La materia oscura no emite luz, pero la gravedad permite que se agrupe y forme estructuras. Los investigadores llaman halos a esas estructuras de materia oscura ligadas por la gravedad.1
Se considera que las grandes galaxias, como la Vía Láctea, se encuentran dentro de enormes halos de materia oscura. A su alrededor pueden existir halos mucho más pequeños. Algunos podrían ser tan pequeños que no contuvieran estrellas y, por tanto, no emitieran luz propia.
De ahí surge una pregunta.
¿Hasta qué tamaño puede agruparse la materia oscura?
¿Se siguen formando halos hasta masas extraordinariamente pequeñas? ¿O existe una masa por debajo de la cual la materia oscura ya no consigue agruparse con facilidad?
La respuesta está relacionada con las propiedades de sus partículas.
Si en el universo temprano las partículas de materia oscura se movían muy deprisa, saldrían repetidamente de las regiones donde comenzaba a acumularse materia. Las pequeñas diferencias de densidad se dispersarían antes de que la gravedad pudiera amplificarlas, impidiendo que crecieran hasta formar halos.
La física denomina libre propagación (free streaming) a esa dispersión de estructuras pequeñas causada por el movimiento de las partículas.2
Cuanto mayor es ese efecto, más difícil resulta formar halos pequeños. A la inversa, si sobreviven numerosos halos de masa muy baja, la materia oscura no pudo moverse lo bastante deprisa como para borrar esas estructuras.
Los halos más pequeños conservan así información sobre cómo se movía la materia oscura en el universo temprano.
Para investigar esta cuestión, un equipo internacional dirigido por Anna M. Nierenberg, investigadora principal (PI) de la Universidad de California en Merced, observó cuásares con cuatro imágenes mediante el telescopio espacial James Webb (JWST), dentro del programa GO-2046.3
En agosto de 2026 aparecieron dos resultados del mismo estudio observacional. El 11 de agosto, un artículo encabezado por Nierenberg examinó hasta qué masas bajas debía prolongarse la distribución de halos. Una semana después, el 18 de agosto, otro trabajo encabezado por Daniel Gilman, de la Universidad de Chicago, utilizó la misma muestra de 28 lentes gravitacionales para restringir la libre propagación de la materia oscura. No son confirmaciones independientes obtenidas con observaciones distintas, sino análisis diferentes del mismo programa.3
¿Cómo detectar un halo invisible?
El problema es que un halo pequeño sin estrellas no puede observarse directamente por su propia luz.
En vez de buscar el halo en sí, el equipo estudió los cambios que su gravedad deja en la luz de otros objetos.
Imaginemos un objeto brillante muy lejano y, entre él y la Tierra, una galaxia masiva. La gravedad de la galaxia en primer plano curva la luz del objeto de fondo, que puede llegar hasta nosotros por trayectorias diferentes. Así, un único objeto puede aparecer en dos o incluso cuatro imágenes.
Es el fenómeno de lente gravitacional fuerte.4
En este estudio, las fuentes luminosas de fondo eran cuásares: objetos extraordinariamente brillantes, alimentados por material que cae hacia agujeros negros supermasivos en los centros de galaxias lejanas. Los 28 sistemas analizados finalmente eran lentes de cuatro imágenes, en las que un solo cuásar aparece en cuatro posiciones.
Las luminosidades de esas cuatro imágenes no son arbitrarias. Dependen de dónde y cómo se distribuye la masa de la galaxia del primer plano y, por tanto, de cómo se desvía cada trayectoria de luz.
Pero si cerca de una de esas trayectorias existe un pequeño halo de materia oscura, su campo gravitatorio local puede alterar ligeramente el resultado. Una o varias imágenes podrían verse algo más brillantes o tenues de lo previsto.
Incluso un halo invisible puede dejar una huella en la luz que pasa cerca de él.
Por supuesto, una diferencia inesperada de brillo no demuestra por sí sola la presencia de materia oscura. Las estrellas de la galaxia del primer plano también pueden curvar la luz, y un modelo incorrecto de la distribución total de masa puede producir desviaciones parecidas.
