Istituzioni di Fisica Nucleare e Subnucleare

Transcript

1 Istituzioni di Fisica Nucleare e Subnucleare Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo Università di Roma Tor Vergata Lezione 21 A.A Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

2 Densità di energia Abbiamo detto nella lezione precedente che l evoluzione dell universo nel futuro dipende dalla densità media attuale, rispetto ad una densità considerata critica. Questo concetto può essere meglio espresso se si introduce la variabile Omega Ω: Ω = ρ ρ c Questa variabile sarà : Ω > 1 : significa che la densità attuale supera la densità critica, l universo è chiuso e tenderà a ricollassare su se stesso; Ω = 1 : significa che la densità attuale eguaglia la densità critica, l universo è piatto e tenderà ad un valore di raggio asintotico; Ω < 1 : significa che la densità attuale è inferiore alla densità critica, l universo è aperto e tenderà ad espandersi all infinito. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

3 Densità di energia Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

4 Densità di energia Osservazioni delle anisotropie del fondo cosmico di microonde, a partire da quelle del satellite COBE a quelle più recenti, hanno fornito una base osservativa assai solida allo scenario cosmologico. La combinazione di tali osservazioni del CMB con altre indipendenti, quali la determinazione della distanza di luminosità delle supernove lontane di tipo Ia, la determinazione dello spettro di potenza della distribuzione di galassie e l evoluzione delle proprietà degli ammassi di galassie, ha permesso di rendere ancora più restrittivi i vincoli sui valori dei parametri cosmologici. Lo scenario emergente indica che l Universo ha una geometria della sua parte spaziale consistente con l essere piatta, in accordo con le predizioni dei modelli standard di inflazione. Questo implica che Ω = 1. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

5 Densità di energia Alla Ω totale contribuiscono molti fattori diversi, ossia la radiazione, la materia non relativistica e la densità del vuoto: Ω = Ω r + Ω m + Ω Λ Ai tempi attuali, vivendo nell era della materia, la densità della radiazione, che corrisponde a quella di fondo delle microonde, è pari a : Ω r = e quindi del tutto trascurabile se si paragona a quella della materia. A questa Omega va sommato il contributo dei neutrini e antineutrini rimasti liberi dall espansione dell universo i quali, pur se non relativistici adesso, lo erano al tempo del disaccoppiamento. Anche considerando questo contributo, la Ω r rimane trascurabile. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

6 Densità di energia Trascurando quindi questo contributo di radiazione, la densità di energia dell universo è composta da vari contributi: 1 Materia barionica luminosa : a questa contribuiscono i protoni, neutroni e nuclei visibili sotto forma di stelle, gas e polveri. Il contributo è : Ω lum = Densità totale barionica : a questa contribuiscono tutti i barioni, visibili e non, derivati dai calcoli di nucleosintesi primordiale. Il contributo è : Ω b = ± Confrontando la (1) con la (2), si capisce che la maggior parte della massa barionica non è visibile. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

7 Densità di energia 3 Densità totale di materia : questa si ottiene dal potenziale gravitazionale dalle curve di rotazione galattiche e dalle strutture a larga scala. Il contributo è : Ω m = 0.24 ± 0.03 Confrontando la (3) con la (2), si capisce che la massa barionica contribuisce solo per il 17% alla massa totale. Il resto della materia ha preso il nome di materia oscura. 4 Densità di energia del vuoto (o oscura) : questa si ottiene dalla curvatura del plot di Hubble sullo studio delle supernove Ia, o anche dallo studio dei picchi acustici delle fluttuazioni del CMB. Poichè queste misure danno: Ω = 1.0 ± 0.02 se ne deduce che Ω Λ = 0.76 ± 0.05 Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

8 Densità di energia Alla presente epoca, quindi, il più grande contributo alla densità totale di energia è nella forma di energia oscura, con un grande contributo dato anche dalla materia oscura. La natura di questi due contributi è al momento sconosciuta. Se sommiamo questi due contributi, possiamo concludere che, all epoca attuale, la natura del 95% della densità di energia dell universo è sconosciuta! Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

