Il 14 Feb 2007, 22:07 Tetis ha scritto:
> Il 11 Feb 2007, 16:46 popinga ha scritto:
> > Origine cosmologica. La materia oscura (MO) sarebbe costituita di
> particelle
> > stabili prodotte
> > a seguito del big-bang e successivamente disaccoppiate in epoche
> > primordiali.
>
> Infatti avevo pensato automaticamente alle varie equazioni di
> stato per la materia adronica sviluppate a partire dal modello
> standard e mi ero detto che evidentemente c'e' un modello, magari
> aggiustato con quel briciolo di ignoto che deriva dalle teorie di
> inflazione per i primi tempi dell'espansione, che facendo uso solamente
> di standard model matter spiega la distribuzione osservata ed anche la
> differente densita' di materia oscura fra le regioni buie e le regioni
> visibili.
Per�, se parliamo di materia oscura non barionica, allora dobbiamo uscire
dal modello standard della fisica delle particelle.
> > Mi spiego meglio. Mi va di scrivere.
> > L'universo primordiale � caratterizzato da alte temperature e alte
> densit�,
> > e dominato da interazioni ad alte energie tra le varie specie di
> particelle
> > presenti, che mantengono una condizione globale di equilibrio
> > statistico/termico. Ci� permette una trattazione termodinamica
> dell'Universo
> > in espansione. L'espansione cosmica provoca un progressiva diminuizione
di
> > temperatura e densit� del "bagno termico", quindi ci si aspetta che ogni
> > specie prima o poi si disaccoppi dall'equilibrio.
> Secondo me non ci sono modelli cosmologici che trattano la distribuzione
> osservata oggidi' in termini di equilibrio, sono proprio i caratteri di
> fuori equilibrio: coefficienti cinetici, distribuzione delle fluttuazioni,
> attrattori
> (Bianchi model's type) che caratterizzano le distribuzioni disomogenee,
La distribuzione no. La trattazione termodinamica permette di calcolare ad
es. l'abbondanza cosmologica totale di MO nell'universo (cio� il parametro
Omega_MO) associandola alle propriet� fondamentali dei suoi costituenti
(masse, interazioni). Ma da qui alle strutture oggi osservate...
> La condizione di
> > equilibrio termico, per una data specie di particelle, richiede che le
> > interazioni siano frequenti a sufficienza da avere un Universo che
evolve
> > attraverso una
> > serie di stati all'equilibrio. Se R=R(t) � il tasso tipico di
interazioni
> > che mantengono una data specie all'equilibrio (R dipende da temperatura,
> > densit� e sezioni d'urto tipiche) e H=H(t) il parametro di Hubble, la
> > condizione di equilibrio � R>>H (se non ti convince passa ai reciproci:
> > Tempo_tipico_Interazioni<<~Et�_Universo).
>
> Si tratta semplicemente di capire se il regime collisionale per le
> equazioni di Boltzmann e' applicabile oppure si richiede una trattazione
> non collisionale oppure ibrida, ma occorre potere aggiungere delle
> specifiche sulle
> modalita' di interazioni: ad esempio caoticita', o semplicemente
proprieta'
> di mixing e non tutti i modelli di weak interagent matter hanno queste
> caratteristiche, persino nelle fasi che chiami di equilibrio. Mentre per
il
> modello standard il discorso va bene per le singole particelle, ma non
> per gli stati collettivi che si suppone esistano in un fluido ad alta
> densita'
Hmmm.. l'universo primordiale non � propriamente un fluido ad altissima
densit�. O almeno non nella fase cruciale del disaccoppiamento. Diverso �
magari il caso di sistemi astrofisici come stelle di neutroni, che hanno
temperature relativamente pi� basse ma densit� caratteristiche altissime, e
la cui trattazione, anche solo nell'ambito del modello standard (QCD)
diviene molto complicata a causa di questi interessanti effetti collettivi
(condensati, superconduttivit� di colore..).
