Ricerca e rilevamento della materia oscura

Nessuno sa cos’è: per questo si chiama “materia oscura”. Non sappiamo come si comporta e cosa sia, nessuno è mai riuscito a osservarne direttamente una sola particella. All’inizio del XX secolo si credeva che l’intera massa dell’universo risiedesse nelle stelle. Un secolo dopo la situazione sembra abbastanza complessa e sorprendente, come si può vedere nella tabella seguente:

Componente

Frazione della massa in base alla densità critica

stelle

~ 0,5%

Gas neutro

~ 0,5%

Gas ionizzato

~ 3%

Materia barionica totale

~ Dal 4 al 5%

neutrini

~ 0,1 al 5%

Materia oscura fredda

~ 25 al 33%

Costante cosmologica o altre forme di energia oscura

~ Dal 60 al 72%

Le prime prove della materia oscura

Dagli anni ’30 è noto che le velocità peculiari delle galassie nei cluster corrispondono a una massa totale del cluster di circa un ordine di grandezza maggiore del totale di tutta la materia luminosa osservata all’interno delle galassie stesse. Esistono modi semplici per stimare la massa dei cluster. L’unica forza apprezzabile tra le galassie di un ammasso è la gravità . Maggiore è la massa di un ammasso, le galassie esterne saranno sottoposte a una forza gravitazionale totale più grande e quindi a una maggiore accelerazione, raggiungendo velocità più elevate. Pertanto, la velocità media delle galassie in un cluster è una misura della loro massa. Questo stesso argomento ci consente di calcolare la massa utilizzando le misurazioni delle velocità più elevate osservate nel cluster. Questi non possono essere molto più grandi della velocità di fuga , altrimenti le galassie si sarebbero allontanate dal gruppo.

Immagine of American Physical Society / Alan Stonebraker; immagini galassia da STScI / AURA, NASA, ESA e Hubble Heritage Team / astronomie.nl .

Ovviamente, sempre un’idea semplice in astronomia è spesso accompagnata da difficoltà di osservazione. In questo caso, non possiamo osservare le galassie in movimento. Possiamo solo ottenere un’istantanea del cluster insieme a una misurazione, tramite lo spostamento Doppler, delle velocità peculiari di ogni galassia. Ma potrebbe accadere che le galassie con velocità più elevate stessero davvero scappando dall’ammasso, o che in realtà non ne facciano parte, o che siano semplicemente galassie di sfondo che attraversano la striscia del cielo dove si trova l’ammasso.

Prove più consistenti

Dagli anni sessanta una situazione simile è stata osservata nelle parti esterne delle galassie a spirale e almeno in alcune ellittiche . Se immaginiamo una galassia come un Sistema Solare, con le stelle che ruotano in orbite chiuse attorno al centro dove è concentrata una grande quantità di massa, ci si aspetterebbe che la velocità delle stelle diminuisca man mano che ci allontaniamo dal centro seguendo una legge Kepleriana del tipo inverso della radice quadrata della distanza. La rappresentazione della velocità di rotazione rispetto alla distanza è detta curva di rotazione. Il lettore può visualizzare diversi tipi di curve di rotazione in base alla massa centrale in questa applicazione java . Tuttavia, le osservazioni indicano il contrario. La velocità sembra rimanere praticamente costante fino al limite di osservazione esterno della galassia, come possiamo vedere nell’esempio della curva di rotazione della destra corrispondente alla galassia NGC3198 (fonte: Berkeley )

Ci sono solo due possibili spiegazioni per questo fenomeno:

1. Esiste una quantità di materia distribuita in modo diverso rispetto al materiale visibile

2. Le leggi dinamiche o la teoria gravitazionale che applichiamo a quelle scale non sono corrette.

Sebbene ci sia almeno una teoria dinamica alternativa (MOND) e qualche teoria gravitazionale alternativa ( Gravità Compiacente per esempio), questi hanno alcuni problemi e finora nessuno ha trovato alcuna deviazione dalle predizioni della Teoria della Relatività Generale . Pertanto, prima di partire senza una ragione sufficiente una teoria coerente di tale successo osservativo come la Relatività Generale, dobbiamo provare l’alternativa più semplice.