Los investigadores intentaron reducir estas ambigüedades. En la mayoría de los sistemas emplearon relaciones de flujo en el infrarrojo medio procedentes del polvo cálido alrededor de los cuásares, menos sensibles al efecto de estrellas individuales. En 24 de las 28 lentes también analizaron los arcos gravitacionales extendidos de las galaxias anfitrionas, lo que ayudó a restringir mejor la distribución de masa a gran escala de las galaxias del primer plano.5
También seleccionaron la muestra según su utilidad para el análisis. El instrumento de infrarrojo medio MIRI del JWST observó inicialmente 31 cuásares con cuatro imágenes. Se conservaron 26 sistemas aptos para el estudio de materia oscura y se añadieron otras dos lentes de cuatro imágenes cuyas relaciones de flujo ya se habían medido con observaciones del Observatorio W. M. Keck (W. M. Keck Observatory), en Maunakea (Hawái), y del telescopio espacial Hubble. Así se llegó a la muestra final de 28.6
Después, el equipo calculó cuántos halos pequeños podrían existir para distintas masas, bajo varios supuestos, y comparó las predicciones con esas 28 lentes observadas.
No identificó halos uno por uno en fotografías. Comparó estadísticamente qué universo concordaba mejor con las observaciones: uno con muchos halos pequeños u otro con menos.
¿Hasta qué masas deben seguir existiendo halos?
El primer estudio, encabezado por Nierenberg y publicado el 11 de agosto en Physical Review Letters, simplificó deliberadamente la pregunta.
Supongamos que la distribución de masas de los halos recién formados se interrumpe bruscamente por debajo de cierta masa.
¿Cuán elevada podría ser esa masa de corte?
El análisis indicó que debía situarse por debajo de aproximadamente 160 a 200 millones de masas solares. Según el modelo utilizado para calcular cuántos halos pequeños deberían existir, el límite superior era de 10^8.2 o 10^8.3 masas solares.7
Es importante interpretar correctamente estas cifras.
Los investigadores no descubrieron un halo concreto de materia oscura con 160 millones de masas solares.
La conclusión es que un modelo donde la distribución de halos ya se ha interrumpido por encima de esa masa resulta difícil de conciliar con las observaciones de las 28 lentes.
En otras palabras, restringieron hasta qué masas bajas debe continuar la población de halos, no la masa de un supuesto halo mínimo descubierto directamente.
El segundo estudio, encabezado por Gilman y publicado el 18 de agosto, examinó un escenario físicamente más realista.
El efecto de la libre propagación no suele suprimir la formación por completo justo en una masa determinada. En cambio, conforme disminuye la masa se forman progresivamente menos halos.
¿Cuánta supresión de estructuras pequeñas permiten las 28 lentes?
El análisis mostró que los modelos que eliminan demasiada estructura a pequeña escala son difíciles de reconciliar con los datos. Los autores expresaron además el resultado como un límite superior sobre una escala de longitud característica de la supresión por libre propagación.8
Los resultados eran compatibles con las predicciones de la materia oscura fría (Cold Dark Matter, CDM), que conserva abundantes estructuras pequeñas.
Aquí, «fría» no se refiere a una temperatura cotidiana baja. Significa que, durante la formación de estructuras, las partículas se movían lo suficientemente despacio para que sobrevivieran muchas pequeñas fluctuaciones de densidad.
Por el contrario, los modelos de materia oscura templada (Warm Dark Matter, WDM) contemplan un movimiento mayor de las partículas en el universo temprano, capaz de dispersar más de esas pequeñas fluctuaciones.
Ahora la pregunta es la masa de una sola partícula
Hasta aquí, los 160 a 200 millones de masas solares representaban una posible frontera en la distribución de masas de los halos.
Ahora cambia el objeto de la pregunta.
¿Qué masa mínima podría tener una partícula individual que componga esos halos?
La masa de un halo y la masa de una sola partícula son magnitudes físicas totalmente distintas.
