Il 11 Feb 2007, 16:46, p4w_at_libero.it (popinga) ha scritto:
> Il 09 Feb 2007, 18:34, Tetis ha scritto:
>
> > Per quanto riguarda la materia oscura, dopo
> > avere sfogliato il libro della Randall ho trovato un articolo su Le
> Scienze
> > che parla dei risultati sulla mappatura a lungo range di quest'ultima.
> > I risultati si basano sullo studio sistematico del lensing
gravitazionale
> > e portano ad una evidenza che al profano appare sorprendente: sembra
> > che ci sia una sorta di separazione di fase fra materia oscura e materia
> > visibile, con frange di materia visibile al bordo fra estese regioni di
> > materia
> > oscura. L'articolo dice che questo risultato conferma i modelli
> consolidati
> > sull'origine della materia oscura. Ovvero?
>
>
> 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. E rimaneva una domanda: questa minor quantita' di materia
oscura osservata nelle regioni visibili, non e' che risulta esattamente
uguale alla quantita' di materia visibile?
> 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,
su questo punto c'e' un atteggiamento un poco tranchant, forse per ragioni
politiche, rispetto all'analisi dei dati, Penrose sostiene che la fretta con
cui
e' stato decretato il successo dei modelli inflazionistici puzza oltreche'
di
miopia di malafede. Sostiene che i dati sulla distribuzione di fondo sono
tenuti sottochiave e non esiste un dibattito che possa oggettivamente
superare
il vaglio dei tradizionali criteri scientifici di accettazione. E' possibile
certamente che Penrose abbia a sua volta le proprie ragioni politiche
per dire cio', oppure semplicemente sta dicendo la verita'?
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'
(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).
> Ora, a causa dell'espansione, ogni generica specie abbandoner�
l'equilibrio
> ad una data epoca (tempo t) caratterizzata da R(t)~H(t). Dopo questo
istante
> la densit� numerica della specie (non pi� interagente) risulter�
"congelata"
> ad un particolare valore, e la sua evoluzione futura sar� dovuta soltanto
> all'espansione cosmica (cio� (1) diluizione della densit� numerica a causa
> del 'contenitore' che
> si espande e (2) fattore di redshift delle energie per le specie che si
> disaccoppiano a regime relativistico).
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?
Tieni presente che la genesi e l'evoluzione delle galassie non e'
una teoria che si improvvisa, e richiede specificatamente modelli non
collisionali.
> Un esempio di "fossile cosmico" che si disaccoppia a regime relativistico
�
> il neutrino.
> Oppure la radiazione di fondo (CMB): i fotoni CMB si sono disaccoppiati
> dall'equilibrio circa quando (a t~300000 anni) la reazione:
> "p+e->H+gamma" (formazione idrogeno)
> non � stata pi� compensata dalla sua inversa :
> "H+gamma->p+e" (fotoionizzazione idrogeno)
> cio� quando la temperatura � scesa sotto T~10 eV. Dopo questo istante
> l'universo � divenuto trasparente alla radiazione. Quest'ultima, durante
> l'espansione, ha mantenuto il suo spettro di forma plankiana, con una
> temperatura T che si � progressivamente spostata alle basse frequenze (a
> causa del redshift) fino alle microonde di oggi.
A meno delle anisotropie, che non sono propriamente spicciolame.
> Per la materia oscura non barionica (ma ne esiste anche di barionica),
> questa pu� avere due componenti:
> "calda" (particelle disaccoppiate a regime relativistico, ad es. neutrini)
e
> "fredda" (disaccoppiamento a
> regime non relativistico). 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? Ad esempio
supersimmetria ed altro?
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 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. 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. Un poco deprimente, forse.
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. I KK sarebbero particelle di confine un poco differenti
rispetto alle altre, ma non sono sicuro che si possano trattare negli
schemi tradizionali di teoria dei campi quantistici sotto gruppo di Lorentz
+
simmetria interna. Diciamo che questo e' proprio uno dei dubbi che mi hanno
spinto a scrivere.
> In epoche primordiali queste particelle sarebbero state all'equilibrio da
> interazioni tipo auto-annichilazioni (XX<->AB) e possibilmente altre
> interazioni con le particelle 'ordinarie' (XA<->XA..?).
>
> Come detto, a differenza dei neutrini, il disaccoppiamento delle WIMP
> sarebbe avvenuto a regime non relativistico, ovvero a temperatura T
> inferiore alla massa (ignota:) di X.. durante questa fase si avrebbe la
> soppressione della densit� numerica di WIMP, in quanto a T<M_X le reazioni
> del tipo (XX->AA) non sono pi� compensate dalle loro inverse (AA->XX);
dopo
> il disaccoppiamento, per�, cessano anche le annichilazioni, e la densit�
> numerica di WIMP risulta "congelata" ad un valore che decresce solo in
> ragione dell'espansione cosmica (diluizione).
> Inoltre, a causa della loro massa, le WIMP interagiscono
gravitazionalmente,
> concorrendo alla formazione di strutture cosmiche (come ammassi e
galassie),
> cio� a disomogenit� locali nella loro distribuzione, come in effetti �
> avvenuto per le particelle ordinarie.
> Per quanto riguarda l'effettiva distribuzione di queste WIMP, gli studi
> teorici attuali fanno uso di simulazioni numeriche basate su modelli che
> combinano informazioni di tipo "particellare" (masse, accoppiamenti,
sezioni
> d'urto WIMP...) ad altre di tipo
> astrofisico e comsologico (es. evoluzione termica; abbondanza e
> distribuzione di MO).
> Per quanto riguarda le informazioni "particellari", il termine "WIMP" �
solo
> un nome generico. Teorie delle interazioni che propongono modelli
> (credibili?) di WIMP sono ad esempio la SUSY (in cui WIMP � ad es. il
> neutralino) e Extra-Dimension (particelle KK); naturalmente ogni teoria,
> formulata in varie varianti, pu� descrivere una distribuzione attuale di
MO
> nel (super)cluster locale (o nella galassia) che si adatta pi� o meno alle
> osservazioni disponibili (si tratta soprattutto di giocare coi parametri).
> Penso che il tuo articolo si riferisca a questo.
> Un'altra cosa interessante � che nelle regioni di pi� alta densit� di MO
(il
> centro della Galassia?) � aperta la possibilit� di avere annichilazioni
> sporadiche XX->(...) che produrrebbero segnali indiretti di MO osservabili
> (es. fotoni gamma, particelle cariche...?). Qui le particelle di KK (che
se
> non sbaglio sono bosoni) potrebbero produrre (XX->e+e-) positroni
> ~monocromatici osservabili e spiegare l'eccesso di positroni cosmici
> osservato rispetto al flusso atteso in assenza di MO. Vedi ad es. qui (in
> linea continua i flussi atteso per vari modelli)
> www.geocities.com/adeales/nasa/positron.gif]
> http://pamela.physik.uni-siegen.de/pamela/bitmaps/pampos_col.gif
>
>
> --------------------------------
> Inviato via http://arianna.libero.it/usenet/
>
--------------------------------
Inviato via
http://arianna.libero.it/usenet/
Received on Wed Feb 14 2007 - 22:07:16 CET