Materia oscura non barionica

Prima del 1980 si riteneva comunemente che questa “materia oscura” fosse materia ordinaria in qualche forma non rilevabile come gas, stelle di massa ridotta e corpi stellari di tipo nano bianco o buco nero. Tuttavia, gli anni ottanta hanno portato sulla scena un’altra affascinante idea: quella materia oscura è composta da neutrini o qualche forma di particelle più esotica non ancora scoperta nei laboratori ad alta energia. Perché i cosmologi pensano a questi tipi di materia esotica? La ragione è che molte osservazioni convergono in un valore del parametro di densità dell’ordine del 30% della densità critica . Ma la nucleosintesi primitiva cioè, il modello di formazione degli elementi chimici leggeri nell’universo primordiale, indica che la quantità di barionica (che consiste di protoni e neutroni) non può essere molto diverso da un 4 a 5% della densità critica . Il totale della materia luminosa visibile è al di sotto di questa quantità, il che implica che ci deve essere molta materia non rilevata sotto forma di oggetti compatti. Tutto ciò ci porta a pensare che almeno l’85% della materia è formato da qualche tipo di materia esotica.

Tipi di materia esotica non barionica

1. Neutrini

La prima particella che si pensava fosse parte di questa materia oscura era il neutrino. Il neutrino è una particella emessa nel decadimento beta in cui un protone ( p ) viene fatto reagire con un antineutrino (  ) diventando un neutrone ( n ) e un positrone ( + ) o un protone ( p interagisce) con un elettrone (  ) per produrre un neutrone ( n ) e un neutrino ( n ).

Nel modello standard della fisica delle particelle, il neutrino è una particella che non ha massa. Tuttavia, le modifiche possono essere apportate alla teoria che consente l’esistenza di massicci neutrini in modo che debbano essere le osservazioni o gli esperimenti che decidono quale è il caso. Come il neutrino particella priva di massa o si muove estremamente leggeri alla velocità della luce o di velocità si avvicina, rendendoli nel cosiddetto particelle relativistiche. Attualmente chiamato qualsiasi tipo di particelle relativistiche nella cosmologia della materia oscura calda (dall’inglese Hot Dark Matter o abbreviato HDM)

La nucleosintesi primogenita afferma che il numero di tipi di neutrini può essere solo tre (in realtà, a conferma esperimenti CERN ) ed il numero attuale deve essere sul dell’ordine di circa 115 specie di neutrini per centimetro cubo. Tenendo conto del fatto che la densità critica è dell’ordine di peso di 2 o 3 atomi di idrogeno per metro cubo, se i neutrini devono contribuire a qualcosa di simile all’ordine della densità rilevata (1/3 della densità critica circa). avremmo che circa 100 milioni di neutrini dovrebbero pesare qualcosa come un atomo di idrogeno. Un atomo di idrogeno pesa (in unità di energia) circa 1000 MeV . Pertanto la massa del neutrino dovrebbe essere dell’ordine di circa 10 eV in modo che possa costituire il resto della massa oscura. 
Ma se i neutrini sono la massa dominante di strutture come le galassie possiamo fare una nuova stima della massa del neutrino come segue: Le galassie hanno una massa dinamica possiamo dedurre circa il semplice fatto che le stelle sono legate gravitazionalmente per il corpo la galassia Essa deve essere soddisfatta in modo che l’energia di legame gravitazionale ( G m M / r ) è il meno l’ordine della energia cinetica delle stelle ( 1/2 mv 2 ), in modo che essi non sfuggono le loro orbite. Ad esempio, per la nostra galassia, con il Sole situato a circa 10 kpc Ruota con una velocità di circa 220 km / s implica una massa minima di qualcosa di più di 5 × 109 masse solari. I neutrini sono fermioni (particelle di spin semi-intero) e il principio di esclusione di Pauli stabilisce una densità di neutroni massima dell’ordine di un milione per centimetro cubo. Questo stabilisce una massa minima per il neutrino di circa 30 eV, che è incompatibile con il calcolo precedente che stabiliva un limite superiore di circa 10 eV.

Le misure dell’esperimento Super-Kamiokande del 1999 indicano che la massa del neutrino è probabilmente molto più piccola di questa quantità. Le misurazioni del CERN hanno posto un limite superiore alla massa di neutrini più pesante di circa 9 eV. Le misure più recenti stimano la somma dei tre tipi di neutrini tra 0,05 e 8,4 eV . Ciò implicherebbe un scarso contributo alla densità della materia nell’universo, da qualche parte tra 0,001 e 0,18 della densità critica. 
Le osservazioni della supernova 1987A sono anche compatibili con l’esistenza di tre tipi di neutrini e con un limite superiore della massa del neutrino elettronico di circa 25 eV. 

