LA MATERIA OSCURA
Il “destino ultimo” dell’Universo dipende da un parametro fisico che misura la distribuzione di materia nell’Universo: la DENSITA’ CRITICA. Essa ha un valore di 5 x 10-30 (gr/cm3). Il valore oggi misurato dipende dalla quantità di materia distribuita nell’Universo osservabile sotto forma di radiazione luminosa. Attualmente il valore misurato è INCERTO e varia da 10-28 (gr/cm3) a 2 x 10-31 (gr/cm3). Non è quindi possibile ad oggi affermare quale sarà il destino dell’Universo in cui siamo perché non è possibile distinguere ora tra i tre modelli relativisti friedmaniani. Resta da risolvere soprattutto un problema: la DISTRIBUZIONE DELLA “MATERIA OSCURA”.
CHE COS’E’: diverse sono le ipotesi su cosa componga la materia oscura. Sappiamo che essa potrebbe essere composta da normali oggetti celesti come i pianeti; se non proprio di tipo terrestre, poco massivi, almeno di tipo gioviano.
In questo scenario ci sono però due problemi:
1. Uno è che, se ipotizziamo che i pianeti si fermino solo nei pressi delle stelle intorno a cui orbitano, anche il più massivo dei pianeti rimarrebbe un nono rispetto anche alla stella più piccola. Potrebbero quindi contribuire con la loro massa ad una piccola percentuale del valore di OMEGA (= parametro con cui i cosmologi indicano la quantità di materia nell’Universo), diciamo lo 0,05 circa, valore chiaramente insufficiente;
2. Il problema maggiore viene dalla NUCLEOSINTESI DEGLI ELEMENTI LEGGERI avvenuta durante il BIG-BANG. Al momento della sua nascita, quando si verificò questa grande esplosione, l’Universo era una miscela di particelle varie estremamente calda. Con l’espansione ed il suo raffreddamento, la “materia ordinaria” (neutroni, protoni ed elettroni) ha iniziato a formare gli atomi degli elementi che possiamo osservare oggi nell’Universo, ma in maggior misura di IDROGENO ed ELIO. Quella della nucleosintesi del Big-Bang è una teoria che ha avuto un enorme successo: non solo predice che idrogeno ed elio siano gli elementi più abbondanti nell’Universo (dato verificato e risultato corretto), ma ne prevede anche le corrette proporzioni relative. Il problema ora è questo: la formazione delle quantità di ciascun elemento è dipesa strettamente dalla quantità di materia originale ( i BARIONI) necessaria alla loro stessa formazione; la teoria della nucleosintesi prevede che l’Universo attuale si è potuto formare solo se la quantità di materia originale ha avuto un valore di OMEGA= 0,1. Possiamo notare che la quantità di materia barionica è superiore alla quantità di materia visibile, ci deve essere quindi qualche sorta di materia oscura formata da pianeti o stelle ormai spente.
Altri candidati appartenenti alla “materia ordinaria” comprendono quelle stelle che non hanno raggiunto una massa sufficiente per dare inizio all’ignizione e diventare luminose, ossia le NANE BRUNE. Anche in questo caso però il problema è lo stesso: non ci sarebbero barioni a sufficienza per colmare la differenza. E’ dunque preferibile cercare risposte alternative: per esempio la “MATERIA ESOTICA”. Si tratta di particelle diverse da elettroni, protoni e neutroni. Molte di queste particelle sono conosciute, altre sono state ipotizzate per cercare di risolvere il problema della materia oscura:
· I NEUTRINI sono un esempio di particelle esotiche conosciute. Si ritiene siano senza massa anche se alcuni esperimenti fanno ritenere che non sia così e che siano dotati di una massa seppure ridottissima. L’Universo è permeato di neutrini, e la loro importanza per la ricerca della materia oscura sarebbe rilevante anche se avessero una massa di solo 92 eV, pari ad 1/5000 della massa dell’elettrone. Questo solo basterebbe a portare il valore di OMEGA a 1;
· Buona parte della materia esotica ricade nella categoria dei WIMP, acronimo di WEAKLY INTERACTING MASSIVE PARTICLES (particelle massive debolmente interagenti). Appartengono alla categoria delle particelle pesanti che però interagiscono debolmente con altra materia. Le possibili particelle che apparterrebbero a questa classe sono molte ed hanno nomi esotici come ASSIONI, FOTINI, WINI,ecc.
PROVE DI ESISTENZA: sono principalmente due:
1. AMMASSI DI GALASSIE: la prima prova della significativa presenza di materia che non possiamo osservare ci viene dalla ricerca sugli ammassi di galassie , semplici aggregati composti da poche centinaia a poche migliaia di galassie, che altrove si presentano isolate nello spazio.
Negli
anni ’30, due ricercatori, ZWICKY e SMITH, esaminarono entrambi due ammassi
relativamente vicini, quello della CHIOMA DI BERENICE e quello della VERGINE,
osservando singolarmente le galassie che componevano l’ammasso e la loro
velocità nell’ammasso stesso. Quelle che rilevarono erano da 10 a 100 volte
superiori al previsto.
In un gruppo di galassie come quello che costituisce un ammasso, l’unica forza
importante che agisce sulle galassie stesse è la GRAVITA’: è la spinta che
ogni galassia fornisce alle altre che porta all’incremento della loro velocità.
Il paradosso veniva dal fatto che alle velocità osservate, secondo le classiche
leggi della meccanica celeste, gli ammassi avrebbero dovuto essersi dispersi
nello spazio già da tempo. Le teneva legate, nonostante le elevate velocità,
la forza gravitazionale apportata dalla presenza di una massa non rilevabile
direttamente.
2.
CURVE DI ROTAZIONE DELLE
GALASSIE: alcune prove più convincenti, per la
maggior affidabilità dei dati e per il maggior numero di galassie campionabili,
vennero negli anni ’70, quando alcuni ricercatori iniziarono la misurazione
delle CURVE DI ROTAZIONE delle galassie.
Da tempo era noto che le galassie ruotano attorno al loro centro, allo stesso
modo in cui i pianeti orbitano intorno al Sole, e, come questi, seguono le LEGGI
DI KEPLERO. Queste ne sanciscono il comportamento orbitale: sapendo pertanto che
la velocità lungo l’orbita dipende soltanto dalla distanza dal centro e dalla
massa totale all’interno dell’orbita, si osservò che la velocità di
orbitazione era eccessiva per essere spiegata solamente con la distanza dal
centro e con la massa visibile, e quindi si concluse affermando l’esistenza di
una materia oscura.
