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.
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. 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).
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).
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.
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, 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).
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
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Inviato via
http://arianna.libero.it/usenet/
Received on Sun Feb 11 2007 - 16:46:18 CET
