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Come sappiamo che esiste la materia oscura

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Non solo l’Universo non è fatto solo delle stesse cose con cui siamo fatti noi, ma non è fatto di niente che abbiamo mai rilevato direttamente. Infatti, con un incredibile grado di precisione e certezza, sappiamo esattamente quanto dell’Universo, in termini di energia totale, è costituito da qualcosa di cui sono definitivamente note le proprietà: appena il 5%.

Il resto dell’Universo deve essere una qualche forma di energia che finora è sfuggita al rilevamento diretto, con il 68% di energia oscura e il 27% di materia oscura.

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In superficie, sembra ragionevole chiedersi se ciò che chiamiamo materia oscura potrebbe non essere reale, ma piuttosto potrebbe essere costituito da un qualche tipo di materia normale conosciuta che semplicemente non è stata ancora identificata. Ma un’analisi più approfondita rivela che non è affatto possibile e abbiamo le prove per dimostrarlo. Ecco come sappiamo che, qualunque cosa sia la materia oscura, non è semplicemente “materia normale“.

Una delle cose migliori delle leggi della fisica è questa: se puoi dare a un fisico le condizioni iniziali con cui parte un sistema, le leggi della fisica da sole ti permetteranno di prevedere in che modo evolverà quel sistema.

Se inizi con una distribuzione delle masse e la legge di gravità, la fisica ti dirà come si evolveranno quelle masse e quali tipi di strutture si formeranno. Se inizi con una distribuzione di cariche elettriche e le equazioni di Maxwell, la fisica ti dirà che tipo di campi elettrici e magnetici si presenteranno, così come i tipi di correnti cariche che verranno create.

E se inizi con un sistema di particelle quantistiche calde e interagenti, le leggi della fisica ti diranno, anche se probabilisticamente, quali tipi di stati legati e liberi possono esistere e con quale distribuzione, dopo che sia passato un certo periodo di tempo. Dato che conosciamo le leggi che governano l’Universo sotto forma di Modello Standard e Relatività Generale, e ora che abbiamo completato il Modello Standard in termini di quanti fondamentali conosciuti, misurati e rilevati direttamente (particelle e antiparticelle allo stesso modo), possiamo fare proprio questo anche per l’intero Universo stesso.

Nelle primissime fasi del caldo Big Bang, sappiamo che l’Universo deve essere stato riempito con tutti i vari tipi di particelle e antiparticelle che è possibile creare dalla meccanica quantistica.

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Ogni volta che si verifica una collisione sufficientemente energica tra due particelle fondamentali – esattamente ciò che causiamo abitualmente nei collisori di particelle come il Large Hadron Collider del CERN – c’è una probabilità diversa da zero che creerai spontaneamente una nuova coppia particella-antiparticella. Finché c’è abbastanza energia libera disponibile per creare nuove particelle conservando l’energia complessiva e la quantità di moto del sistema, l’E = mc2 di Einstein ti consentirà di creare praticamente qualsiasi cosa.

Con quantità incredibilmente grandi di materia ed energia presenti a densità incredibilmente elevate, l’energia nelle prime fasi del caldo Big Bang è stata distribuita tra tutte le specie conosciute di particelle e antiparticelle in rapporti specifici, come dettato dalle leggi della fisica.

Potrebbero esserci state anche altre particelle e antiparticelle nuove, non ancora scoperte, ma, per lo meno, nelle prime fasi più calde, tutte le particelle conosciute esistevano in grande abbondanza mentre l’Universo si espandeva e si raffreddava.

In queste prime fasi, ogni insieme di coppie particella-antiparticella aveva sia un tasso di creazione che un tasso di annichilazione. Nella fase più precoce e più calda, si equilibrano e quel punto di equilibrio determina l’abbondanza di ogni specie di particella e antiparticella. Crei coppie particella-antiparticella quando hai collisioni con energia sufficiente per consentire la creazione tramite E = mc 2, e le distruggi quando si trovano l’una con l’altra e si annichilano.

Quando l’Universo si espande e si raffredda, tuttavia, perde energia. Quando la temperatura dell’Universo scende al di sotto di una certa soglia critica – una soglia fissata dalla massa a riposo di ciascuna particella – si verificano sempre meno collisioni che hanno energia sufficiente per consentire la creazione nuove particelle.

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Tuttavia, non solo queste coppie particella-antiparticella continuano ad essere abbastanza efficienti nel trovarsi l’un l’altra e ad annichilarsi, ma a meno che la particella non sia fondamentalmente stabile, inizierà anche a decadere. Le particelle nel Modello Standard iniziano ad annichilirsi e a decadere in un ordine prevedibile e in un modo prevedibile e comprensibile.

