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  • La Materia Oscura La Materia Oscura delldellUniverso e i risultati Universo e i risultati delldellesperimento DAMAesperimento DAMA

    R. Cerulli

    INFN-LNGS

    Gennaio 2007

  • Evidenze sperimentali sullEvidenze sperimentali sullesistenza esistenza della Materia Oscuradella Materia Oscura

    Prima evidenza sperimentale dellesistenza di Materia Oscura nellUniverso: misure delle velocit delle galassie che compongono lammasso COMA eseguite da Zwicky nel 1933.

    Pochi anni pi tardi nel 1936 Smith conferm lesistenza di Materia Oscura studiando lammasso di galassie della Vergine.

    Uno studio sistematico che accredita lesistenza di Materia Oscura anche a livello di singole galassie stato eseguito nel 1974 da due diversi gruppi, considerando molte galassie a spirale.

    Queste osservazioni mostrarono che la sola componente visibile di materia non poteva dare conto delle velocit misurate e che la materia non luminosa era presente nellammasso in percentuale nettamente superiore rispetto alla materia visibile.

    velocit di rotazione degli oggetti astrofisici di una galassia a spirale ad una distanza R dal centro della galassia.

    Vediamo qui in particolare come stato possibile evidenziare la presenza di Materia Oscura nelle galassie a spirale:

    Nel caso di sola materia luminosa, gli oggetti molto distanti dal centro della galassia, al di fuori del disco luminoso, dovrebbero avere una velocit che decresce allaumentare di R (~1/R).

    Le misure sperimentali mostrano, invece, che tali oggetti hanno velocit quasi costante per grandi valori di R. Tale risultato indica che deve esistere unaltra componente di materia, non visibile, detta alone oscuro.

  • =V

    dVrM )(In particular, spherical symmetry; mass inside a sphere:

    rrGMv

    rvm

    rmrGM )( ;)( 2

    2

    2 ==

    rv 1 Solar system or solar-system-like:

    2

    1 ;)(r

    rrM Galaxy: v about flat:

    rrdrrrrrM

    rrr

    r 2000

    22

    20

    02

    20

    0 4'''4)( ;)( ===

    3

    34 rV =

    .44)( 2002

    00 constrGr

    rrGr

    rGMv ====

    In fact:

  • Altre evidenze sullAltre evidenze sullesistenza della esistenza della Materia OscuraMateria Oscura

    Studio del moto della Grande Nube di Magellano intorno all nostra Galassia

    Studio dei raggi-X emessi dai gas che circondano le galassie ellittiche

    Studio della distribuzione della velocit del plasma caldo intergalattico negli ammassi

    COMA Cluster

    Anche la nostra Galassia (la Via Lattea) contiene al suo interno un alone oscuro che la pervade

    La Via Lattea

  • Nella collisione tra due ammassi le galassie si comportano come un gas di particelle non interagenti mentre le nubi di plasma allinterno dellammasso - che si comportano come un fluido ed emettono raggi X sono fortemente interagenti e sono sottoposte alla pressione di ariete

    Dopo la collisione le galassie precedono il plasma rallentato dalla pressione di ariete e le due componenti si trovano in due regioni ben separate

    Una recente prova dellUna recente prova dellesistenza di esistenza di Materia OscuraMateria Oscura

    Il profilo del potenziale gravitazionale ottenuto Il profilo del potenziale gravitazionale ottenuto studiando il lensing gravitazionale studiando il lensing gravitazionale (contorno verde)(contorno verde) in in accordo con la distribuzione spaziale delle galassie e accordo con la distribuzione spaziale delle galassie e non con la distribuzione del plasmanon con la distribuzione del plasma

    Questo si spiega ammettendo che la maggior parte Questo si spiega ammettendo che la maggior parte della materia presente nel sistema della materia presente nel sistema non luminosanon luminosa

    Teorie della gravitTeorie della gravit modificata non sono in grado di dar modificata non sono in grado di dar conto delle osservazioniconto delle osservazioni

    Collisione di due ammassi di galassie (1E0657-558 a z=0.296) avvenuta circa 100Myr fa

    D. Clowe et al., astro-ph/0608407

  • Indicazioni dalla presenza di Materia Indicazioni dalla presenza di Materia Oscura dalla cosmologiaOscura dalla cosmologia

    Le fondamenta del modello del Big Bang

    La scoperta dellespansione dellUniverso E. Hubble (1929)

  • la distanza di alcune nebulose dimostrando che erano galassie esterne

    le loro velocit di recessione

    Lespansione dellUniversoNel 1917 si pensava che lUniverso fosse statico e consistesse nella nostra Galassia e lo spazio vuoto che la circondava.

    Negli anni venti, E. Hubble usando il nuovo telescopio da 2.5 m sul monte Wilson riusc a misurare:

    Le galassie si allontanano con una velocitdi recessione proporzionale alla distanza

    dHv 0=

    H0=500 km/s/Mpc H0=71 km/s/Mpc

    Galassia M31- Andromeda

    La Via Lattea

    Espansione generale dello spazio-tempo:Le galassie non si allontanano nello spazio ma lo spazio stesso che si espande, trascinando con sle galassieLe dimensioni fisiche delle galassie non cambianola gravit le isola dallespansione

    Effetto osservabile su scala intergalattica: la stella pi vicina al Sole (Proxima Centauri), 4.22 anni-luce, si allontana da noi per il solo effetto dellespansione con una velocit di soltanto 10 cm/s !!

