Cosmologia nel mirino - 2. Cos'é la Materia Oscura e l'Energia Oscura


    19/08/2008
    Tutte le strutture universali, a partire dalle singole galassie, passando per gli ammassi di galassie, fino a giungere ai superammassi di galassie, sembrano osservativamente dominati da materia non visibile. Dagli studi astrofisici più accreditati, sulla dinamica delle galassie, sul lensing gravitazionale, sulla formazione delle strutture cosmiche, sull'emissione X degli ammassi di galassie e sulle anisotropie della CMB, sembra che questa materia oscura sia fredda, cioè formata da particelle molto inerti, che si muovono lentamente, in maniera non relativistica e non interagente (collisionless).

    Recentemente è stata prima proposta e poi smentita una teoria osservativa chiamata MOND (Modified Newtonian Dinamics), che interpreta il concetto di materia oscura come una semplice illusione generata da una versione modificata della dinamica newtoniana a bassissime accelerazioni.

    Messa da parte, quindi (per ora), la MOND e la possibilità che la dinamica newtoniana ed einsteniana non siano come noi le conosciamo, ma leggermente diverse, è necessario fare i conti con tutta una serie di recenti osservazioni, che inducono a pensare che l'Universo, oltre alla materia oscura, sia largamente ed uniformemente dominato da una componente oscura di energia, che si comporta come l'anti-gravità ipotizzata nella costante cosmologica einsteniana.

    In particolare, l'evidenza maggiore a suffragio di questa conclusione, proveniente dalle supernovae poste a distanze cosmologiche è che, il tasso di espansione dell'universo sta aumentando; dalle osservazioni della CMB si ricava, comunque, un universo piatto e grossomodo isotropo mentre dalle curve dinamiche delle galassie risulta che, la metrica oscura non può bastare da sola a tener conto della densità critica dell'universo.

    L'energia oscura così ricavata potrebbe avere una natura dinamica, cioè della forma di un campo scalare ultraleggero, che sta lentamente evolvendo verso il suo minimo di potenziale.

    All'epoca attuale di evoluzione universale la densità di energia dovuta alla materia oscura e quella dovuta all'energia oscura sono grossomodo paragonabili, anche se, durante il passato, esse si sono evolute in maniera differente.

    Alcuni modelli identificano, in particolare, una quinta forza della natura denominata 'quintessenza',(cioè) il tracciante della densità di energia per la materia oscura ed essa avrebbe un potenziale scalare con minimo nullo.

    Una ipotesi già considerata dalle teorie di unificazione, in cui l'evidenza di una densità di energia paragonabile tra la materia oscura e l'energia oscura lascerebbero pensare che si tratti di due effetti della stessa forza della natura in accordo con teorie border line come le super-stringe e le membrane.

    Le prospettive fisiche più intriganti, ovviamente, avverrebbero nel caso in cui il campo scalare della quintessenza potesse interagire direttamente con la materia oscura; in questo modo l'energia di vuoto caratteristica della quintessenza potrebbe variare nel tempo, inducendo, quindi, delle variazioni sostanziali nei parametri cosmologici fondamentali (ad esempio la costante di struttura fine identificabile dall'osservazione spettroscopica di oggetti ad alto redshift); in questo modo verrebbe violato il principio di equivalenza di Einstein.

    L'Equazione di Stato dell'universo, che lega la pressione rediativa, il parametro di decelerazione ed e la densità di energia in funzione del redshift è l'equazione fondamentale da determinare in cosmologia.

    Tale equazione di stato risulta intimamente legata alla storia dell'energia oscura che affligge sia la geometria dell'universo, sia la velocità  alla quale le fluttuazioni di densità si svilupparono sotto l'azione della forza di gravità.

    Ovviamente per loro stessa natura, la possibilità principale di identificare le particelle di materia oscura avviene tramite gli esperimenti degli acceleratori.

    Una eventuale identificazione di particelle supersimmetriche (ad esempio i neutralini) in acceleratori di particelle come l'LHC, potrebbero essere il primo passo verso la determinazione della materia oscura, anche se poi resterebbe in sospeso il dubbio se tali particelle abbiano una vita media abbastanza lunga da divenire cosmologicamente rilevanti.