Si se adopta una hipótesis concreta sobre cómo se produjo la materia oscura en el universo temprano, se puede relacionar la libre propagación con la masa de sus partículas.
En determinados modelos de WDM, las partículas más ligeras permanecen moviéndose deprisa durante más tiempo en el universo temprano. Dispersan más fluctuaciones pequeñas de densidad y, por eso, se forman menos halos de baja masa.
Las partículas más pesadas presentan un efecto de libre propagación menor, por lo que pueden sobrevivir más estructuras pequeñas.
Al aplicar las restricciones de las lentes a un modelo térmico específico de partículas de materia oscura, los investigadores obtuvieron límites inferiores de 6,5 o 7,4 kiloelectronvoltios (keV) para la masa de la partícula, dependiendo de los supuestos del modelo.9
No se trata de masas medidas mediante la detección directa de partículas de materia oscura.
El JWST tampoco ha descubierto una partícula de materia oscura de 7 keV.
Entre las observaciones y esas cifras hay varias etapas de inferencia:
Observaciones de lentes gravitacionales → distribución estadística de halos pequeños → límites a la libre propagación → modelo concreto de partículas → límite inferior de masa de la partícula.
Lo que el telescopio midió directamente fue información de la luz: posiciones de las imágenes, brillos relativos y arcos gravitacionales. La abundancia de halos, la libre propagación y la masa de las partículas se infirieron en pasos sucesivos.
Si la materia oscura se hubiera originado de otra manera, las mismas observaciones podrían conducir a una restricción distinta de la masa de sus partículas.
Entonces, ¿es correcta la materia oscura fría?
Todavía no podemos concluirlo.
Los resultados son compatibles con las pequeñas estructuras previstas por CDM y restringen algunos modelos de WDM que las suprimen con mucha intensidad.
Pero los dos artículos de 2026 no verificaron independientemente sus resultados mediante observaciones separadas.
Ambos utilizaron la misma muestra de 28 lentes gravitacionales fuertes.
Uno estudió el caso extremo de un corte abrupto a bajas masas; el otro, una supresión gradual producida por libre propagación.
Los valores de los límites también dependen en cierta medida de cómo se calcula la cantidad de halos pequeños que deberían formarse inicialmente.10
Por ello, estos resultados no resuelven qué es la materia oscura.
Lo que hacen es delimitar con mayor precisión cuánta estructura pequeña debió sobrevivir.
Una muestra mayor cambiaría la pregunta
El análisis actual utiliza 28 lentes gravitacionales.
Los investigadores prevén que, si la muestra aumenta hasta aproximadamente 200 cuásares comparables con cuatro imágenes, el límite sobre el corte de la distribución a bajas masas podría mejorar en más de un orden de magnitud: más de diez veces.11
Por ahora se descartan modelos de materia oscura que destruyen demasiada estructura pequeña.
Con una muestra suficientemente amplia, la pregunta podría cambiar.
¿A partir de qué escala, si es que existe, comienza el universo real a producir menos halos pequeños de los que predice CDM?
Las 28 lentes actuales no han revelado con claridad esa diferencia.
Si en el futuro se identifica esa frontera, la distribución de los halos más pequeños podría ayudar a distinguir cómo se movían las partículas de materia oscura en el universo temprano.
Este estudio no descubrió la frontera; redujo el intervalo en el que todavía podría encontrarse.
Notas
1. Un halo no es una «bola sólida de materia oscura». La expresión «agrupación» ayuda a entenderlo, pero un halo no tiene una superficie como una roca o un planeta. Es una distribución extensa de partículas de materia oscura ligadas gravitacionalmente. Dentro de un halo galáctico grande pueden existir halos más pequeños o subhalos. Incluso sin estrellas ni gas, esos halos poseen gravedad y se pueden estudiar mediante lentes gravitacionales. Fuente: Nierenberg, A. M. et al. “Measurement of the Minimum Cold Dark Matter Halo Mass with Strong Gravitational Lensing.” Physical Review Letters 137, 071001 (2026). DOI: 10.1103/jnjt-1ghp..
