La Materia Oscura

- Che cos’è?

Anche se il termine “materia oscura” può sembrare misterioso, è semplicemente il termine che fisici, astrofisici e cosmologi danno alla materia che non emette luce visibile, onde radio, raggi X, raggi gamma o altre radiazioni elettromagnetiche . Oggi riteniamo che la materia oscura sia molto più abbondante della materia visibile e che sia parte responsabile della struttura dell’Universo che osserviamo.

Le prime evidenze della presenza nell’Universo di materia che non possiamo osservare, risalgono a studi effettuati negli anni trenta, riguardanti ammassi di galassie, cioè aggregati di molte galassie separati da grandi spazi vuoti.
Zwicky, nel 1933, e Smith, nel 1936, studiando grandi ammassi di galassie (rispettivamente quello della Chioma di Berenice e quello della Vergine), osservarono che le velocità delle galassie erano molto superiori a quelle previste per un sistema gravitazionalmente legato la cui massa fosse solamente quella delle galassie visibili. Essi conclusero che le galassie nell’ammasso dovevano essere tenute insieme da effetti gravitazionali dovuti ad una gran quantità di materia invisibile, che essi chiamarono “materia mancante”. Oggi questo termine è in disuso e si preferisce parlare di materia oscura, cioè non osservabile tramite la luce emessa.

Fu solo negli anni ‘70, con la maggiore affidabilità dei dati sperimentali, il maggior numero di galassie campionate e in particolare sulla base di studi dettagliati del moto delle stelle nelle galassie, che la comunità scientifica fu costretta a prendere atto del problema della materia oscura.

Va sottolineato che tutte le analisi astrofisiche citate presuppongono la validità della legge della gravitazione universale anche a distanze molto grandi. Se la dipendenza della forza gravitazionale dalla distanza  R fosse diversa dalla forma  1/R², molte delle conclusioni sulla materia oscura dovrebbero essere riviste.

- “Sì ma come facciamo a sapere che esiste?”.

Sono molte le prove sperimentali a favore dell’esistenza nell’Universo di materia oscura.

• Moto delle stelle in una galassia. Le galassie a spirale hanno un nucleo centrale denso di stelle e bracci a spirale avvolti attorno al nucleo che seguono il verso di rotazione dell’intera struttura. Ogni stella appartenente alla galassia ruota con una propria velocità intorno al centro. Da semplici considerazioni, ci si aspetta  che, a grandi distanze dal centro galattico, tali per cui la galassia possa essere assimilata sostanzialmente ad un’enorme massa concentrata, la velocità tangenziale di una stella decresca all’aumentare della distanza.
  Un andamento analogo della velocità con la distanza si ha anche per i pianeti del sistema solare: quelli più vicini al sole sono più veloci di quelli più lontani.
  La Fig. 1 mostra i valori misurati delle velocità tangenziali delle stelle attorno al centro della galassia M33 (punti gialli) in funzione della loro distanza dal centro. Si  trova un andamento crescente della velocità e, non decrescente come nelle aspettative (linea tratteggiata).
  La spiegazione più accreditata della maggiore velocità delle stelle esterne presuppone la presenza di materia non visibile diffusa nell’alone di ogni galassia, compresa la nostra, la Via Lattea.

Fig. 1: Velocità tangenziale delle stelle attorno al centro della galassia M33 in funzione della distanza dal centro. I punti con le barre di errore sono le misure sperimentali; sui punti è riportata la curva che meglio riproduce la dipendenza dalla velocità. La linea tratteggiata rappresenta la decrescita della velocità che ci si aspetta per le relativamente poche stelle che si trovano a distanze superiori alla dimensione media della galassia. Per maggiore chiarezza, l’immagine ottica della galassia è stata sovrapposta al grafico.

• Moto delle galassie nei grandi ammassi. Gli ammassi di galassie sono raggruppamenti di galassie. Come giá menzionato al riguardo delle prime evidenze di materia oscura, calcolando l’ammontare di massa dell’ammasso dal moto delle galassie nel gruppo, si trova che, se l’ammasso contenesse solamente la massa osservabile, la forza gravitazionale non sarebbe sufficiente ad evitare la fuga delle galassie dall’ammasso. Questo ci fa supporre che esista  ulteriore materia oscura fra le galassie di un ammasso.
  