Ma c’è un problema più serio di tutto questo. Quando abbiamo gran massa dei neutrini nell’universo, le grandi strutture galattiche come superammassi tendono a formare prime piccole strutture come gli ammassi di galassie (che di solito è chiamato formazione su e giù), indicano formazioni relativamente recente di grandi strutture (più compatibile con una formazione strutturale gerarchicamente dal basso verso l’alto). Inoltre, le concentrazioni di materia nei grandi supercluster sarebbero considerevolmente maggiori di quanto osservato 

Confronto tra la distribuzione della galassia osservata (c) e una simulazione numerica delle strutture galattiche risultanti in un modello di universo con neutrini (b) e un modello di universo con particelle più massicce e lente (a)

2. Materia oscura fredda

Si chiama materia oscura fredda (dall’inglese Cold Dark Matter, abbreviato CDM) a qualsiasi tipo di particelle relativamente massive che si muovono a velocità molto più basse della velocità della luce. La ricerca di questo tipo di particelle come parte della materia oscura ha due motivazioni di base:

1. La sua esistenza è una caratteristica generale delle teorie della grande unificazione che cercano di unificare tutte le interazioni tranne la gravità.

2. Il suo inserimento nelle simulazioni della formazione delle strutture galattiche riesce a migliorare la somiglianza con quelle osservate 

Le particelle che potrebbero formare la materia oscura fredda potrebbero avere masse che infestano l’ elettrone Giga e interagiscono solo attraverso l’ interazione debole e la gravità. Per questo motivo vengono solitamente chiamati WIMP (da particelle massive Interacting deboli o particelle voluminose che interagiscono debolmente). Alcuni di questi tipi di particelle sono stati proposti dalla teoria ma mai osservati fino ad oggi.

Energia oscura

Sia la relatività generale che la gravitazione molto newtoniana consentono l’esistenza di un termine che può produrre una repulsione gravitazionale su larga scala, implicando un universo che potrebbe persino accelerare la sua espansione. La parte interessante del caso è che ci sono prove che questa potrebbe essere la situazione, derivante da tre osservazioni indipendenti:

1. Della relazione spostamento-distanza rossa applicata alla luminosità delle supernove di tipo Ia.

2. Delle anisotropie della radiazione cosmica di fondo

3. Dallo studio statistico delle lenti gravitazionali .

Tutti questi studi indicano che questa componente di energia oscura contribuisce per circa 2/3 della massa dell’universo, il che implica un universo molto vicino o scorretto con densità critica , e quindi geometria spaziale piatta. Cosa potrebbe costituire questa energia oscura? Due possibilità sono attualmente in fase di studio:

1. Costante cosmologica

2. Quintessenza

Rilevamento diretto di materia fredda

1. Rilevamento di MALES (Oggetti compatti dell’alone galattico)

Quando un oggetto compatto di Galactic Halo come un pianeta gigante, nana bruna, nana bianca, ecc. passa davanti ad una stella lontana (es situato nelle nubi di Magellano ), un fenomeno che chiamiamo verifica microlente gravità , simile alle lenti gravitazionali prodotte interponendo una galassia o ammasso di galassie nella nostra linea di vista un quasar .

L’effetto di interposizione di un MACHOS produce una concentrazione di luce dalla stella lontana che si manifesta come un aumento di luminosità. Teoricamente, se il MACHOS e la stella sono praticamente allineati nella linea di vista dalla Terra, un anello luminoso si forma attorno all’oggetto formato da tutti i raggi di luce che convergono sull’osservatore. Questo anello di denominazione di Einstein

moa_microlensing_planets1.jpg

Il principio della microlente gravitazionale. Phil Yock, University of Auckland

Il raggio dell’anello di Einstein E dipende dalla massa M dell’oggetto e dalle distanze L alla stella e 1

E = 2 / c Root [GML x (1-x)]

Dove c è la velocità della luce, G la costante di gravitazione universale e

x = [distanza dal Macho] / [distanza dalla stella] = l / L

Curve di luce teorica per un fenomeno di microlensing di una stella appartenente alla Grande Nube di Magellano prodotto da un maschio con una massa 100 volte più piccola del Sole e trasversale velocità r di 200 km / s. La curva sopra è per un parametro di impatto r uguale alla metà del raggio dell’anello di Einstein e la curva di fondo per un parametro di impatto uguale al raggio dell’anello di Einstein. – D m rappresenta la variazione di magnitudine della stella durante l’evento.

Il  fattore di amplificazione A è dato da A = (u 2 + 2) / (u (u 2 +4) ½ ) con:

u = [parametro di impatto] / [raggio dell’anello di Einstein] = r / R E

ed è tipicamente dell’ordine di 1 a 1,5 magnitudini per le stelle della Grande Nube di Magellano.

La durata dell’evento è legata alla massa del MALE coinvolto; Per le stelle del Grande Nube di Magellano è dell’ordine di mezz’ora se la MACHO interposto è un corpo di massa planetaria, circa 3 settimane se si tratta di una nana bruna e 5 a 8 settimane se si trattasse di una nana bianca .

