Monday, 19 Nov 2018

La materia oscura

In cosmologia con materia oscura si definisce un’ipotetica componente di materia che non è direttamente osservabile, in quanto, diversamente dalla materia conosciuta, non emette radiazione elettromagnetica e si manifesta unicamente attraverso gli effetti  gravitazionali.

La materia oscura può però fare riferimento a qualsiasi sostanza che interagisce prevalentemente per gravità con la materia visibile (ad esempio stelle e pianeti). Quindi, in linea di principio non deve essere composta di un nuovo tipo di particella fondamentale, ma potrebbe, almeno in parte, essere composta da materia barionica standard, come protoni e neutroni. Tuttavia, per le ragioni riportate qui di seguito, la maggior parte degli scienziati considerano che la materia oscura sia dominata da una componente non barionica, che è probabilmente costituita da una nuova particella fondamentale (o stati esotici simili).

  • La materia barionica è fatta di  barioni (protoni e neutroni ) che compongono le stelle e i pianeti. Essa comprende anche i buchi neri, stelle di neutroni, vecchie e deboli nane bianche e nane brune, oggetti noti collettivamente come MACHO ( si identificano con questo acronimo gli oggetti astronomici che potrebbero rappresentare una parte importante della materia oscura presente nell’alone galattico ). Molteplici prove però suggeriscono che la maggior parte della materia oscura non sia fatta di barioni
  • A differenza della materia barionica, la materia non barionica non ha contribuito alla formazione degli elementi nell’universo primordiale ( nucleosintesi del Big Bang) , e così la sua presenza si rivela solo attraverso i suoi effetti gravitazionali. Inoltre, se le particelle di cui è costituita sono supersimmetriche, possono subire annichilimento interagendo con se stesse, con possibili rilevamenti indiretti osservabili in sottoprodotti  come raggi gamma e neutrini. I candidati per la materia oscura non barionica sono ipotetiche particelle quali assioni, neutrini sterili o WIMP (ad esempio particelle supersimmetriche). I tre tipi di neutrini già osservati sono davvero abbondanti, e “dark”, ma siccome le loro singole masse sono quasi certamente molto piccole, possono fornire solo una piccola frazione di materia oscura, a causa dei limiti derivati dalla struttura a larga scala e ad alto redshift delle galassie.

C’è una forte evidenza osservativa, quindi, che un contributo fondamentale alla densità dell’Universo sia data da materia non luminosa soggetta esclusivamente all’interazione gravitazionale.

Evidenza di materia oscura – Curva di rotazione della galassia spirale M 33 (punti giallo e blu con barre), e curva di rotazione prevista per una distribuzione della materia visibile (linea bianca). La discrepanza tra le due curve può essere spiegata solo con l’aggiunta di materia oscura nell’alone che circonda la galassia.
Queste galassie contengono una vasta popolazione di stelle poste su orbite quasi circolari attorno al centro galattico. Come accade per le orbite planetarie, secondo la terza legge di Keplero le stelle con orbite galattiche più grandi dovrebbero avere velocità orbitali minori; ma la terza legge di Keplero è applicabile soltanto a stelle vicine alla periferia di una galassia spirale, poiché presuppone che la massa racchiusa dall’orbita sia costante.
Tuttavia gli astronomi hanno condotto osservazioni delle velocità orbitali delle stelle nelle regioni periferiche di un gran numero di galassie spirali, e in nessun caso esse seguono la terza legge di Keplero.

Altre evidenze osservative:

  • rapporti M/L (massa/luminosità) come vincolo su  Ω: essi sono più elevati per scale più grandi;per riuscire ad avvicinarsi al valore critico bisogna   postulare o la presenza di ΩΛ (costante cosmologica) o presenza di materia oscura al di fuori  di ammassi di galassie
  • studio di materia oscura nella nostra galassia: metodo di confronto tra densità di massa in stelle conosciute e in gas, e la determinazione dinamica della densità totale: la prima misura la luminosità per le stelle, mentre per stimare  la seconda si utilizza l’equazione dell’equilibrio idrostatico ed una modellizzazione del disco galattico
  • materia oscura in aloni galattici: studiando l’appiattimento a grandi raggi delle curve di rotazione per le galassie, si può vedere come anche la nostra galassia necessiti di materia oscura
  • materia oscura in ammassi di galassie: analisi dell’equazione di Jeans misurando le dispersioni radiali e tangenziali di velocità e la  densità superficiale delle galassie, che porta ad ottenere rapporti elevati di M/L
  • effetto Sunyaev – Zel’dovich e lenti gravitazionali: entrambi i metodi offrono una stima della massa contenuta in ammassi di galassie: il primo   determina la massa del gas in base all’emissione X dello stesso, il secondo si basa sullo studio di archi gravitazionali

Ora facciamo una distinzione fra:

  • particelle termiche: che sono state in equilibrio con gli altri componenti dell’Universo fino al disaccoppiamento
  • particelle non termiche: che non sono mai state in equilibrio termico

In cosmologia standard all’epoca della nucleosintesi l’Universo consisteva di barioni, elettroni, fotoni e tre specie neutriniche. A questo punto  deve esistere qualche altra particella non termica e cioè mai stata in equilibrio termico con l’Universo. Possibili alternative sono i monopoli, assioni o stringhe cosmiche, entrambe queste alternative portano a scenari di materia oscura non collisionale, che interagisce solo gravitazionalmente (WIMP’s – particelle massive debolmente interagenti, sono le migliori candidate).