    Espansione priva di un centro:Un osservatore da una qualsiasi galassia vede la stessa espansione lunica legge di espansione compatibile con il Principio Cosmologico

  • Le fondamenta del modello del Big Bang

    La scoperta dellespansione dellUniverso E. Hubble (1929)

    Le abbondanze degli elementi leggeri: H, He, Li G. Gamow (1948)

  • Le abbondanze degli elementi (i primi 3 minuti)

    QUARKS Barioniprotoni, neutroni

    Leptonielettroni, neutrini

    Bariogenesi

    Interazioni menofrequenti

    1 neutrone ogni 7 protoni,

    fotoni

    1 secondo

    Formazione dei nuclei atomici

    H, He

    100 secondi

    non avverr MAI PIUnella storia dellUniverso

    7

    1

    Gamow:La radiazione del Big Bang sopravvive ma a causa dellespansione si raffredda

    Previsione di Gamow:Radiazione fossile = 5 K -268 C

    due neutroni formano 1 nucleo di He

    25% He 75% H

  • Le fondamenta del modello del Big Bang

    La scoperta dellespansione dellUniverso E. Hubble (1929)

    La scoperta della radiazione di fondo cosmico (CMB) Penzias e Wilson (1965)

    Le abbondanze degli elementi leggeri: H, He, Li G. Gamow (1948)

  • Radiazione Fossile del Big BangViene scoperta da Penzias e Wilson (1965)

    Temperatura della radiazione misurata: 3 K(banda delle micro-onde)

    Riempie uniformemente il cielo!nessuna sorgente astrofisica sarebbe in grado di produrre una radiazione cos uniforme!

    Limmagine pi antica dellUniverso 380000 anni dopo il Big Bang la radiazione

    si libera dalla materia ed inizia a propagarsi

    La radiazione fossile mantiene memoriadello stato dellUniverso quando aveva lo

    0.003% della sua et attualeSpettro della Radiazione

  • ... e il lato oscuro dellUniverso?

    Il miglioramento delle tecniche sperimentali ha permesso di ottenere informazioni anche sul lato oscuro dellUniverso

    La radiazione cosmica di fondo ha permesso di studiare il valore della densit totale dellUniverso (= /0) e i diversi contributi ad essa. SN 1987A vista dal telescopio Hubble

    La verifica della legge di Hubble su scala sempre pigrande permette di avere informazioni sullespansione accelerata costante cosmologica ed energia oscura

    La nucleosintesi primordiale ha permesso di studiare quanti barioni ci sono oggi nellUniverso necessit di materia oscura

  • Fluttuazione nella radiazione fossile: gli embrioni delle galassie

    Le fluttuazioni di temperatura sono la traccia di fluttuazioni di densit della materia: gli embrioni delle galassie che cresceranno attraverso lamplificazione gravitazionale

    WMAP

    (T2-T1)/T1=310-5

    Nel 1992, COBE rivel per primo piccole fluttuazioni ditemperatura (indicate da variazioni di colore)

    Immagine a tutto cielodellUniverso 380000 annidopo il Big Bang.

    WMAP nel 2003 ha messo a fuocolimmagine data da COBE

    WMAP

    Se =1, prevista la presenza di un picco a l 200

  • Composizione dellUniverso (barioni)Parametro di densit: = densit/densit critica 6 atomi di H/m3

    = 1Barioni (cio protoni, nuclei e atomi):

    B = 4%

    La teoria cosmologica del Big Bang prevede, negli scenari teorici pi accreditati, =1. Verifica dalle misure sulla anisotropia di CMB

    Considerando:a) la presente abbondanza di nuclei leggerib) la densit dei fotoni CMB

    E necessaria Materia Oscura Non Barionica:- particelle relitte dallUniverso primordiale- relativistiche (Hot DM) o non-relativistiche (Cold DM)

    al tempo del disaccoppiamento- Hot DM: neutrinos- Cold DM: WIMPs, axions, axion-like, ...

  • Composizione dellUniverso (energia oscura)

    Negli ultimi 10 anni, studio della legge di Hubble su scala sempre pi grande, attraverso lutilizzo di candele standard: supernovae Ia (SN Ia).

    informazioni sullespansione accelerata costante cosmologica ed energia oscura

    Universo dominato dalla materia oscuraUniverso dominato da

    27.0 ;73.0 M

    energia del vuoto caratterizzata da una pressione negativa

    Contributo della materia (oscura e non)

  • PrimordialNucleosynthesis

    90% of the matter in the Universe is non baryonicA large part of the Universe is in form of non baryonic Cold Dark Matter particles

    73.0

    ConcordanceConcordance modelmodel

    WMAP

    Supernovae IA

    27.0

    = + M =1.020.02

    MThe Universe is flat

    Observations on: light nuclei abundance