Materia oscura nell Universo

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1 Materia oscura nell Universo Biblioteca Civica Archimede Settimo Torinese, aprile 2013 Alessandro Bottino Università di Torino/INFN

2 Un viaggio in tre tappe nell Universo Pi Prima tappa: Le osservazioni i astronomiche della materia oscura Seconda tappa: Come si e generata la materia oscura? T t pp : C m mi l p ti ll Terza tappa: Come misurare le particelle oscure?

3 Prima tappa Le osservazioni astronomiche della materia oscura

4 Fritz Zwicky

5 Ammasso galattico COMA

6 Ammasso di galassie La massa visibile è insufficiente a spiegare le velocità osservate distribuzione di velocita delle galassie massa totale dell ammasso - massa associata alla materia oscura massa visibile massa mancante

7 Ammasso di galassie La massa visibile è insufficiente a spiegare le velocità osservate Fritz Zwicky, 1933

8 Ammasso Coma immagine i a raggi-x immagine nell ottico satellite ROSAT senza la presenza della materia, il gas caldo evaporerebbe

9 Galassia a spirale M81 (simile alla nostra galassia)

10 Per una stella in moto circolare ad una distanza r dal centro della galassia si ha: M r m G m r M 2 = m v r 2 d forza gravitazionale forza centrifuga e quindi v = G M r Per r > d, la velocita v dovrebbe decrescere come 1/ r E invece

11 Curve rotazionali delle galassie Vera Rubin alone di materia oscura Curva rotazionale della Galassia NGC

12 Alone di materia oscura

13 Lente gravitazionale

14 Urto di due ammassi galattici avvenuto circa 0 milioni di anni fa. Bullet cluster distanza tra i due centri di circa parsec velocita relativa km al secondo

15 occorre ipotizzare che la maggior parte della materia nell Universo sia oscura i suoi effetti sono prevalentemente gravitazionali puo emettere solo radiazioni debolissime

16 Seconda tappa Come si e generata la materia oscura? (un po di storia sull espansione dell Universo)

17 Espansione dell Universo La velocita relativa tra due galassie è proporzionale alla distanza che le separa

18 Evidenza osservativa: l Universo si espande recessione delle galassie per velocita piccole rispetto alla velocita della luce l espansione segue la legge di Hubble (1929) v = Hd velocita misurata mediante il redshift distanza ricavata dalle luminosita (assoluta e apparente) costante di Hubble Esempi: una galassia che si trova a un milione di parsec da noi recede rispetto a noi con la velocita di circa 70 km al secondo l ammasso galattico Coma che dista circa 90 milioni di parsec recede con la velocita di km al secondo

19 raggi gamma raggi X ultravioletto infrarosso microonde onde radio

20 Effetto Doppler cosmologico se lo spazio si espande, la frequenza della radiazione diminuisce: spostamento delle linee spettroscopiche verso il rosso (redshift) se lo spazio si contrae, la frequenza della radiazione aumenta: spostamento delle linee spettroscopiche verso il blu (blueshift)

21 Redshift di linee spettrali dello spettro ottico emissione da un ammasso galattico distante emissione i dal sole

22 nel corso dell espansione espansione, l Universo si raffredda B I G B A N G sec sec 12 sec sec ani ani5 a14 x n Temperatura (gradi Kelvin) ntempo i9 1 GeV energia di riposo del protone 13 gradi Kelvin

23 primi i istanti ti dell Universo adesso fondo cosmico di fotoni plasma iniziale (contiene tutte le particelle esistenti in Natura) raffreddamento fondo cosmico di neutrini elettroni neutroni, protoni atomi materia oscura

24 Tutte le particelle che conosciamo sono riconducibili ai seguenti costituenti (quarks e leptoni) e ai corrispondenti anti-quarks e anti-leptoni: q q; e - e +, ν e ν e,...