• Presenza di nubi di gas nelle parti più esterne delle galassie e nello spazio fra galassie. Studiando i confini esterni delle galassie dove vi sono pochissime stelle e quindi la luminosità dovuta alle stelle è trascurabile, si sono osservate enormi nubi di gas confinato nell’ammasso (Fig. 2). Per spiegare come mai queste nubi non si disperdano nello spazio occorre supporre l’esistenza di materia oscura con una distribuzione diversa dalla distribuzione dedotta dalla sola componente luminosa. Potrebbero esistere anche galassie di materia oscura? Da studi recenti risulta che la materia visibile gassosa nella forma di aloni si estende ben oltre i confini delle galassie visibili. Per essere osservabile un gas deve essere riscaldato. Chi o cosa lo riscalda?

Fig. 2: Immagine a raggi X presa dal satellite ROSAT sovrapposta ad una fotografia di un gruppo di galassie. L’immagine mostra, in falso colore rosa, una gigantesca nube di gas “caldo” che emette una debole quantità di raggi X. La presenza di questo gas fa supporre una forte attrazione gravitazionale in grado di mantenerlo confinato; la  sola massa delle galassie visibili non sarebbe sufficiente. Deve quindi essere materia oscura diffusa fra le galassie di un ammasso. (Credit:Dr. R.Mushotzky Nasa Goddard Space Flight Center)

Si conclude che esistono forti indicazioni per l’esistenza di molta materia oscura diffusa posta in aloni attorno ad ogni  galassia  e fra le galassie di un ammasso. <!–more–>

Di cosa è fatta la materia oscura?

Fig. 1: La struttura su grande scala dell’Universo: ogni puntino rappresenta una galassia. La nostra galassia si trova al centro della figura e la distanza fino al bordo della figura è di circa 500 milioni di anni luce. Notare gli addensamenti di galassie e i grandi “spazi vuoti”. La regione orizzontale in cui mancano informazioni è quella nel piano della nostra  galassia. Le linee tratteggiate indicano la profondità delle regioni angolari osservate. (Credit: Costa et al. 1994)

Il Telescopio Spaziale Hubble ha mostrato che nel cielo, in una dimensione angolare pari a quella sotto cui è vista la luna, vi sono milioni di galassie. Da molte misure di questo tipo si riesce a stimare che nell’Universo vi siano circa 100 miliardi di galassie e che ciascuna di esse sia in media composta di circa 100 miliardi di stelle!
Questa enorme quantità di materia è in realtà poca cosa quando la si confronta con la materia oscura, sia essa materia oscura “ordinaria” oppure “esotica”.

L’ammontare nell’Universo di materia ordinaria o barionica (cioè costituita di protoni e neutroni), sia visibile che oscura,  può essere stimata sulla base della quantità relativa di deuterio e di elio presente oggi e presente circa tre minuti dopo il Big Bang. Se allora vi fosse stata molta materia barionica, le collisioni fra nucleoni prima, e fra nuclei poi, sarebbero state molto probabili nei primi attimi dell’Universo e la frazione di deuterio dovrebbe essere ora molto piccola perché i nuclei di deuterio danno luogo ad elio; se invece la materia barionica fosse poca, allora la quantità di deuterio dovrebbe essere relativamente più abbondante.
Dalle misure più recenti delle attuali quantità relative di deuterio e di elio, si deduce che la materia barionica presente nell’Universo sia circa solo un settimo di quella necessaria per tenere legate le stelle nelle galassie e le galassie negli ammassi. Con metodi indiretti gli astrofisici hanno inoltre stimato che la materia barionica che non emette luce visibile sia circa 9 volte quella che emette luce visibile.
Di cosa è composta? Si tratta di enormi nubi di gas nei grandi ammassi di galassie, di ” buchi neri ” provenienti dal collasso di stelle e anche di buchi neri massicci al centro delle galassie , di stelle “morte” ( nane bianche, stelle di neutroni, …), di oggetti di dimensioni planetarie, indicati con il nome generico di MACHO (MAssive Compact Halo Objects), ecc..
Da quanto detto finora, risulta chiara la necessità di ipotizzare l’esistenza di materia oscura non barionica.

Si pensa che l’Universo contenga un gran numero di neutrini,  particelle ben note nel campo della fisica delle particelle elementari, che sarebbero stati prodotti nelle prime fasi di vita dell’Universo. Essi sono un po’ “particelle fantasma” perché hanno carica elettrica nulla e raramente interagiscono con la materia ordinaria.
Misure di precisione effettuate con acceleratori di particelle hanno mostrato l’esistenza di tre tipi diversi di neutrini.

