La Materia Oscura:
dal CERN al Cosmo
Marco G. Giammarchi
Istituto Nazionale di Fisica Nucleare
Via Celoria 16 – 20133 Milano (Italy)
[email protected]
http://pcgiammarchi.mi.infn.it/giammarchi/
• Perché la Materia Oscura
• Identità della Materia Oscura
• La ricerca di Materia Oscura agli
acceleratori di particelle (CERN)
• La ricerca di Materia Oscura nei
laboratori «astrofisici» e nello spazio
• Conclusioni (aperte)
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1. Perché la Materia Oscura?
Consideriamo il Sistema Solare
Calcoliamo le velocità dei pianeti
Gravitazione Universale
G M m
F = 2
r
2
G M m mv
2
r
r
GM
1
v
r
r
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GM
v
r
2
Ci dice come la velocità cambia in funzione
della distanza del Pianeta dal Sole
2
Lo stesso tipo di calcolo può essere condotto per
studiare la velocità delle stelle nelle galassie.
Il risultato di questi studi (ad esempio nella nostra
Galassia) mostra una grandissima deviazione dal
regime gravitazionale (kepleriano).
Le stelle centrali hanno
velocità piccole.
Quando la maggior
parte della massa sta
all’interno dell’orbita si
raggiungono le velocità
più elevate.
v » 1
r
Stelle periferiche della
Galassia hanno
velocità superiori al
caso Kepleriano
(Zwicky, 1933)
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Per mantenere costante la velocità
delle stelle, occorre la presenza di
massa a grandi distanze, nella forma
di un alone.
Un alone di Materia Oscura.
Materia Oscura :
- Non emette radiazione elettromagnetica
- Non assorbe radiazione elettromagnetica
Come facciamo a studiare la Materia Oscura?
Tramite la Legge di Gravitazione Universale. In che senso?
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La gravitazione è una forza «diversa» dalle altre
La Relatività Generale è una teoria della Gravitazione che rispetta il principio di
equivalenza (Albert Einstein, 1915).
Campo E
Campo G
(in un campo elettrico)
(in un campo g)
F qE
F mg
F ma
F ma
qE m a
m g ma
qE
a
m
ag
Il moto
dipende da
come è fatta la
particella
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Il moto NON
dipende da
come è fatta la
particella
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Immaginiamo una particella m,q che si muova
in un campo elettrico o uno gravitazionale
Ma se la gravitazione non
dipende da nessuna
caratteristica del corpo allora
essa e’ una proprieta’ dello
spaziotempo.
Teoria geometrica della gravità.
Curvatura dello spaziotempo
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La Gravità di Einstein
La Relatività Generale è una teoria geometrica della Gravità
proposta da Albert Einstein nel 1915
La Relatività Generale comprende la Relatività Speciale e la
Teoria Newtoniana della Gravitazione.
La gravità è descritta come una proprietà geometrica dello
spaziotempo.
Massa
Energia
Rappresentazione
dello spaziotempo
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Il concetto di interazione elementare
Azione a distanza
Newton
Faraday
Il Campo
Maxwell
Campi quantistici
Gravità
(scambio di quanti)
(curvatura dello spaziotempo)
Niente può sfuggire alla Gravità.
Quindi possiamo caratterizzare la Materia Oscura con i suoi effetti gravitazionali.
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Usando la Legge di Gravitazione Universale, ricaviamo la forma dell’alone di Materia
Oscura (Dark Matter, DM)
GM
1
v
K e pl er
r
r
v con st M r
1
M (r) » r r Þ r » 2
r
3
ρ
Supponiamo
costante nel
bulge galattico
1/r2
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Termina
perchè la
massa della
Galassia è
finita.
r
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Come la presenza di Materia Oscura risolve il problema della velocità di rotazione
delle stelle nella Galassia. Esempio: NGC 6503.
NGC 6503, una piccola galassia
a spirale che dista 17 milioni di
anni luce nella direzione della
costellazione del Drago. La sua
dimensione è di circa called
30,000 anni luce.
Senza la Materia Oscura non vi è possibilità di spiegare la curva di velocità delle
stelle nella galassia. E in tante altre galassie simili (tra cui la nostra).