9 Materia oscura: curve di rotazione L evidenza più classica della materia oscura deriva dalla misura delle curve di rotazione della velocità in funzione della distanza radiale per stelle e gas nelle galassie a spirale. Consideriamo una stella di massa m a distanza r dal centro della galassia, che si muove con v. Una galassia di questo tipo ha la massa concentrata nel centro, in un disco sottile. Per una stella che si trovi nel centro, la velocità cresce proporzionalmente al raggio v r, perchè la massa M(< r) v 3. Per una stella fuori dal centro, M(> r) costante e quindi v r 1/2. oberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

10 Materia oscura: curve di rotazione Per moltissime galassie a spirale, le curve di rotazione sono piatte e non decrescenti come dovrebbero. Questo suggerisce che la maggior parte della massa della galassia (circa 80-90%) è nella forma di materia oscura, nell alone della galassia stessa. oberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

11 Materia oscura: lenti gravitazionali Una grande massa può deflettere il percorso di un fotone, agendo come una lente in ottica. La deflessione gravitazionale di un fotone che passi vicino ad un punto di massa M ad una distanza minima b è data dalla formula: α = 4GM c 2 b La massa M agisce come una lente gravitazionale. Osserviamo l immagine. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

12 Materia oscura: lenti gravitazionali Sia S una sorgente di luce (stella) e O l osservatore. Supponiamo che i fotoni uscenti dalla sorgente passino vicino ad un oggetto massivo L con massa M, che deflette i raggi. Nel caso generale, come nell immagine, la sorgente e la lente non saranno collineari all oggetto L, e quindi si formeranno due immagini S1 e S2 della sorgente. Nel caso particolare che invece siano allineati, l immagine di S sarà un anello di luce lungo la linea di vista (anello di Einstein). Se gli oggetti massivi che agiscono da lente hanno strutture estese, si formeranno immagini multiple e più complesse. Se sono estesi come galassie o cluster di galassie, l immagine di oggetti lontani appare come archi multipli, come l immagine che segue, che mostra come il cluster di galassie Abell 2218 agisca da lente gravitazionale su galassie più lontane: Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

13 Materia oscura: lenti gravitazionali Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

14 Materia oscura: lenti gravitazionali La misura di immagini multiple di quasars molto lontani permette di calcolare la massa totale gravitazionale della galassia o cluster che ha fatto da lente. La densità di massa totale ricavata tramite questo calcolo indica un valore: Ω m 0.24 in accordo con le misure fatte in altro modo. Anche la misura del lensing gravitazionale conferma l esistenza di molta più massa di quella che risulta visibile, e anche molta di più di quella di natura barionica predetta dalla nucleosintesi primordiale. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

15 Materia oscura barionica Parte della materia oscura deve essere di natura barionica. Questo si deduce dal fatto che la nucleosintesi primordiale prevede Ω b mentre la densità che vediamo nel visibile è solamente Ω lum Parte della materia oscura barionica va sotto il nome di MACHOs, cioè MAssive Compact Halo Object, che sono oggetti massivi di natura barionica che non emettono luce. La categoria dei MACHOs non comprende solo gli oggetti compatti propriamente detti (nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri) ma anche pianeti e nane brune, che come i primi sono caratterizzati da un rapporto massa/luminosità molto più elevato di quello delle stelle normali (e sono quindi molto meno luminosi). Le evidenze al momento sembrano però confermare che i MACHOs rappresentano una frazione molto piccola della materia barionica. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

16 Materia oscura barionica La grande maggioranza della materia barionica, che a noi sembra non visibile, risiede nei gas e nelle polveri che risiedono all interno dei clusters di galassie. Ciò è stato rivelato dall enorme emissione X di questi clusters. Questi gas e filamenti sembrano rappresentare il 50% della materia barionica nell universo. Non ci sono altre ipotesi per materia oscura di natura barionica. In conclusione, la materia barionica dà un contributo veramente piccolo alla densità globale dell universo, e certamente meno del 15% della materia oscura attualmente stimata. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