	Fig. 2: Rappresentazione artistica della produzione di neutrini atmosferici da parte di raggi cosmici. (Credit: INFN-Notizie N.1 giugno 1999)

Gli esperimenti Kamiokande e Superkamiokande in Giappone Macro al Gran Sasso, e Soudan 2 negli Stati Uniti hanno presentato risultati sui cosidetti “neutrini atmosferici”, risultati che suggeriscono fortemente che un neutrino di un tipo può trasformarsi in un neutrino di un altro tipo (oscillazioni dei neutrini); questo può avvenire solo se i neutrini hanno massa non nulla. Si arriva alla stessa conclusione anche per i neutrini provenienti dal sole (esperimenti Homestake negli USA, GALLEX al Gran Sasso, SNO in Canada, …). La massa stimata per i neutrini è però molto piccola; moltiplicandola per il gran numero di neutrini presenti nell’Universo si ottiene un contributo alla massa totale dell’Universo poco meno della materia visibile.
Il contributo di neutrini dotati di massa non cambia quindi la situazione, tanto più che il loro effetto è ridotto dal fatto che, possedendo una velocità molto prossima a quella della luce, possono giocare un ruolo solo nel tenere legati grandissimi ammassi di galassie, ma non i normali ammassi, né tanto meno le stelle in una galassia. Anche se non è stato possibile rivelarli sperimentalmente, si pensa che la loro energia media sia grande rispetto alla massa e quindi la loro velocità sarebbe circa quella della luce. Si dice che i neutrini costituiscono parte della materia oscura calda.

Sembra inoltre necessario ipotizzare che negli aloni delle galassie vi siano particelle di massa relativamente grande che viaggino con una tipica velocità galattica, di circa un millesimo della velocità della luce (si parla di materia oscura fredda).
I fisici cercano da tempo di produrre tali particelle agli acceleratori di alta energia, ma finora non ne hanno osservate, il che potrebbe implicare che debbano essere molto massive; tali ricerche proseguiranno agli acceleratori futuri aventi energie molto maggiori.
D’altra parte i fisici astroparticellari cercano tali particelle nella radiazione cosmica, utilizzando sofisticati rivelatori dove tali particelle dovrebbero interagire. Data la rarità di queste possibili interazioni occorre ridurre al minimo ogni tipo di fondo, quale quello  legato ai raggi cosmici carichi, e alla radioattivitá ambientale. I rivelatori devono quindi essere localizzati in laboratori sotterranei.

Ma quali  potrebbero essere queste fantomatiche particelle massive che viaggiano così lentamente? I fisici teorici ne hanno ipotizzate parecchie.
La più strana è forse il neutralino che sarebbe la particella supersimmetrica elettricamente neutra con massa più bassa. La predizione dell’esistenza di super-particelle (s-particelle) è basata su una possibile simmetria bosone- fermione, che dice che ad ogni particella con spin semintero (come l’elettrone, i quarks, i neutrini, …) deve corrispondere una s-particella avente spin intero (s-elettrone, s-quark, s-neutrino, …); analogamente ad ogni particella ordinaria con spin intero (es. il fotone) deve corrispondere una s-particella con spin semintero (es. il  fotino). Il candidato più accreditato per spiegare la materia oscura fredda è il neutralino, una s-particella che può essere considerata come un miscuglio di s-particelle che sono partner supersimmetriche del fotone, del bosone Z ⁰ e di due bosoni di Higgs.

Un’altra possibilità potrebbe essere costituita dai nucleariti, agglomerati di quarks u, d ed s. Gli ordinari nuclei atomici sono costituiti da protoni e neutroni a loro volta costituiti di quarks u, d. Nei nucleariti non vi sarebbe l’equivalente dei protoni e neutroni, ma i quarks u,d,s, sarebbero liberi di muoversi all’interno di tutto il nuclearite. I nucleariti avrebbero densità più elevata dei nuclei ordinari e sarebbero stabili anche per masse molto più elevate di quelle dei nuclei di uranio.

Un’altra possibilità potrebbe essere costituita da monopoli magnetici, ipotetiche particelle dotate di carica magnetica. Essi possono essere accelerati nel campo magnetico galattico e avere quindi uno spettro di velocità.