Quando l’Universo ha pochi picosecondi, i quark top e gli antiquark smettono di essere creati e decadono rapidamente. La simmetria elettrodebole si rompe quasi nello stesso momento, dando origine alle leggi della fisica come le sperimentiamo, non come erano alle energie ultra-alte.

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Pochi picosecondi dopo, anche i bosoni di Higgs, così come il bosone Z e poi i bosoni W carichi, decadono tutti. Quando iniziamo a contare il tempo in nanosecondi, anche i quark bottom e i relativi antiquark, i quark charm e i loro antiquark e i leptoni tau e anti-tau scompaiono dall’Universo.

Quando l’Universo raggiunge alcuni microsecondi di età, viene superata una nuova soglia: le temperature e le densità sono ora scese abbastanza da consentire il confinamento e quello che prima era un plasma di quark e gluoni ora diventa pieno di stati legati. Gli adroni, come barioni, antibarioni e mesoni, si formano in numero copioso.

Man mano che le cose continuano ad espandersi e raffreddarsi, le particelle contenenti quark e antiquark decadono, così come tutti i restanti mesoni e muoni.

Infine, quando l’Universo ha ormai pochi millisecondi, protoni e neutroni si annichilano con antiprotoni e antineutroni. A questo punto, tutto ciò che siamo sicuri di avere sono fotoni, elettroni, positroni, neutrini e antineutrini, con una piccola quantità di protoni e neutroni avanzati – circa 1 parte su 1 miliardo – che in qualche modo esistevano in eccesso rispetto alla loro controparti di antimateria.

Potrebbero essere presenti anche materia oscura ed energia oscura, anche in queste prime fasi. Potrebbero essere presenti ulteriori particelle fondamentali; potrebbero esserci stati nuovi campi o interazioni o accoppiamenti o simmetrie; potrebbe esserci stato un numero qualsiasi di cose “extra” che erano copiose all’inizio, e che sono rimaste per un tempo considerevole, forse alcune persistono ancora oggi.

La cosa meravigliosa di questo aspetto del caldo Big Bang è che non solo si adatta a questi scenari, ma che la fisica che si verifica per questa componente della storia è praticamente invariata, indipendentemente da cos’altro potrebbe abbondare.

Prima che l’Universo raggiunga l’età di “1 secondo” dopo il Big Bang, i protoni ed i neutroni che rimangono sono liberi di interagire con tutte le restanti particelle più numerose. Mentre lo fanno, quattro interazioni diventano importanti da esaminare in dettaglio.

  1. protone + antineutrino → neutrone + positrone,
  2. protone + elettrone → neutrone + neutrino,
  3. neutrone + neutrino → protone + elettrone,
  4. neutrone + positrone → protone + antineutrino.

Quando l’Universo è ancora molto caldo, queste interazioni si verificano a velocità uguali e l’Universo viene diviso 50/50 tra protoni e neutroni. Ma mentre l’Universo si espande e si raffredda, le cose iniziano a cambiare tutte insieme.

Devi ricordare che i neutroni sono solo un po’, pochissimo più pesanti dei protoni: 0,14% in più di massa. Se vuoi far collidere un protone con un antineutrino o un elettrone per creare un neutrone (più altre cose), la tua collisione deve avere una certa quantità di energia extra per renderlo possibile.

Quando l’Universo inizia a raffreddarsi, quella quantità critica di energia diventa sempre più difficile da ottenere. Di conseguenza, diventa più facile per i neutroni combinarsi con neutrini o positroni per convertirsi in protoni piuttosto che per i protoni combinarsi con elettroni o antineutrini per produrre neutroni. L’equilibrio inizia a spostarsi dall’uguaglianza protone-neutrone per favorire i protoni.

Circa 1 secondo dopo il Big Bang, i neutrini e gli antineutrini si congelano, poiché l’interazione debole – che governa le interazioni dei neutrini con tutte le forme di materia – diventa insignificante a queste basse energie e temperature. Protoni e neutroni continuano a convertirsi, ma in modo meno efficiente, e poco dopo, non più di 3 secondi dopo il Big Bang, diventa troppo freddo per creare spontaneamente coppie elettrone-positroni. Dopo un breve periodo di annichilazione massiccia, creando ancora più fotoni, gli elettroni in eccesso si annichilano con i positroni.