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Materia Oscura fuori da Galassie singole vicine
Le osservazioni del Telescopio Spaziale Hubble mostrano (dal
1995) che molte galassie appaiono deformate
Gli effetti di “lensing” gravitazionale sono numerosissimi
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Lenti gravitazionali
La presenza di Materia Oscura
può curvare il percorso della luce
facendo apparire archi, cerchi
(croci di Einstein)
Questi studi hanno
permesso di valutare
che circa il 90% della
massa dell’Universo
è nella forma di
Materia Oscura!
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Ammassi di Galassie
Le Galassie nell’Universo sono raggruppate
in ammassi di Galassie (Clusters).
Come pesare una Galassia ?
Luce Emessa Da Galassia
N ( stelle )
Luce Emessa Da Stella Tipica
M (Galassia ) N ( stelle ) M ( Stella tipica )
Questi studi mostrano in modo molto chiaro che :
Le Galassie non starebbero ammassate nei clusters in questo modo senza la
presenza di extra-massa (Materia Oscura, che agisce gravitazionalmente).
L’evidenza di Materia Oscura è su varie scale!
M vi è anche l’evidenza Cosmologica.
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Gli studi cosmologici hanno permesso di valutare :
Energy budget dell’Universo
Stars and galaxies are only ~0.5%
Neutrinos are ~0.3–10%
Rest of ordinary matter (electrons and protons) are ~5%
Dark Matter ~30%
Dark Energy ~65%
Anti-Matter 0%
Higgs condensate ~1062%??
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2. Identità della Materia Oscura
Materia Oscura Barionica :
• Pianeti
• Polvere interstellare
• MACHO (Massive Compact Halo Objects):
buchi neri, nane brune…
Materia Oscura Non-Barionica:
• WIMP (Weakly Interacting Massive Particles):
particelle massive (gravità!), debolmente
interagenti con materia ordinaria (si
vedrebbero interagire in modo
elettromagnetico).
10 %
Ruolo nell’Universo
Primordiale (abbondanza
cosmica deuterio)
90 %
Devono essere particelle “nuove”.
Le uniche forme di Materia (Oscura o no) che potevano avere un ruolo
nell’Universo Primordiale sono quelle in forma di particelle WIMPs.
La ricerca di Materia Oscura è ricerca di WIMP’s
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La ricerca di Materia Oscura è ricerca di WIMP’s
Particelle SUSY
Supersimmetriche?
La Supersimmetria è una
simmetria di alta energia
che prevede l’esistenza
di particelle SUSY con
spin uno-per-uno
opposto alle particelle
standard
Il migliore candidato supersimmetrico a costituire la Materia Oscura è la particella
supersimmetrica più leggera: il NEUTRALINO. Vi sono altri candidati possibili.
Le interazioni delle WIMP dovrebbero essere gravitazionali e nucleari deboli.
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Le Interazioni Fondamentali e la Materia Oscura (Dark Matter, DM)
Interazione Gravitazionale: note da
sempre. Teoria classica (A. Einstein) nel
1915. Responsabili della stabilità della
materia su scala macroscopica.
Riguarda la DM?
Si, riguarda tutto
Riguarda la DM?
No, altrimenti ci
sarebbero adroni
fatti di DM
Interazione
Elettromagnetica:
Riguarda le interazioni
tra particelle cariche
(stabilità atomica).
Interazione
Nucleare Debole:
a corto raggio
(subnucleare).
Riguarda la DM?
Si, probabilmente
Riguarda la DM?
No, altrimenti si
vedrebbe
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Interazione Nucleare Forte: a corto
raggio di azione: 10-15 m.
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3. Ricerca di Materia Oscura al CERN
(ricerca di WIMP, ricerca di SUSY)
Il più grande acceleratore di
particelle del mondo, il Large
Hadron Collider (LHC) del
CERN di Ginevra.
Circonferenza di 27 km.