17 Neutrini L ipotesi favorita attualmente per la materia oscura è che essa sia costituita da materia non-barionica sotto forma di particelle elementari, create nei primi instanti dell universo, e stabili così da essere arrivate fino a noi. La natura di queste particelle è al momento ancora ignota, ma possiamo iniziare il discorso eliminando alcuni candidati noti. I tre tipi di neutrini e le loro antiparticelle, insieme agli elettroni, i positroni e i fotoni, erano un tempo in equilibrio termodinamico ed erano prodotti in grandi quantità attraverso le reazioni: γ e + + e ν i + ν i Una volta che la temperatura dell universo scese, questa reazione andò fuori equilibrio e i neutrini furono congelati da ogni altra reazione con gli elettroni e la materia. Questo avvenne ad una temperatura kt 3 MeV. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

18 Neutrini Prima di capire che la massa dei neutrini era davvero molto piccola, ci si chiese se i neutrini potessero essere i buoni candidati per la materia oscura, o almeno rappresentarne una frazione rilevante. Il numero di neutrini (e antineutrini), sopravvissuti del Big Bang, che permeano l universo, è dell ordine di grandezza del numero di fotoni del CMB: ( ) 3 N ν = N γ = 113 cm 3 11 per ogni flavour di neutrino. Da questo numero possiamo dedurre che la densità totale dei neutrini sarebbe uguale alla densità critica dell universo se la somma delle masse dei tre flavours fosse: m ν c 2 = 47 ev e,µ,τ Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

19 Neutrini Quindi, neutrini con masse nel range di pochi ev potrebbero dare un contributo rilevante alla densità totale dell universo. Sappiamo invece, da misure di oscillazione, che la massa dei neutrini giace nel range ev, come dicono le misure delle differenze di massa, e questo fa sì che i neutrini non siano un buon candidato di materia oscura. Un altro motivo per cui i neutrini non sono un buon candidato di materia oscura è che essi costituirebbero la materia oscura calda. Per materia oscura calda si intende quella che aveva velocità relativistiche al tempo del disaccoppiamento. Alla temperatura di 3 MeV, infatti, i neutrini erano relativistici quando si sono disaccoppiati dalla materia, e quindi anche quando hanno iniziato a formarsi le strutture dell universo come galassie ed ammassi. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

20 Materia oscura calda e fredda Tutte le particelle che, al disaccoppiamento, sono relativistiche, tendono a scappare via velocemente, e quindi tendono a non accoppiarsi per formare le strutture che vediamo nell universo. Questo è vero per i neutrini, ed è anche vero per i fotoni del CMB. Per giustificare quindi la formazione delle strutture su grande scala che vediamo, non possiamo supporre che ci sia troppa materia oscura calda. Questa, infatti, sfavorirebbe la formazione di strutture. Si stima, quindi, che il contributo di materia oscura calda non possa essere superiore al 30%. Il resto della materia oscura deve essere fredda, cioè fatta da particelle non più relativistiche al tempo del disaccoppiamento. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

21 Assioni L assione è una particelle leggera pseudoscalare (J P = 0 ) originariamente postulata in connessione con l assenza di violazione di CP nelle interazioni forti. Nel 1977 fu proposta una nuova simmetria globale U(1), rotta spontaneamente a qualche energia molto alta, che ha lasciato un bosone associato (il bosone di Goldstone), detto poi assione. L assione riceve poi una piccola massa durante la transizione di fase elettrodebole. L assione, proprio come il mesone pseudoscalare pione, decade in due fotoni, con una probabilità legata al suo accoppiamento estremamente debole con le altre particelle. La vita media dell assione supera l attuale tempo di vita dell universo, per cui la particella è sopravvissuta dai tempi del Big Bang. Da questo punto di vista, è un buon candidato di materia oscura. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

22 Assioni I primi limiti alla massa dell assione sono venuti dall astrofisica, tramite misure indirette, cercando assioni prodotti nelle stelle. Queste hanno dato come limite: m a < 0.01 ev /c 2 Successivamente sono stati cercati i fotoni emessi dal decadimento dell assione nel Sole. Anche queste misure hanno dato solo un limite superiore alla massa dell assione: m a < 0.02 ev /c 2 Attualmente si stanno cercando di creare assioni in laboratorio, per procedere al calcolo della massa dell assione tramite misure dirette. Questi esperimenti sono ancora in una fase embrionale, e molti ne verranno fatti nel futuro. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

