Materia oscura ed energia oscura (II parte)

 

Prof. Francesco Bertola – Dipartimento di Astronomia – Università degli Studi di Padova

Considerazione sulla nucleosintesi dei primi istanti di vita dell’universo e la misura del rapporto tra l’abbondanza dell’idrogeno e quella del suo isotopo deuterio permettono di ricavare quale sia il valor medio della densità della materia barionica nell’universo, dove con questo termine si indica la materia ordinaria, quella che sperimentiamo normalmente, fatta di protoni e neutroni, che costituisce il nostro corpo, i pianeti, le stelle, la parte visibile delle galassie.

Ebbene, la quantità di materia ordinaria nell’universo risulta essere bassissima; ben il 90% della materia e` di natura non barionica. La materia barionica è composta da quella luminosa e da una componente oscura, costituita da stelle che hanno finito la loro esistenza e che quindi non emettono più luce, da nane brune, stelle che non sono riuscite a innescare le reazioni termonucleari centrali a causa della bassa gravità, buchi neri normali e buchi neri supermassicci, risultato del collasso di masse pari a centinaia di milioni di volte quella del sole. Va qui ricordato che le nebulose oscure, costituite da granelli di polvere interstellare, che rendono molto affascinanti le immagini della Via Lattea, nulla hanno a che fare con quello che si intende per materia oscura.

La materia oscura non barionica è ipotizzata in due varianti: la materia non barionica calda, e la materia non barionica fredda. La velocità delle particelle (i neutrini) nel primo caso è uguale o prossima a quella della luce, mentre le componenti della seconda sono sufficientemente massicce da muoversi a velocità sub-relativistiche.
Il modello della materia oscura fredda è oggi molto accettato perché si presta molto bene a spiegare lo stabilirsi delle grandi strutture dell’universo e i processi di formazione delle galassie. Ma va anche ricordato che le particelle costituenti questa materia sono state solo ipotizzate e non ancora rivelate. A quanto detto va aggiunta una breve descrizione di quella che si pensava essere l’evoluzione dell’universo ancora una decina di anni fa. Ci si rifaceva ai modelli cosmologici di Friedmann enunciati ancora nel 1922 sulla base della teoria della relatività einstaniana. Il Big Bang aveva dato origine al moto di espansione dell’universo, moto che risultava continuamente decelerato a causa dell’azione gravitazionale della massa in esso contenuta.

A seconda che la densità di materia fosse maggiore o minore di un ben determinato valore detto “densità critica”, l’universo si espandeva per sempre oppure era destinato al collasso finale. Nel primo caso la geometria era quella di un universo aperto, a curvatura negativa, nel secondo di tipo chiuso, la curvatura era positiva. Se la densità era uguale a quella critica l’universo era piatto, cioè in esso valeva la geometria euclidea. La teoria dell’inflazione iniziale, che negli anni ’80 aveva brillantemente risolto alcuni problemi insiti in quella classica del Big Bang, richiedeva una densità pari a quella critica, per cui si incontravano delle difficoltà dato che la densità di materia misurata, compresa quella della materia oscura era insufficiente per arrivare al limite della chiusura dell’universo.

Questa era la situazione della cosmologia alla fine degli anni novanta, una situazione che potremmo definire di crisi in quanto la materia oscura, la cui natura rimaneva completamente sconosciuta era anche insufficiente alle richieste del modello inflazionario.

Inaspettatamente per la maggior parte degli astronomi, nel 1998, fu annunciata una scoperta destinata a costituire non solo una delle rivoluzioni più profonde nello sviluppo della cosmologia moderna, dalla sua nascita dei primi decenni del secolo ventesimo, ma anche della fisica fondamentale. La scoperta si basa sulla determinazione dell’espansione dell’universo fatta misurando la distanza di oggetti che possono definirsi “candele campione”, ossia oggetti caratterizzati dalla medesima luminosità intrinseca. Risulta evidente che in questo caso, nota la luminosità apparente e quella intrinseca e sapendo che l’intensità luminosa decresce in modo inversamente proporzionale al quadrato della distanza, quest’ultima risulta perfettamente determinata. Siccome era inoltre necessario guardare a grandi distanze, bisognava scegliere oggetti intrinsecamente molto brillanti.

I resti della supernova osservata da Tycho Brahe nel 1572 nella costellazione di Cassiopea. Crediti : Spitzer, Chandra and Calar Alto Telescope. Fonte: http://allaboutastronomy.wordpress.com/ .

Questi potentissimi indicatori di distanza furono individuati nelle stelle supernovae, oggetti che alla fine della loro evoluzione esplodono diventando anche dieci miliardi di volte più brillanti del sole, con una luminosità di poco inferiore a quella della stessa galassia a cui appartengono. L’esplosione di una supernova in una galassia è un evento che può essere molto raro, si pensi che l’ultima apparsa nel nostro sistema risale al 1604 ed ebbe due osservatori di eccezione, Galileo e Keplero.

Francesco Bertola

Continua…

BIBLIOGRAFIA Mario Livio, The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos, John Wiley and Sons Inc. 2001 Wendy L. Freedman e Michael S. Turner, Cosmology in the New Millennium, Sky and Telescope, Ottobre 2003 Adam G. Riess e Michael S. Turner, E l’universo accelerò, Le Scienze, Marzo 2004 Autori Vari, Origin and Fate of the Universe, Astronomy Special Cosmology Issue, 2004 .

Fonte Chiaramente Scienza – Istituto Veneto di Scienze Lettere ed Arti. Approfondimenti a cura di Francesco Bertola.
http://www.istitutoveneto.it/chiaramentescienza/index.php?Esplorazione-delluniverso-le-nuove-frontiere-2 .

Informazioni su Sabrina Masiero

Ricercatore Astronomo (Tecnologo III livello) presso INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo-Gal Hassin, Centro Internazionale delle Scienze Astronomiche di Isnello, Palermo. In precedenza: Borsista presso INAF-Osservatorio Astronomico di Padova e Fundaciòn Galileo Galilei, FGG-Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Isole Canarie.
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