2. ¿Por qué la libre propagación borra primero las estructuras pequeñas? Si las partículas se mueven muy deprisa en el universo temprano, escapan continuamente de las regiones donde empezaba a acumularse materia oscura. Las diferencias de densidad a gran escala pueden crecer bajo la gravedad, pero las pequeñas pueden dispersarse antes. Por ello, cuanto mayor es el efecto, menos halos de baja masa se forman. La escala de la libre propagación depende tanto de la masa de las partículas como del proceso por el que se originó la materia oscura. Fuente: Gilman, D. et al. “Free-Streaming Length of Dark Matter from JWST Observations of 28 Strong Gravitational Lenses.” Physical Review Letters 137, 081004 (2026). DOI: 10.1103/qckh-cqrd..
3. ¿Quién inició las observaciones y qué relación tienen los dos artículos de 2026? El trabajo procede del programa general del primer ciclo de JWST GO-2046, «A definitive test of the dark matter paradigm on small scales», dirigido por Anna M. Nierenberg, de UC Merced. Survey I (2024) describió el proyecto de observar 31 cuásares con cuatro imágenes mediante MIRI y sus primeros resultados. Survey II (2024) restringió la libre propagación con nueve sistemas iniciales. Nierenberg figura como primera autora del artículo en PRL del 11 de agosto de 2026; Daniel Gilman, de la Universidad de Chicago, encabeza el del 18 de agosto. Los equipos de autores se solapan ampliamente y ambos usan la muestra final de 28 objetos. No son replicaciones independientes, sino análisis físicos diferentes de un mismo programa. Las relaciones de flujo finales se detallan en Survey III, encabezado por R. E. Keeley; el estudio que incorpora arcos extensos aparece en Survey IV, encabezado por Gilman. Fuentes: Nierenberg, A. M. et al. “JWST lensed quasar dark matter survey – I. Description and first results.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 530, 2960–2971 (2024). DOI: 10.1093/mnras/stae499.; Nierenberg et al., PRL 137, 071001 (2026); Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026); Keeley, R. E. et al. “JWST lensed quasar dark matter survey. III. Dark matter sensitive flux ratios and warm dark matter constraint from the full sample.” Physical Review D 114, 043043 (2026). DOI: 10.1103/53tj-sjlg.; Gilman, D. et al. “JWST lensed quasar dark matter survey. IV. Stringent warm dark matter constraints from the joint reconstruction of extended lensed arcs and quasar flux ratios.” Physical Review D 114, 043044 (2026). DOI: 10.1103/k2m5-kf6p..
Keeley, R. E. et al. “JWST lensed quasar dark matter survey – II. Strongest gravitational lensing limit on the dark matter free streaming length to date.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 535, 1652–1671 (2024). DOI: 10.1093/mnras/stae2458.
4. ¿Por qué un solo cuásar se ve cuatro veces? No existen cuatro cuásares distintos. La gravedad de una galaxia en primer plano desvía la luz de un mismo cuásar por varias trayectorias hasta formar cuatro imágenes. Cada trayectoria atraviesa regiones con campos gravitatorios diferentes, de modo que las imágenes son sensibles a perturbaciones locales producidas por halos pequeños. Fuente: Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026).
5. ¿Por qué combinar infrarrojo medio y arcos gravitacionales? La luz óptica procedente del centro del cuásar nace en una región muy compacta y se ve fácilmente afectada por microlentes causadas por estrellas individuales de la galaxia cercana. En cambio, la radiación infrarroja del polvo cálido procede de una zona más extensa, de aproximadamente 1 a 10 pársecs, y reduce la influencia de estrellas individuales, aunque sigue siendo sensible a halos pequeños de materia oscura. Los arcos extendidos permiten restringir mejor la distribución de masa a gran escala de la galaxia del primer plano y separar errores del modelo global de los efectos de halos pequeños. Se modelaron arcos en 24 de los 28 sistemas finales. Fuentes: Nierenberg et al., MNRAS 530 (2024); Gilman et al., PRD 114, 043044 (2026).