23 Assioni La massa estremamente piccola dell assione che queste misure stanno evidenziando potrebbe far pensare che, così come successo per il neutrino, anche l assione non ha massa abbastanza grande per raggiungere la densità critica dell universo. Ad ogni modo, l accoppiamento molto debole dell assione alla materia implica che l assione prodotto nelle prime fasi dell universo non raggiunge mai l equilibrio termodinamico con le altre particelle, e quindi l argomento del congelamento che abbiamo assunto per il neutrino non vale per l assione. Invece, l assione deve essersi formato come un condensato bosonico di materia oscura fredda. Per essere il candidato primario di materia oscura, si deve richiedere che la massa dell assione sia almeno ev. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

24 WIMPSs: particelle massive debolmente interagenti L altra ipotesi favorita per la materia oscura è che sia composta da particelle massive debolmente interagenti (WIMPs), che si muovono a velocità non relativistiche al tempo del congelamento, e che quindi costituiscono la materia oscura fredda. Per varie ragioni, si pensa che le particelle supersimmetriche della teoria SUSY possano essere le WIMPs. Come abbiamo già detto, queste particelle sono create in coppia, con valori opposti di R-parità. Le particelle più pesanti decadono nelle più leggere, conservando R. Alla fine dei decadimenti ci sarà una particella, la Lightest Supersymmetric Particle LSP, che non potrà più decadere. Identifichiamo la LSP con il neutralino χ, un fermione neutro combinazione lineare del photino, dello zino, e dei due higgsini. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

25 WIMPs: particelle massive debolmente interagenti Poichè queste particelle pesanti anomale non sono costituenti di atomi o nuclei, non possono avere interazioni elettromagnetiche o forti con la materia, ma interagiscono solo debolmente. Se ci sono antineutralini nell universo, possono annichilare tra loro. Come sappiamo, ci sono molti parametri liberi nella SUSY. Sia la massa del neutralino che la sezione d urto di annichilazione che, quindi, l abbondanza attuale dei neutralini non possono essere calcolate con accuratezza. E proprio questa estrema flessibilità l aspetto preferito delle SUSY come candidato di materia oscura. Vediamo alcune caratteristiche che le particelle WIMPs devono avere per essere buone candidate di materia oscura. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

26 WIMPs: particelle massive debolmente interagenti Intanto devono costituire materia oscura fredda, per le considerazioni fatte prima. Questo implica che devono essere non-relativistiche al momento del disaccoppiamento. Il disaccoppiamento avviene quando il tasso di annichilazione χ χ scende al di sotto del ritmo di espansione dell universo: N < σv > dove N è la densità delle WIMP, v è la velocità relativa particella-antiparticella, σ è la sezione d urto di annichilazione χ χ e H la costante di Hubble. Facendo varie considerazioni, si ottiene che: H Ω WIMP = ρ WIMP ρ C cm 3 s 1 < σv > Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

27 WIMPs: particelle massive debolmente interagenti Da questa formula si vede che una sezione d urto σ dell ordine di cm 2 sarebbe sufficiente perchè le WIMP forniscano tutta la densità di energia necessaria per avere un universo piatto. Ma questo è proprio l ordine di grandezza delle interazioni deboli, e questa coincidenza è davvero impressionante perchè a priori non ci sono connessioni tra la chiusura dell universo e la costante di Fermi. E questo un bonus della teoria, nel senso che perlomeno non bisogna inventarsi dei nuovi accoppiamenti per queste particelle. Come sappiamo, però, questo accoppiamento debole cresce con il quadrato della massa M della WIMP, e la densità di energia Ω WIMP fornita dalla WIMP cala quindi di conseguenza. Valori troppo alti della massa delle WIMP potrebbero portare a contributi a Ω WIMP trascurabili. Per le WIMP, ci si aspetta masse dell ordine tipico delle interazioni deboli, ovvero le centinaia di GeV. Anche per masse fino al TeV, per via della grande flessibilità delle SUSY, le WIMP possono dare ancora un contributo decisivo. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

28 Rivelazione di WIMP Ci sono due modi distinti di rivelare WIMPs: Misure dirette : rilevano lo scattering o un altro tipo di interazione della WIMP all interno del rivelatore; Misure indirette : osservano i prodotti di annichilazione delle WIMP negli oggetti celesti, quindi nell alone della Galassia, nel Sole o nella Terra. Nel caso delle misure dirette, ci si attende un rate dell ordine di evento/kg giorno, anche se questi numeri sono solo indicativi. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