A questo punto, ciò che resta è un Universo riempito con due sfondi di radiazione: uno sfondo di fotoni, che alla fine diventa il fondo cosmico a microonde, e uno sfondo di neutrini/antineutrini, che persiste ancora ma è stato rilevato solo indirettamente.

Inframmezzati vi sono un piccolo numero di protoni e neutroni, con anche alcuni elettroni: pari in numero al numero di protoni, per mantenere l’Universo elettricamente neutro. A questo punto, circa 3 secondi dopo l’inizio del caldo Big Bang, la materia normale nell’Universo è composta da circa il 72% di protoni e il 28% di neutroni.

Ora, questi protoni e neutroni vorrebbero fondersi insieme, ma non possono ancora farlo. Non appena lo fanno, formando un nucleo di deuterio, un fotone – che, ricordate, supera di circa un miliardo a uno i protoni e i neutroni – entra e lo colpisce. A soli ~ 3 secondi dopo il caldo Big Bang, questi fotoni sono così energetici che fanno immediatamente esplodere questi nuclei.

Devi aspettare che l’Universo si espanda e si raffreddi a sufficienza prima di poter superare questo “collo di bottiglia di deuterio” e formare i nuclei di luce, un gioco di attesa che richiede poco meno di 4 minuti, in totale.

Durante quel periodo, una frazione dei neutroni liberi decade, spostando l’equilibrio da 72/28 a favore dei protoni a una differenza ancora più significativa: 75/25. Finisci per creare gli elementi più leggeri e i loro isotopi: idrogeno, deuterio, elio-3, elio-4 e litio-7.

Oggi, non solo possiamo calcolare quali dovrebbero essere le abbondanze, che dipendono esclusivamente da un parametro, il rapporto barione/fotone, ma anche misurarle (i barioni, oggi, sono il numero totale di protoni e neutroni, combinati).

Il nostro Universo, che finisce con ~ 25% di elio-4, ~ 0,01% di deuterio, ~ 0,01% di elio-3 e ~ 0,0000001% di litio-7, prima che si formino le stelle, mette in mostra uno spettacolare accordo tra teoria e osservazione.

Ma questa è la risposta! Ricorda, volevamo conoscere la risposta alla domanda “quanta materia normale, totale, c’è nell’Universo?

Possiamo misurare in modo squisito la densità dei fotoni rimasti dal caldo Big Bang: ce ne sono 411 per centimetro cubo di spazio. Se conosciamo il rapporto barione-fotone, che possiamo concludere proprio da questa linea di pensiero, sappiamo quanta materia normale c’è, totale, nell’Universo. Questo è esattamente il motivo per cui se potessimo, sapremmo misurare, localizzare e sommare tutte le forme della materia normale nell’Universo:

  • stelle,
  • gas,
  • polvere,
  • plasma,
  • buchi neri,
  • pianeti,
  • nane brune,
  • e qualsiasi altra cosa tu possa immaginare,

si aggiunge a un numero specifico: il 5% della quantità totale di energia che deve essere presente.

La scienza della fisica nucleare, le abbondanze misurate degli elementi leggeri immediatamente dopo il Big Bang e le proprietà dell’Universo primordiale si combinano per insegnarci esattamente quanta materia normale ci sia nell’Universo in generale.

Sì, non abbiamo trovato tutto; sì, la maggior parte non è sotto forma di stelle; sì, gran parte di essa non emette né assorbe luce in quantità sostanziali, ed è quindi “scuro”. Ma non importa quanta ne troviamo, e non importa dove la troviamo, non intaccherà la quantità di materia oscura di cui abbiamo bisogno.

Dalla suite completa di osservazioni cosmiche che abbiamo, il 32% dell’Universo, in totale, deve essere una qualche forma di materia con una massa a riposo diversa da zero. Solo il 5% può essere materia normale; i vincoli sono molto stretti.

Circa ~0,1% può essere sotto forma di neutrini e antineutrini; circa lo 0,01% può essere sotto forma di fotoni. E questo è tutto. Qualunque altra cosa ci sia là fuori – materia oscura ed energia oscura per lo meno – deve essere qualcosa di diverso dalle forme di energia conosciute e già scoperte che esistono nell’Universo.

Possiamo anche non sapere cosa sia la materia oscura, ma una cosa di cui possiamo essere certi è questa: non è solo una forma “oscura” di materia normale.

Anche senza tutte le altre prove a nostra disposizione, la sola nucleosintesi del Big Bang è sufficiente per dirci che la materia normale, da sola, non può darci l’Universo come lo osserviamo.

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