6. ¿Por qué se observaron 31 objetos pero se analizaron 28? El programa JWST observó originalmente 31 cuásares de cuatro imágenes con MIRI. Se descartaron cinco por causas como una estructura de galaxia frontal inadecuada para el análisis, un número de imágenes diferente del previsto o imágenes demasiado superpuestas para medir sus brillos por separado. Quedaron 26 sistemas JWST. Se añadieron dos lentes de cuatro imágenes con relaciones de flujo de emisión de líneas estrechas ya medidas mediante observaciones del Observatorio Keck y del Hubble, hasta sumar 28. Fuentes: Keeley et al., PRD 114, 043043 (2026); Gilman et al., PRD 114, 043044 (2026).
7. ¿Qué significan los 160–200 millones de masas solares? El primer estudio probó un modelo simplificado: la función de masas de los halos y la relación masa-concentración previstas por CDM se mantienen hasta que se produce un corte repentino por debajo de una masa m_low. Con un criterio de probabilidades de 10 a 1, el límite superior de m_low fue de 10^8.2 o 10^8.3 masas solares, según el modelo de abundancia de halos pequeños. No constituye una masa mínima absoluta para un halo individual. Los subhalos pueden perder masa mediante interacciones de marea en halos grandes y terminar con masas actuales inferiores al límite. Fuente: Nierenberg et al., PRL 137, 071001 (2026).
8. ¿Qué representa la escala de 6–7 kilopársecs? El segundo estudio restringió, mediante datos de lentes y modelos de formación de estructuras, cuánto podían disminuir las estructuras pequeñas y tradujo la restricción a una longitud de libre propagación. El límite superior fue de aproximadamente 6,0 o 7,0 kilopársecs, según el modelo de abundancia de halos. Un kilopársec equivale a unos 3260 años luz, por lo que la conversión numérica da aproximadamente 20 000–23 000 años luz. Esto no significa que una única partícula haya recorrido esa distancia en línea recta: es una escala característica para la dispersión de fluctuaciones de densidad en el universo temprano por el movimiento de las partículas. Fuente: Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026).
9. Los 6,5–7,4 keV se refieren a la masa de una sola partícula. Los 160–200 millones de masas solares corresponden a un límite de la distribución de masas de halos. En cambio, 6,5 y 7,4 keV son límites inferiores para la masa de una hipotética partícula de materia oscura. Se obtienen al aplicar la restricción de libre propagación a un modelo determinado de reliquia térmica (thermal relic) de espín 1/2, cuyas partículas se suponen producidas térmicamente en el universo temprano. Aunque el keV es una unidad de energía, en física de partículas también se expresa la masa en unidades de energía. La versión definitiva publicó límites de 6,5 y 7,4 keV: no son mediciones directas aplicables a toda la materia oscura. Fuentes: Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026); Gilman et al., PRD 114, 043044 (2026).
10. ¿Por qué varían algo los números con los mismos datos? Existen diferentes formas de estimar cuántos halos pequeños se formarían inicialmente. Los autores utilizaron distribuciones previas procedentes del cálculo semianalítico galacticus y de simulaciones de N cuerpos. Por eso, el primer trabajo dio límites superiores para el corte de 10^8.3 y 10^8.2 masas solares, y el segundo límites inferiores de 6,5 y 7,4 keV para la masa de una reliquia térmica. No implica un error al medir una misma magnitud, sino dependencia de los modelos adoptados. Fuentes: Nierenberg et al., PRL 137, 071001 (2026); Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026).
11. ¿Por qué importarían unos 200 sistemas? Con solo 28 lentes es difícil separar por completo la cantidad total de halos pequeños de su supresión a bajas masas. El primer estudio proyectó que unas 200 lentes comparables de cuásares con cuatro imágenes podrían mejorar la restricción del corte en más de un orden de magnitud, es decir, por un factor superior a diez, y limitar de manera más directa su abundancia total. Es una proyección futura, no un resultado ya obtenido. Fuente: Nierenberg et al., PRL 137, 071001 (2026).