29 Rivelazione diretta di WIMP La rivelazione diretta si basa sull analisi del nucleo di rinculo scatterato dal neutralino. La ionizzazione di questo nucleo può essere misurata da vari tipi di rivelatori, a semiconduttore come Germanio e Silicio, o sotto forma di scintillatori come NaI o Xenon liquido. La cosa importante è che il segnale deve essere separato dal background, che viene dalla radioattività naturale della Terra o dall interazione di raggi cosmici all interno del rivelatore. Per questo motivo, si mette molta enfasi sulla purezza dei materiali utilizzati, e sulla schermatura dai raggi cosmici, per cui i rivelatori sono sempre posizionati sotto le rocce. Le prossime immagini mostrano i risultati attuali sulla misura della sezione d urto di annichilazione di neutralini da misure dirette. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

30 Rivelazione diretta di WIMP: esperimento DAMA L esperimento DAMA al Gran Sasso utilizza la tecnica di rivelazione diretta per ricercare i WIMP con masse comprese tra alcuni GeV e diverse centinaia di GeV. Per cercare di distinguere in modo non ambiguo un possibile segnale di WIMP dal fondo, si può sfruttare la peculiarità del vento di WIMP che produce una modulazione annuale. La nostra galassia dovrebbe essere immersa in un alone di WIMP e il nostro sistema solare (che si muove ad una velocità di circa 230 km/s rispetto al sistema galattico) dovrebbe essere continuamente colpito da un vento di WIMP. Dato che la Terra gira attorno al Sole, il flusso di WIMP, se esiste, deve essere maggiore in Giugno (quando la velocità di rivoluzione della terra si somma alla velocità del sistema solare nella galassia) e minore in dicembre (quando le due velocità hanno direzioni opposte). Ci si aspetta, perciò, di misurare un numero maggiore di interazioni di particelle di materia oscura con lo Ioduro di Sodio intorno a circa il 2 Giugno ed un numero minore intorno a circa il 2 Dicembre. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

31 DAMA/NaI e DAMA/LIBRA Gli apparati DAMA/NaI e DAMA/LIBRA sono stati progettati per dare una risposta sulla presenza di particelle di materia oscura nell alone galattico in modo indipendente da modelli teorici, grazie alla marcatura della modulazione annuale. DAMA sta ricercando questa segnatura sperimentale tramite un rivelatore di circa 100 kg ( 250 kg dal 2005) di NaI(Tl). I dati raccolti in sette anni suggeriscono la presenza di una modulazione annuale spiegabile con un contributo di WIMPs aventi massa di circa 10 GeV, indipendentemente dalla loro natura e modalità di accoppiamento con la materia ordinaria. Altri esperimenti (che usano tecniche sperimentali diverse) registrano un segnale positivo di WIMP (CREST II, CDMS-SI, e CoGeNT), ma allo stesso tempo altri esperimenti ancora escludono del tutto la banda di massa e sezione d urto identificata dai segnali positivi. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

32 DAMA/NaI e DAMA/LIBRA Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

33 Rivelazione diretta di WIMP Figure: Stato attuale delle misure di DM da misure dirette. Sull asse X la massa della WIMP e sull asse Y la sezione d urto. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

34 Rivelazione indiretta di WIMP Come detto, i metodi di rivelazione indiretta si basano sull identificazione dei prodotti di annichilazione di neutralini dentro corpi celesti. In particolare avremo: 1 Annichilazione χ χ nella Terra e nel Sole: questo produrrà un flusso di neutrini, che punta direttamente alla sorgente; 2 Annichilazione χ χ nell alone della galassia: questo produrrà un flusso di fotoni e neutrini, che puntano direttamente alla sorgente, e un flusso di antimateria (antiprotoni e positroni) che sarà poi isotropizzato dai campi magnetici. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