    Un approccio complementare a quello particellare potrebbe risiedere nel cercare i risultati dell'annichilazione di particelle oscure (raggi gamma, neutrini, antiprotoni e positroni), che sotto certe condizioni fisiche potrebbero clusterare gravitazionalmente a certe lunghezze scala.

    Questo è proprio uno dei tanti obiettivi che si prefigge di indagare il satellite GLAST ed alcuni rilevatori cherenkov come H.E.S.S. e MAGIC, nonché i rilevatori di neutrini come ANTARES edIceCube.

    Questi strumenti dovranno operare in congiunzione con osservazioni nell'X, e nelle onde radio per raffinare gli studi dinamici su grande scala, che, accoppiati alle osservazioni della CMB, permetteranno di arrivare a risoluzioni in massa dell'ordine del neutrino, più bassi quindi di qualunque esperimento in laboratorio.

    Riassumendo, si potrebbe affermare che, l'energia oscura ha dominato l'universo fino ad un redshift poco inferiore all'unità poi, a redshift maggiori l'universo divenne progressivamente dominato da materia oscura (in questo senso ci si attende un universo, che deceleri a redshift superiori all'unità).

    Non è da escludere la possibilità che, l'energia oscura possa variare con il redshift, rendendo vani tutti gli studi fatti tramite cross-correlazioni con i diagrammi di hubble generati dalle supernovae.

    In questo senso nei prossimi anni bisognerà concentrarsi nello studio dei principali osservabili per lo studio della materia oscura e dell'energia oscura che sono rispettivamente:

    • La CMB, ad una risoluzione angolare inferiore a 0.1 gradi, che verrà ampiamente investigata dal prossimo satellite Plank. Sarà  necessario, anche, effettuare studi sulla polarizzazione della CMB per la verifica dello scenario inflazionario, per i quali studi occorreranno satelliti di nuova generazione e concezione.
    • Il lensing gravitazionale, tramite cui è possibile utilizzare la relazione distanza-redshift per indagare l'energia oscura ed il suo impatto sulla crescita delle fluttuazioni in densità. Per far ciò sarà  necessario coprire grandi aree di cielo ad una discreta risoluzione spaziale e creare molti cataloghi di redshift fotometrici per i quali risulteranno essenziali grandi camere CCD come LSST e PanSTARRS.
    • Strutture a grande scala ed ammassi, possono essere indagate effettuando surveys con grandi quantitativi di redshifts (un milione circa) sia fotometrici sia spettroscopici (anche se nel secondo caso per raggiungere la stessa risoluzione negli spettri è necessario un quantitativo 30 volte inferiore di redshift), andando ad analizzare le oscillazioni barioniche negli spettri. Per tale scopo saranno necessarie degli osservatori a terra. Utilizzando surveys nell'idrogeno neutro sarà possibile implementare questo studio fino al redshift di 1.5 anche con SKA.
    • Le Supernovae possono misurare con una precisione del 7% i parametri, che entrano in gioco nell'equazione di stato cosmologica; non si riesce a scendere sotto questa accuratezza poiché esse possiedono uno scatter intrinseco del loro picco di luminosità ; non è possibile, inoltre, conoscerne con precisione il fattore di estinzione nella galassia ospite e non ultimo il problema che le supernovae possono essere affette da una evoluzione secolare. Per queste surveys è necessario avere grandi telescopi da terra o telescopi medi dallo spazio.
    • Possibilità  esotiche, per esempio, possono essere generate da modificazioni della gravità che può avvenire a qualunque scala. Importanti informazioni in merito ci saranno (fornite) da esperimenti/satelliti astrometrici come Gaia e da misure sulle accelerazioni dei raggi cosmici con LISA. Con telescopi di grandi dimensioni come l'ELT (in particolare l'esperimento proposto CODEX) sarà  possibile, misurare direttamente la curva di decelerazione dell'universo dal mappamento preciso delle linee di assorbimento sulla linea di vista dei quasars.


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