Vi sono anche altri candidati: per es. gli assioni, ipotizzati per rimuovere un problema del Modello Standard delle particelle. Gli assioni avrebbero massa piccolissima, ve ne sarebbero tantissimi e avrebbero una velocità di circa un millesimo della velocità della luce; essi vengono cercati tramite rivelatori funzionanti come ricevitori di microonde.

Quant’è la materia oscura nell’Universo?

Un parametro che permette di discriminare fra le possibili forme geometriche dell’Universo e di stabilire il destino ultimo dell’Universo, è la densità media di materia presente nell’Universo.

Omega >1 Omega =1 Omega <1

Fig. 1: Le possibili forme geometriche dell’Universo: sferica, piatta, iperbolica.

Si introduce il parametro Omega uguale al rapporto tra la densità dell’Universo e un valore specifico chiamato densità critica. Se Omega  > 1, lo spazio ha una geometria sferica e l’Universo  si espanderà per poi richiudersi su se stesso. Esso viene detto Universo chiuso. Se Omega = 1, lo spazio è euclideo, la sua geometria è piatta e l’Universo si espanderà per sempre. Se Omega < 1 l’Universo è detto aperto, si espanderà per sempre e la sua geometria è iperbolica.  Diventa quindi estremamente importante valutare la massa totale dell’Universo e discriminare fra le varie forme del Cosmo e il suo possibile futuro. Modelli cosmologici inflazionari predicono un valore del parametro Omega uguale ad 1 e un Universo piatto. Poiché dalla quantità di materia visibile si deduce un valore di Omega di 0.005, ne deriva che la materia oscura dovrebbe essere il 99.5% della massa dell’Universo. Ma è possibile verificare se la densità di materia corrisponde effettivamente alla densità critica come previsto dalla teoria dell’inflazione?

La quantità di materia totale richiesta per tenere legate le stelle nelle galassie e le galassie in grandi superammassi, è stimata essere il 35% di quella necessaria per ottenere un Universo a geometria euclidea. Si ritiene inoltre che essa sia così suddivisa

Materia barionica visibile	0.5%
Materia barionica invisibile	4%
Neutrini	0.5%
Materia non barionica (es. neutralini)	30%

D’altra parte alcuni studi (il più recente è quello dell’esperimento WMAP) hanno mostrato che le piccole fluttuazioni in temperatura della radiazione cosmica di fondo a microonde hanno le caratteristiche aspettate nel caso di un Universo con densità energetica uguale a quella critica.
Stiamo vivendo in un Universo piuttosto strano! L’idea che l’Universo visibile è costituito da solo il mezzo percento di tutto quello che c’è, è difficile da digerire.

Che cosa è allora il restante 65% di “densità” che non ha a che fare né con la materia luminosa, né con quella oscura? Ne parleremo al punto successivo.
Carl Sagan aveva ragione quando diceva che siamo formati di stelle, ma gli astrofisici ora ci dicono che l’Universo non lo è!

Fig. 2: La figura mostra le fluttuazioni in temperatura della radiazione cosmica di fondo rivelata  dall’esperimento WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Queste fluttuazioni sono molto piccole: deviazioni di 1/1.000.000 dal valore della temperatura media (~ 2.73 oK). Nell’immagine in falsi colori, le zone rosse indicano le zone più calde e quelle blu, le zone più fredde rispetto al valor medio. Si tratta di una proiezione su una mappa ovale della distribuzione della radiazione elettromagnetica nella regione delle microonde dell’intero cielo e ci mostra come era l’Universo  a 379.000 dopo il Big Bang. Le piccole fluttuazioni hanno poi dato origine a galassie, ammassi di galassie, ecc. (Credit:NASA/WMAP Science Team)

…….E l’energia oscura cos’è?

Il termine Quintessenza era usato più di 2000 anni fa dai greci per indicare un ipotetico quinto “elemento” della natura, oltre la terra, l’aria, il fuoco e l’acqua. Oggi questo nome è stato adottato come sinonimo di energia oscura. Ma cos’è l’energia oscura?