È importante sottolineare che il problema di conoscere i parametri che intervengono nel fenomeno del microlensing gravitazionale è un problema mal definito, perché in linea di principio esistono infinite configurazioni di oggetti che potrebbero portare alla stessa curva di luce . Il problema viene definito solo quando facciamo alcune ipotesi sulla possibile posizione degli oggetti. Quando guardiamo le stelle della nube di Magellano, ci sono due ipotesi che sembrano ragionevoli:

1) Che il fenomeno si verifica a causa di un oggetto della galattica Halo .

2) Che il fenomeno si verifica come risultato di un oggetto appartenente alla propria grande nube di Magellano .

Esistono diversi progetti di osservazione che cercano eventi di questo tipo, tra cui il progetto MACHO , il progetto EROS e il progetto OGLE .

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Uno degli eventi rilevati dal progetto MACHO. Le curve di luce con filtro blu (blu) e con filtro rosso (rosso). Fonte: il progetto MACHO.

Le conclusioni di base che possono essere tratte dalle osservazioni di questi tre progetti sono:

1. Sono stati osservati diversi eventi corrispondenti a microlenti gravitazionali. L’indipendenza delle curve con il colore mostra che l’interpretazione dei microlenti gravitazionali delle curve di luce è perfettamente fattibile.

2. Il numero di eventi osservati implica che l’ alone galattico non può essere interamente composto da MACHO di massa sub stellare.

3. L’esistenza di materia non barionica nella nostra galassia sembra di nuovo inevitabile .

 

Astrophysics Cosmic Light, Quasars Einstein Ring – Cross

2. Rilevamento di WIMPS (particelle massive di interazione debole)

Nessuno ha ancora rilevato un WIMP, ma la sua esistenza è ben motivata per due motivi fondamentali

1. Le osservazioni della struttura dell’universo su larga scala e delle stesse galassie come la nostra sembrano implicare inevitabilmente l’esistenza di materia non barionica

2. Le grandi teorie unificate prevedono l’esistenza di molte particelle esotiche che interagiscono con altra materia solo attraverso l’ interazione debole e la gravità con masse dell’ordine di qualche GeV a diverse centinaia GeV.

WINPS avrebbe potuto essere prodotto nell’universo nelle prime reazioni del tipo

positron + electron ® WIMP + anti WIMP

+   + e –  ®     X + X +

Ovviamente verrebbero annientati anche attraverso la reazione inversa 

X + X ® e + + e 

Il numero di WIMP potrebbero passare attraverso un rivelatore è abbastanza grande, dell’ordine di un milione per cm di superficie del secondo rivelatore e per WIMP 1 GeV , diminuendo la quantità proporzionale alla massa della particella. La principale difficoltà sta nel fatto che queste particelle, se presenti, interagirebbero molto debolmente con la materia, producendo pochi eventi a bassa energia (pochi KeV ). È esattamente lo stesso problema per il rilevamento dei neutrini e quindi è necessario costruire rilevatori con una grande quantità di materiale.

Ci sono due peculiarità che potrebbero provare a essere rilevate.

1. Variazione dell’ordine del 10% nel numero di interazioni con una periodicità annuale, dovuta al movimento di traslazione della Terra.

2. Variazione asimmetrica dell’ordine del 50% nella direzione del flusso di WIMP dovuta al movimento del Sole attraverso l’ alone galattico .

Ci sono diversi progetti in funzione che sono teoricamente in grado di rilevare queste variazioni e alcuni sono persino sensibili alle proprietà della particella interagente. Alcuni di questi esperimenti sono:

DAMA, EDELWEISS, CDMS, CRESST, UKDMC, PICASSO, GENIUS, HDMS

Riferimenti

  • Lawrence Krauss, Il mistero della massa mancante nell’Universo, Milano, Raffaello Cortina Editore, 2000, ISBN 978-88-7078-652-1.
  • Jonathan Feng, Mark Trodden, Le Scienze/1346030 Il lato oscuro dell’universo, in Le Scienze, nº 509, gennaio 2011, pp. 34-41, ISSN 0036-8083.
  • Richard Panek, Il 4% dell’universo. La storia della scoperta della materia oscura e dell’energia oscura, 2012, Codice Edizioni, ISBN 978-887578309-9
  • Lisa Randall, L’Universo invisibile, Dalla scomparsa dei dinosauri alla materia oscura. Le imprevedibili connessioni del nostro mondo, 2015, Il Saggiatore, ISBN 9788842822837.