35 Rivelazione indiretta di WIMP Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

36 Rivelazione indiretta di WIMP: positroni ed antiprotoni Uno dei canali più interessanti è quello di antiprotoni e positroni. Queste componenti, normalmente prodotte in urti tra protoni galattici ed il gas interstellare, non sono contaminate dalle sorgenti stellari e costituiscono un ottimo strumento per la ricerca indiretta della materia oscura. Il background da produzione secondaria è relativamente basso e abbastanza noto teoricamente. Infatti, un eventuale eccesso del numero di antiparticelle rivelate può essere indice di materia oscura che si è annichilata dando un ulteriore contributo alla loro produzione. A seconda dei vari modelli sulla natura e massa delle elusive particelle che compongono questo tipo di materia, è possibile prevedere distorsioni e incrementi degli spettri di antiprotoni e positroni. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

37 Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare. e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42 Rivelazione indiretta di WIMP: PAMELA Figure: Eventuale distorsione del flusso di antiprotoni dovuta al contributo di annichilazione di WIMP

38 Rivelazione indiretta di WIMP Negli ultimi anni, c è stata grande eccitazione per i risultati sulla frazione di positroni rivelati dall esperimento PAMELA, poi confermati da FERMI e recentemente da AMS. La frazione di positroni oltre i 10 GeV è risultata molto più alta di quella attesa dai modelli di propagazione secondaria (fascia grigia nell immagine). Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

39 Rivelazione indiretta di WIMP: AMS L interpretazione di questa anomalia con la materia oscura è stata a lungo dibattuta, ed è ancora studiata. Ad un aumento del segnale di positroni da annichilazione di neutralino, sarebbe dovuto corrispondere un eguale incremento di antiprotoni, ma questo non è stato rivelato alle stesse energie da PAMELA. Recentemente, l esperimento AMS ha mostrato il rapporto antiprotoni/protoni ad alte energie. La curva sembra lasciare un margine per la presenza di un segnale esotico oltre al background. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

40 Rivelazione indiretta di WIMP: raggi gamma Un altro canale molto studiato è quello dei raggi gamma, che provengono da annichilazione di WIMP in oggetti celesti dove sappiamo per certo che esiste materia oscura. Possono essere osservate molte direzioni e quindi molte sorgenti, ma il grande problema per questo tipo di osservazioni è il background astrofisico. Una delle regioni più studiata è infatti il centro galattico, perchè c è molta statistica. Allo stesso tempo, però, il background è molto forte ed è difficile separare il segnale di WIMP da quello delle sorgenti. Altre regioni studiate sono l alone della galassia, lo spettro galattico diffuso, e soprattutto sorgenti puntiformi dove si spera di osservare linee spettrali di annichilazione. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

41 Rivelazione indiretta di WIMP: FERMI Alcuni autori riportano un eccesso tra 1 e 10 GeV nelle osservazioni dello strumento FERMI sul centro galattico. L eccesso sembra robusto in termini di statistica e di estensione spaziale. Per i motivi detti prima, di forte background, sarà difficile attribuire in maniera incontrovertibile questo eccesso ad un segnale di materia oscura. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42

42 Il futuro per la ricerca di materia oscura La ricerca di fisica oltre il Modello Standard ad LHC ha una priorità impressionante adesso. La Supersimmetria, infatti, oltre a superare una serie di problemi per il MS, offre una linea guida estremamente favorevole per la ricerca di materia oscura. Il nuovo run a 13 (e poi 14) TeV sarà massimamente impiegato per questo. Parallelamente, come misure dirette avremo il completamento di esperimenti che hanno raggiungo la massa di 1 tonnellata, che permette di coprire regioni dello spazio dei parametri massa-sezione d urto molto superiore agli esperimenti attuali. Le due ricerche, correlate, possono aprire una nuova era per le ricerche e lo studio di particelle SUSY supermassive candidate di materia oscura. Se la ricerca di DM nelle particelle SUSY dovesse fallire, si dovrebbero cercare modelli alternativi alla Supersimmetria (decadimento di particelle di Kaluza-Klein, neutrini massivi assioni,...) perchè l evidenza della materia oscura è fortissima e non può essere messa in dubbio. Roberta Sparvoli Rachele Di Salvo (UniversitàIstituzioni di Roma Tor di Fisica Vergata) Nucleare e Subnucleare Lezione 21 A.A / 42