Tunnel di LHC, CERN (Ginevra)
Nei grandi laboratori sistemi
complessi di acceleratori portano
particelle a energie elevatissime
Negli urti tra queste particelle, altre
particelle vengono prodotte. Massa
si trasforma in energia e viceversa
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Large Hadron Collider (LHC) del CERN di Ginevra
Il programma di studio comprende la ricerca di particelle SUSY (candidati WIMPs)
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ATLAS e CMS (e altri due rivelatori, ALICE e LHCb)
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4. Ricerca di Materia Oscura in laboratori
“astroparticle” e nello spazio
Se si trovassero candidati WIMP (particelle SUSY) al CERN, si dovrebbe poi
dimostrare che esse svolgono il ruolo astrofisico della materia oscura.
Esistono due approcci più astrofisici (o più diretti) alla Materia Oscura :
1)Misurare l’interazione (debole) della Materia Oscura con la materia ordinaria
2)Osservare – nelle Galassie – I risultati della annichilazione di Materia Oscura.
Siccome la Materia Oscura è presente
nella nostra Galassia (vicino al centro,
vicino al Sole, dappertutto), l’idea è che il
rivelatore urti contro particelle WIMP.
L’interazione debole WIMP-nuclei potrebbe
portare alla loro rivelazione. Misurando il
rinculo nucleare.
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Esperimento DarkSide al Laboratorio
Nazionale del Gran Sasso
(urti di WIMP contro nuclei di Ar liquido)
Lo studio di Dark Matter richiede
rivelatori:
•Massivi (perchè la sezione d’urto
è bassa)
•Radiopuri (per non confondere i
segnali da WIMP con la
radioattività naturale)
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Esperimento Xenon al Laboratorio Nazionale del Gran Sasso
I risultati degli esperimenti di questo tipo vengono espressi nei termini di massa
della WIMP e di sua probabilità di interazione (sezione d’urto)
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Risultati degli esperimenti : l’evidenza di Materia Oscura è… non schiacciante.
E questo grafico è solo indicativo.
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L’altra possibilità : osservare annichilazioni di Materia Oscura nello spazio.
Il cielo gamma di Fermi !
Che tipo di segnali potrebbe dare la Materia Oscura?
Non è univocamente definito, ma le possibilità più ragionevoli…
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+
Wi + Wi ® e e
+
Wi ® e e
-
-
Positron fraction
Annichilazione di Materia Oscura in
particelle ordinarie
Decadimento di Materia Oscura in
particelle ordinarie
Positron+Electron
Queste ricerche cercano una componente di positroni con una configurazione
spettrale diversa da quelle note (sincrotrone, Compton inverso) e che potrebbe
provenire dai decadimenti o annichilazioni di WIMPs
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Conclusione (aperta)
• 90% della materia
nell’Universo è in una forma
che non conosciuamo
(Materia Oscura, Dark Matter)
• Se consideriamo l’Energia
Oscura (Dark Energy), il 95%
dell’energia-massa
dell’Universo ci è sconosciuta
(70% DE + 25% DM).
Gli effetti della Materia Oscura sono presenti
• Su tutte le scale spaziali
• Su tutte le scale temporali
La ricerca sulla Materia Oscura è attiva su tantissimi fronti:
•Produzione in acceleratori di particelle (LHC)
•Ricerche in laboratori sotterranei
•Ricerca di segnali provenienti dallo spazio
•Altre idee?
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Grazie per l’attenzione!
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Backup Slides
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Cold or Hot ? Neutrinos?
I neutrini? (sono numerosissimi, massivi)
Potrebbero rappresentare una parte della Materia Oscura (quella presente in
ammassi e super-ammassi di galassie)
Non possono rappresentare la Materia Oscura in singole galassie (troppo
relativistico, sfugge dalla galassia)
In questo senso il neutrino è un esempio di Materia Oscura “calda” (Hot)
Ma sembra necessario che esista Materia Oscura “fredda” (cold)
Massiva quanto basta per essere nonrelativistica al momento del suo
disaccoppiamento con il resto dell’Universo
La Materia Oscura fredda è stata decisiva per la formazione delle strutture
(protogalassie) nell’Unvierso dopo la Dark Age.
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MOND
Milgrom (1984) noticed a
remarkable fact: dark matter
is only needed in galaxies once
the acceleration due to gravity
dips below a0 = 10-8 cm/s2 ~ cH0.
He proposed a phenomenological force law, MOND,
in which gravity falls off more slowly when it’s weaker:
1/r2, a > a0,
F~
1/r, a < a0.
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Bullet Cluster
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