> (i piu' semplici da immaginare sono le oscillazioni sonore, i piu'
complessi
> sono le quasi particelle, non e' che i modelli non vadano tanto per il
> sottile
> da trascurare questi aspetti, semplicemente non possono permetterselo, e
si
> richiedono simulazioni dei regimi fluidodinamici molto complete per
ottenere
> confronti seri con i dati osservativi, comunque in linea di massima
ammetto
> che l'esposizione che dai basta per cogliere i principali aspetti
> macroscopici).
>
> Ok. Ad un certo punto ammettiamo che l'espansione domini rispetto al
> termine di interazione, ma come si risponde alla legittima obiezione di
> Soviet/// se cioe' ci si aspette che le zone buie siano omogenee?
> Forse i modelli prevedono che le dinamiche di aggregazione
> prevedano turbolenze possibili solo ai bordi di regioni quiescenti?
Non saprei davvero.
> > Allo stato attuale delle ricerche cosmologiche,
> > l'idea dominante � che la MO sia in larga parte "fredda", costituita di
> > particelle X dette "WIMP" neutre e poco interagenti,
> Ok, e veniamo a questi WIMP, l'idea dominante e' che bastino le
> equazioni di stato del modello standard per descrivere questi WIMP
> oppure che occorrano necessariamente nuove idee?
Nessuna particella del modello standard ha le caratteristiche giuste per
qualificarsi come WIMP.
> Ad esempio
> supersimmetria ed altro?
Gi�. Per descrivere l'aggregazione e la formazione di strutture astronomiche
di MO � necessario conoscere in dettaglio le interazioni dei suoi
costituenti e gli accoppiamenti (anche con la materia ordinaria).
Inoltre, se di nuove particelle si tratta, dovr� anche esistere una teoria
di campo che le descriva. (Tuttavia un astrofisico potrebbe fregarsene e
tentare una descrizione 'model independent' che fa uso quei pochi generici
parametri che gli servono).
> stabili e
> > sufficientemente massive (interazioni di intensit� dell'ordine di quella
> > debole e masse della scala elettrodeboli sembrano ben compatibili con
> > l'abbondanza cosmologica di MO osservata).
> Quindi neutrini?
No. I neutrini sarebbero MO 'calda'.
> No poi dici di no. Insomma se e' come scrivi
> di seguito
> ci sarebbe una discrasia forte fra quello che si intende per
> standard in fisica delle particelle e quello che si intende per
> standard in cosmologia.
Infatti; ma non � niente di contraddittorio. Ogni settore della fisica ha
diritto al suo "modello standard".
Il "Modello Standard" della Cosmologia NON � basato sulla fisica del
"Modello Standard delle Particelle Elementari". Anzi...
> In tal caso l'osservazione di Fabri
> significa solo che a differenza dell'ottocento quando non c'era
> una teoria adatta, ma una messe di risultati in contrasto con la teoria
> tradizionale, oggi quasi tutte le teorie possibili sono gia' state
> scritte e si aspetta solo di capire in quale si andranno a sistemare
> tutti i dati osservativi del futuro.
Gi�. E si spera che i futuri esperimenti facciano un po' di pulizia... ma il
problema � anche che, con i giusti artifici, ogni teoria � adattabile ad
ogni osservazione:)
> Quanto al fatto che KK siano bosoni sospetto che sia difficile vederli
> come particelle in senso ordinario, la distinzione fra bosoni e fermioni
> si conserva ma il teorema spin statistica richiede una formulazione un
> tantino differente che recuperi le due distinte nozione in termini di
> transizioni di fase.
Bosoni o no, intendevo dire che il processo (KK-KK-->e+e-) non � soppresso
per elicit� (come ad esempio nel caso SUSY di particelle fermioniche e
autoconiugate), e potebbe produrre un segnale osservabile.
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Received on Sun Feb 18 2007 - 15:16:50 CET