Nel 1998 due gruppi di astronomi pubblicarono i risultati delle loro esperienze sullo studio di possibili anomalie nell’espansione dell’Universo.
Avevano studiato galassie molto lontane tramite lo studio di Supernovae particolari, le Supernovae di tipo 1a (SN1a), che sono molto luminose e hanno tutte per un certo periodo di tempo una luminosità uguale. Per questo possono essere considerate come sorgenti standard, delle “candele campione”. Dalla luminosità osservata si può quindi risalire alla loro distanza, perché la luminosità osservata diminuisce con il quadrato della distanza dalla Terra.
Lo studio è difficile, sia perché tali Supernovae sono molto rare, sia perché le misure sono molto delicate e hanno richiesto l’utilizzo di una varietà di telescopi molto potenti.
D’altra parte la velocità di allontanamento da noi di tali galassie lontane è misurabile tramite lo spostamento verso il rosso della luce che noi riceviamo.

Fig. 1: Immagini relative alla rivelazione di una delle più lontane supernovae mai viste, la supernova 1997ff, effettuata tramite il telescopio spaziale Hubble. La foto superiore mostra la miriade di galassie registrate da Hubble nella regione di spazio distante circa 10 miliardi di anni luce dalla terra. Il quadrato bianco indica l’area in cui risiede la supernova1997ff. La foto in basso a sinistra è una vista ravvicinata di questa regione. La freccia indica la galassia ospite della supernova. Il colore rosso è dovuto a miliardi di vecchie stelle che qui risiedono. La foto in basso a destra mostra la supernova stessa (punto bianco nel centro). Quest’ultima immagine è stata ottenuta tramite tecniche software confrontando foto scattate in tempi diversi. (Credit: NASA, Adam Riess (Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD))

Il risultato di queste analisi è stato quasi incredibile. Le supernovae sono meno luminose rispetto a quello che ci si aspetta da un’espansione dell’Universo rallentata per effetto della gravità. Le supernovae sono più lontane del previsto: tutto avviene come se l’espansione dell’Universo stesse accelerando!
Nei prossimi anni verranno fatte nuove misure più sistematiche utilizzando telescopi ancora più potenti. Vedremo allora se i risultati attuali verranno confermati.

Fig. 2: Il disegno mostra l’espansione dell’Universo a partire dal Big Bang. Fino a circa 8 miliardi di anni fa, la gravità era la forza dominante in un Universo ancora sufficientemente piccolo, e l’espansione rallentava. Nel periodo successivo, le dimensioni dell’Universo aumentarono fino a che una misteriosa forza “oscura” repulsiva divenne dominante sulla più debole forza di gravità, producendo così un’espansione accelerata dell’Universo. I cerchi concentrici rossi stanno ad indicare che nella prima metà di vita del cosmo la velocità relativa di allontanamento delle galassie era minore rispetto a quella nella seconda metà di vita (cerchi verdi). (Credit: Ann Feild (STScI))

Quale può essere la forza repulsiva che sta accelerando l’Universo e contribuisce con la sua densità di energia alla densità totale dell’Universo? È da ricordare che nella teoria della Relatività Ristretta materia e energia sono equivalenti: massa ed energia sono legate infatti dalla relazione E=mc².

Alcuni fisici ritengono che questo effetto repulsivo sia riconducibile all’energia del vuoto. Nella fisica moderna infatti, lo spazio vuoto non corrisponde al “nulla filosofico”; in esso, grazie al principio d’indeterminazione di Heisenberg, appaiono e scompaiono coppie di particelle-antiparticelle che sono virtuali, ma possono avere effetti tangibili. È proprio grazie a loro che il vuoto può avere una densità di energia invisibile,”oscura”, diversa da zero e può esercitare un effetto gravitazionale repulsivo. In altre parole il vuoto non è qualcosa di inerte, i suoi effetti sembrano dominare il comportamento dell’Universo e la nostra comprensione è limitata dalla nostra ignoranza sull’argomento.

Nel 1916 Einstein aveva introdotto nelle equazioni della Relatività Generale una costante (la costante cosmologica) per non avere un Universo in espansione, ma cercare di avere un Universo statico. Soluzioni più generali (senza costante cosmologica) furono invece ottenute dal russo Alexander Friedmann nel 1922, e indipendentemente, dal belga Georges Lemaître, nel 1927. Oggi un valore positivo della costante cosmologica può servire a rendere conto dell’espansione accelerata dell’Universo.

E’ stato stimato che l’energia oscura domini con un 65% il contenuto energetico dell’Universo; il restante 35% è massa. Queste valutazioni sembrano essere confermate dalle misure della radiazione cosmica di fondo a microonde.