Dove siamo con la ricerca sulla materia...
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Alessandro Bottino
Dipartimento di Fisica dell’Universita’ di Torino26 gennaio 2016
Seminari di Fisica
Dove siamo con la ricerca sulla materia oscura?
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Evidenze osservative di presenza di materia oscura nell’Universo
Come può essersi generata la materia oscura ?
Come misurare le particelle oscure ?
Produzione di particelle oscure agli acceleratori ?
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Le osservazioni astronomiche della materia oscura
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Fritz Zwicky
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Ammasso galattico COMA
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Ammasso di galassie La massa visibile
è insufficiente aspiegare le velocità osservate
distribuzione di velocita’ delle galassie massa totale dell’ammasso -
massa visibile ---------------------------------
massa mancante massa associata alla materia oscura
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Ammasso di galassie La massa visibile
è insufficiente aspiegare le velocità osservate
Fritz Zwicky, 1933
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Ammasso Coma
immagine nell’otticoimmagine a raggi-X satellite ROSAT
senza la presenza della materia, il gas caldo evaporerebbe
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M mr
d|forza gravitazionale|
r vm
r
M mG 2
2
Per una stella in moto circolaread una distanza r dal centro dellagalassia si ha:
|forza centrifuga|
rMG v
Per r > d, la velocita’ v dovrebbe decrescere come r1/
E invece …
e quindi
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10Curva rotazionale della Galassia NGC 6503
Curve rotazionali delle galassie
alone di materia oscura
Vera Rubin
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Alone di materia oscura
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Lente gravitazionale
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Urto di due ammassi galattici avvenuto circa 100 milioni di anni fa. Bullet cluster
distanza tra i due centri di circa 720.000 parsecvelocita’ relativa 4.700 km al secondo
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Come può essersi generata la materia oscura ?
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plasma iniziale(contiene tutte leparticelle esistenti in Natura)
primi istanti dell’Universo
raffreddamento
adesso
fondo cosmico di fotoni
fondo cosmico di neutrini
elettroni
neutroni, protoniatomi
materia oscura
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In un plasma che si raffredda le particelle piu’ pesanti scompaiono progressivamentre, generando particelle piu’ leggere
All’epoca attuale le sole particelle del cosiddetto Modello Standard della fisica delle particelle presenti nell’Universo sono:
elettroni, protoni e neutroni (strutture nucleari e atomiche)
fotoni del fondo cosmico a microonde a 2.73 gradi Kelvin
neutrini di 3 tipi in un fondo cosmico a 1.96 gradi Kelvin (fondo non ancora misurato)
Per avere materia oscura costituita da particelle, occorre che queste si siano disaccoppiate dal plasma primordiale; queste particelle devono essere stabili e neutre.
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l’Universo si espande:
le distanze relative tra
coppie di particelle
aumentano di uno
stesso fattore
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le interazioni si affievoliscono
nel corso dell’espansione, fino
a che …
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le interazioni si affievoliscono
nel corso dell’espansione, fino
a che alcune particelle si
disaccoppiano dal plasma
le particelle disaccoppiate non partecipano
piu’ all’equilibrio del plasma, pur partecipando
all’espansione dell’Universo
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2 categorie:
calde (con velocita’ prossima alla velocita’ della luce): neutrini
fredde (con velocita’ molto minori a quella della luce)
il ruolo delle particelle oscure fredde (cold dark matter) e’
cruciale per la formazione delle strutture cosmologiche (galassie,
ammassi di galassie)
le particelle disaccoppiate dal plasma interagiscono tra di loro e
con le altre particelle solo tramite la forza gravitazionale:
possono quindi costituire la materia oscura
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Fluttuazioni primordiali
Crescita delle fluttuazioni per effetto gravitazionale
Formazione di strutture
(galassie, ammassi di galassie)
Qui e’ fondamentale la
presenza della materia
oscura
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per capire le proprieta’ osservative della materia visibile
e anche
per spiegare la formazione delle strutture cosmologiche visibili
occorre ipotizzare che la maggior parte della materia
nell’Universo sia oscura
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WIMP = particelle pesanti debolmente interagenti
Identikit per una particella costituente la materia oscura
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2710
Temperatura (gradi Kelvin)
1510
1310
1010
410
10
3
sec10 34
sec10 12
sec10 6 anni510
sec1 anni910
anni91014x
fine della unificazioneelettrodebole
fine della grande unificazione
transizione quarkadroni
nucleosintesi
B
I
G
B
A
N
G
Tempo
inizia la formazione delle strutture cosmologiche
formazione della nostra galassia
ADESSO
disaccoppiamento delle WIMP
disaccoppiamento materia-radiazione
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A
interazione WIMP – materia ordinaria: un esempio
annichilazione WIMP-WIMP
urto WIMP-quark
A
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Come misurare le particelle oscure ?