25 In un plasma che si raffredda le particelle piu pesanti scompaiono progressivamentre, generando particelle piu leggere All epoca attuale le sole particelle del cosiddetto Modello Standard della fisica delle particelle presenti nell Universo sono: elettroni, protoni e neutroni (strutture nucleari e atomiche) fotoni del fondo cosmico a microonde a 2.73 gradi Kelvin neutrini di 3 tipi in un fondo cosmico a 1.96 gradi Kelvin (fondo non ancora misurato) Per avere materia oscura costituita da particelle, occorre che p queste si siano disaccoppiate dal plasma primordiale; queste particelle devono essere stabili e neutre.

26 B I G B A N G sec sec 12 sec sec ani ani5 a14 x n Temperatura (gradi Kelvin) ntempo i9 fine della grande unificazione transizione quark adroni fine della unificazione elettrodebole nucleosintesi

27 nucleosintesi primordiale degli elementi leggeri Alpher, Gamow e Herman

28 B I G B A N G sec sec 12 sec sec disaccoppiamento i materia radiazione i radiazione di fondo a microonde (CMB) ani ani5 a14 x n Temperatura (gradi Kelvin) ntempo i9 fine della grande unificazione transizione quark adroni inizia la formazione delle strutture cosmologiche fine della unificazione elettrodebole nucleosintesi

29 La distribuzione in frequenza del fondo cosmico a microonde (CMB) e quella di un corpo nero alla temperatura di 2.73 gradi Kelvin

30 Fondo cosmico a microonde (CMB) a gradi Kelvin

31 Missioni satellitari successive

33 Fluttuazioni primordiali Crescita delle fluttuazioni per effetto gravitazionale Qui e fondamentale la presenza della materia oscura Formazione di strutture (galassie, ammassi di galassie)

34 B I G B A N G sec sec 12 sec sec disaccoppiamento i materia radiazione i radiazione di fondo a microonde (CMB) ani ani5 a14 x n Temperatura (gradi Kelvin) ntempo i9 fine della grande unificazione transizione quark adroni inizia la formazione delle strutture cosmologiche ADESSO fine della unificazione elettrodebole nucleosintesi formazione della nostra galassia

35 per capire le proprieta osservative della materia visibile e anche per spiegare la formazione delle strutture cosmologiche visibili occorre ipotizzare che la maggior parte della materia nell Universo sia oscura

36 Identikit per una particella costituente la materia oscura WIMP = particelle pesanti debolmente interagenti

37 disaccoppiamento delle WIMP disaccoppiamento materia-radiazione B I G B A N G sec sec 12 sec sec ani ani5 a14 x n Temperatura (gradi Kelvin) ntempo i9 fine della grande unificazione transizione quark adroni inizia la formazione delle strutture cosmologiche ADESSO fine della unificazione elettrodebole nucleosintesi formazione della nostra galassia

38 Terza tappa Come misurare le particelle oscure?

41 Misure dirette di WIMP χ χ misura di rinculo nucleare

42 Ricerche in luoghi protetti dalla radiazione cosmica Esperimento DAMA Laboratori Nazionali del Gran Sasso

43 Sole χ Terra χ Moto del sistema solare rispetto alle particelle dell alone l oscuro

44 Variazione annuale del segnale inizio di giugno tempo inizio i i di dicembre

45 Esperimento DAMA presso il Laboratorio Nazionale del Gran Sasso dell Istituto Nazionale di Fisica Nucleare Oss rv t un v ri zi n nnu l d l s n l su di un p ri d Osservata una variazione annuale del segnale su di un periodo complessivo di 11 anni

46 I WIMP possono venire catturati dalla Terra o dal Sole e quindi accumularsi nel loro centro vengono prodotti dei neutrini

48 Misure indirette di WIMP χ γ,e + p, d χ Produzione di particelle rare nei raggi cosmici

49 Satellite Pamela 350 km 70 ο 6 km le misure recentemente riportate hanno la loro spiegazione piu naturale in sorgenti astrofisiche (pulsar, ) meno probabile che siano segnali di materia oscura

50 AMS GLAST FERMI/GLAST

51 Conclusione Spero di non essere stato t troppo oscuro! Per il file pdf di queste lezioni:

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