Considerando solo particelle termiche ci sono tre ulteriori casi possibili:

  • Hot Dark Matter HDM materia oscura calda: neutrini con masse dell’ordine dell’ eV (elettronvolt) sono i candidati ideali. Si dice hot perchè hanno velocità termiche elevate
  • Warm Dark Matter WDM materia oscura tiepida: per ridurre la velocità di queste particelle che si disaccoppiano quando sono ancora  relativistiche, se ne riduce la densità rispetto ai fotoni. Per questo si stima una massa tra 1 e 10 KeV
  • Cold Dark Matter CDM materia oscura fredda: se le particelle si disaccoppiano quando non sono più relativistiche, la densità in numero è  data dalla distribuzione di Boltzmann; la densità è perciò altamente ridotta e la massa diventa più grande rispetto al caso HDM. In tal caso la velocità termica delle particelle diminuisce. Il parametro di densità per particelle CDM di massa è di ca 3 GeV. Il candidato per lo scenario CDM diventa o una particella supersimmetrica o un assione (WIMP).

 

Mappa 3D della grande distribuzione della materia oscura, ricostruita da misure di lensing gravitazionale debole con il telescopio spaziale Hubble . Credit: Hubble/ NASA

Il modello Lambda-CDM o ΛCDM ( ossia Materia Oscura Fredda), indicato anche come modello standard della cosmologia, è il modello che riproduce meglio le osservazioni della cosmologia e del Big Bang.

Esso spiega le osservazioni della  radiazione cosmica di fondo (CMB), della struttura a grande scala dell’universo e delle supernovae che indicano un universo in espansione accelerata. È il modello più semplice in accordo con le osservazioni.

Elementi costitutivi sono:

  • La costante cosmologica Λ (Lambda), che è l’ energia oscura rappresentata dall’ energia del vuoto, che spiegherebbe l’espansione accelerata dell’universo e costituirebbe circa il 68% della densità d’energia in esso contenuta.
  • La materia oscura fredda, che è il concetto di materia oscura non termalizzata, non barionica e non collisionale. Questa componente rappresenterebbe il 27% circa della densità d’energia dell’universo.
  • Gli atomi (costituenti i pianeti le stelle e le nubi di gas) e i fotoni, che rappresenterebbero solo il rimanente 5% circa di tutta la massa-energia esistente.

 

Il Bullet Cluster (ammasso proiettile) è costituito dalla collisione di due ammassi di galassie . In senso stretto, il nome bullet cluster si riferisce al subcluster più piccolo, che si allontana da quello più grande.
Studi con lente gravitazionale del cluster proiettile sono la miglior evidenza per l’esistenza della materia oscura. Credit: NASA

Nell’ultimo decennio, il modello cosmologico ΛCDM ha permesso di spiegare la struttura cosmica su larga scala. Il modello CDM dimostra in maniera avvincente come lo stato fisico omogeneo dell’Universo primordiale sia evoluto facendo addensare la materia in quelle che sono oggi le galassie e gli ammassi di galassie. A differenza del più vecchio modello della materia oscura calda ( HDM  Hot Dark Matter), la teoria CDM afferma che le strutture cosmiche si sono evolute nel corso del tempo cosmico in maniera gerarchica, partendo da strutture autogravitanti distribuite su scale più piccole fino alla formazione di strutture più grandi.

Ora, a dispetto del suo successo, su tempi scala lunghi, le previsioni del modello cosmologico CDM divergono dai dati osservativi in vari modi:

  • Le maggiori discrepanze tra le previsioni del modello CDM e i dati emergono per le galassie più piccole (es. galassie nane satelliti) e che la maggior parte delle curve di rotazione galattiche hanno un profilo di materia scura “cored” (cioè nel nucleo) anzichè “cuspy”  (cioè negli aloni) come dovrebbe essere secondo le previsioni.
  • Le simulazioni CDM predicono un elevato numero di galassie satellite attorno alle maggiori galassie come la Via Lattea. Prima del 2000, erano note solo 9 galassie satelliii a 250 Kpc dall’alone galattico della nostra galassia quando invece sono previste almeno da un fattore 5 a 20 in più. Dove sono andate a finire queste galassie satelliti?

Secondo gli autori, una eventuale soluzione a queste e ad altre problematiche potrebbe derivare dall’assumere un modello di “materia oscura tiepida” (WDM, Warm Dark Matter) che nelle simulazioni porterebbe ad un profilo “cuspy“, e la concentrazione delle regioni centrali è di fatto più bassa rispetto a quella dei modelli CDM e quindi più vicina alle osservazioni come derivato dalle curve di rotazione galattiche. Tuttavia, gli scienziati concludono che a dispetto di qualche incertezza nelle simulazioni numeriche e nei dati osservativi, sembra che il modello WDM non permetta di risolvere il problema dei profili di materia scura “cusp-core” e quello relativo alle galassie satelliti mancanti. Insomma, le speranze rimangono appese ad un continuo affinamento del modello CDM che grazie agli sviluppi futuri della ricerca in diversi settori (es. simulazioni numeriche, misure della velocità delle stelle nelle galassie satelliti, esperimenti sotterranei che danno la caccia alle particelle di materia oscura) potrà diventare sempre più consistente con le osservazioni.

Fonti: Wikipedia / NASA Chandra X-Ray Telescope / Hubble Telescope / INFN / INAF

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