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Galassia a spirale M81 (simile alla nostra galassia)
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misura di rinculo nucleare
Misure dirette di WIMP
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misura di rinculo nucleare
Misure dirette di WIMP
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misura di rinculo nucleare
Misure dirette di WIMP
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misura di rinculo nucleare
Misure dirette di WIMP
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misura di rinculo nucleare
Misure dirette di WIMP
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misura di rinculo nucleare
Misure dirette di WIMP
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Laboratori Nazionali del Gran Sasso
Esperimento DAMA
Ricerche in luoghi protetti dalla radiazione cosmica
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Moto del sistema solare
rispetto alle particelle
dell’alone oscuro
Sole
Terra
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Variazione annuale del segnale
tempo
inizio di giugno
inizio di dicembre
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Esperimento DAMA presso il Laboratorio Nazionale del Gran Sasso dell’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare
Osservata una variazione annuale del segnale su di un periodo di più di 14 anni (esposizione totale = 1.33 tonnellate x anno)
9.3 C.L.
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Altri esperimenti, non adeguati per la misura della modulazione annuale, si basano su sottrazione dei fondi: danno dei limiti superiori sulle sezioni d’urto di specifici processi WIMP-bersaglio.
Il confronto tra i risultati di esperimenti diversi ha senso solo se viene fissato il modello di MO. E questo modello è attualmente arbitrario.
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Misure indirette di WIMPs
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I WIMP possono venire catturati dalla Terra o dal Sole …
… quindi accumularsi nel loro centro
... e, a seguito di loro annichilazione, possono produrre dei neutrini
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g,e+ dp,
Annichilazione di WIMPs nell’alone galattico
Produzione di particelle rare nei raggi cosmici
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Satellite Pamela
70o
610 km
350 km
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GLAST
AMS
FERMI/GLAST
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Esempio di un “segnale” particolarmente interessante: positroni (ed elettroni)
produzione secondaria: reazioni di “spallazione” tra raggi cosmici primari (protoni, elio) su materia interstellare
produzione primaria: supernove (elettroni), pulsars (elettroni e positroni)
produzione secondaria esotica: annichilazione o decadimento di materia oscura
propagazione di positroni e di elettroni nel mezzo interstellare e nell’eliosfera
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Maurin, Taillet, Donato, Salati, Barrau, Boudoul, astro-ph/0212111
Propagation and diffusion of cosmic rays in the halo
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Di Mauro, Donato, Fornengo and Vittino, arXiv: 1507.07001
i risultati di AMS-02 sono riprodotti bene da un modello puramente astrofisico (ossia senza materia oscura)
l’introduzione di effetti dovuti a materia oscura può migliorare la riproducibilità dei dati sperimentali
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Produzione di particelle “oscure”agli acceleratori?
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due particelle note vengono fatte collidere
nuova particella
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Large Hadron Collider (CERN)
circonferenza di 27 km - tunnel sotterraneo a 50 – 175 metri di profondita’
2 fasci di protoni circolanti in verso opposto per provocare collisioni
ogni protone ha un’energia 7.000 volte piu’ grande della propria energia di riposo
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Conclusioni
Per il file pdf di queste lezioni:http://www.alessandrobottino.it/Materia_oscura.pdf
un gran numero di dati osservativi conferma l’esistenza di materia oscura nell’Universo: il 27% della materia/energia del Cosmo è oscura
l’indagine sulla natura di questa materia oscura è al centro di numerosissime ricerche di vario tipo:- misure dirette di urti di WIMPs in rivelatori- misure indirette su prodotti di annichilazione WIMP-WIMP
attualmente, l’unica misura compatibile con l’esistenza di WIMPs e non spiegabile con altri effetti è quella dell’esperimento DAMA