos que sólo se mueven lentamente pueden permanecer orbitando alrededor de ella. Pero el estudio proporcionó una sorpresa. Al contrario de lo que se esperaba, la curva de rotación se mantenía casi constante o plana, como se observa en el gráfico que se inserta a la derecha.
La respuesta astronómica a ese fenómeno fue de que la materia que éramos capaces de observar en el espacio era significativamente menor que la que predecían los cálculos de efectos gravitacionales en las galaxias. Aparte de la que se ve, debería haber mucha mas materia que no podemos ver. Pero ¿de qué se trata?
Un número importante de astrónomos consideran que esa materia invisible todavía, podría tratarse de lo que ellos han denominado MACHOs (Masive Compact Halo Objects), en castellano OHCM (Objetos con Halo Compactos y Masivos), los cuales no deberían estar formados por estrella comunes de débil luminosidad o enanas rojas como son los ejemplos de Próxima Centauro y la Estrella de Barnard. Pero también señalan que esos halos no estarían formados de gases, como es la propuesta mayoritaria de los físicos teóricos. Estiman que la factibilidad más cercana estaría dada para los halos oscuros por una constitución de objetos de cualquier tamaño, desde menos de una millonésima parte del Sol hasta millones de veces la masa de éste. Su estructura estaría dada por hoyos negros; estrellas de neutrones; enanas blancas enfriadas y resquebrajadas; enanas café o marrón, estrellas de escasa masa para encender en combustión; planetas grandes y pequeños como Plutón, e incluso asteroides.
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