L'isola del giorno prima - parte 2

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Teorie di Formazione della Complessità

Stefano Gallozzi Astronomia | Articoli | ** | Italiano

La domanda principale che, quotidianamente, ogni cosmologo si pone, tira in ballo, sotto aspetti molteplici, la natura della materia oscura.

Il modello standard cosmologico, che meglio riproduce le evidenze osservative su grande, media e piccola scala, è il modello di Big Bang caldo con la presenza di materia oscura fredda ed energia oscura.
Di questo modello, che al momento va per la maggiore, possiamo elencare i contributi costituenti:

* un contributo del 4% di massa-energia barionica(gli usuali atomi, composti da protoni e neutroni)
* un contributo del 22% di massa-energia oscura, cioè un tipo di materia che non ha ne interazioni elettromagnetiche ne nucleari forti
* un contributo rimanente del 74% di massa-energia oscura, identificata dalla costante cosmologica

La materia luminosa viene spesso utilizzata in questi studi come tracciante della distribuzione di materia anche se è la componente oscura (massa ed energia) a dominare le strutture su piccola, media e su grande scala nell'universo.
Scale Stellari: i Filamenti

Dalle simulazioni numeriche si è compreso che le perturbazioni di densità su piccola scala di materia oscura sono fortemente correlate alla nascita delle prime stelle, quelle cioè che hanno illuminato l'universo neonato qualche milione di anni dopo il Big Bang.

Queste simulazioni numeriche sulla formazione delle prime strutture cosmologiche nel giovane universo, mostrano che la formazione delle prime stelle dipende fortemente dalle proprietà e dalla natura della materia oscura.

La macro-fisica della formazione delle prime stelle può quindi insegnare ai cosmologi importantissime lezioni sulle misteriosa e quanto meno famigerata micro-fisica connessa all'esotica materia oscura.

Rispetto al modello standard di formazione dell'universo, la formazione delle stelle nell'universo primevo fu molto differente da quella nell'universo odierno.

Nell'universo odierno le stelle si formano entro regioni di gas e polvere in gigantesche nubi molecolari (principalmente nei dischi delle galassie a spirale ed irregolari); nell'universo primevo invece le prime stelle emersero da “mini-aloni” intesi come agglomerati di gas e materia oscura aventi masse totali di milioni di masse solari.

Un'altra differenza sostanziale emerge dall'iniziale assenza di metalli, cioè elementi pesanti (in astrofisica i metalli sono considerati tutti gli elementi della tavola periodica, che non siano idrogeno o elio).

Senza metalli è quindi impossibile che avvenga l'efficiente raffreddamento radiativo ad opera degli atomi pesanti, alle molecole ed ai grani di polvere contenenti atomi pesanti, che osserviamo oggi.

Senza elementi pesanti quindi il gas primordiale rimase prevalentemente "caldo".

In questo modo combattendo con una agitazione termica decisamente maggiore, per poter accendere le prime stelle, la gravità dovette agire su una massa maggiore e, quindi, le prime stelle furono molto più massicce delle odierne stelle (tipicamente qualche centinaio di masse solari).

Quando si accesero le prime stelle massicce l'universo primitivo cambiò radicalmente aspetto.

Infatti a causa della loro grande massa, queste stelle producevano copiose quantità di elementi pesanti ed in poco tempo li diffondevano nell'universo primevo tramite delle esplosioni di supernovae.

Inoltre grazie alla loro grande massa, produssero molti fotoni ultravioletti, che per loro natura sono abbastanza energetici da ionizzare tutto l'idrogeno, l'elemento più abbondante dell'universo.

Questo processo è detto re-ionizzazione dell'universo, la quale trasformò l'intero universo da freddo e neutro a caldo e ionizzato, come lo osserviamo ancora oggi.

Tramite le misure di polarizzazione del CMB (Cosmic Microwave Background) effettuate con WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), dovute allo scattering dei fotoni ad opera degli elettroni liberi generati dal mezzo ionizzato, si è potuto stabilire che circa il 10% del segnale della CMB fu generato dall'emissione di queste prime stelle massicce.

Immagine - 1 - agglomerati di materia oscura
Immagine - 1 - Agglomerati di materia oscura che si fondono a creare le prime stelle secondo il modello standard con WDM.

Il punto di partenza per ottenere queste simulazioni e reinterpretarle tramite le osservazioni fatte da WMAP, consiste nell'assumere che la materia oscura sia principalmente composta di WIMPs (Weakly Interactive Massive Particles).

I WIMPs sono particelle esotiche predette da molte teorie, ma mai osservate poiché interagiscono solo tramite la debole forza di gravità e l'interazione nucleare debole.

Le teorie SUSI (Super-simmetriche), per esempio identificano nel “neutralino” il principale candidato alla materia oscura nei WIMPs.

Una teoria supersimmetrica assume che per ogni particella conosciuta esista un suo super-partner con proprietà leggermente differenti.

Si postula che queste particelle supersimmetriche siano state create all'atto del BigBang, ma poi molte di loro essendo instabili, su un tempo scala breve sono decadute.

Le particelle supersimmetriche superstiti invece secondo queste teorie non sono ancora decadute e le osserviamo oggi sotto forma di WIMPs nella componente di materia oscura.

Ad esempio il neutralino dovrebbe essere una di queste particelle superstiti, avente grosso modo la massa di cento protoni e quindi si dovrebbe muovere molto lentamente ed essere molto freddo CDM (scenario della COLD DARK MATTER).

Gli agglomerati di materia oscura fredda, quindi, muovendosi molto lentamente dovrebbero ancora mantenere le perturbazioni in densità da quando sono state originate nell'universo primevo.

Infatti se la materia oscura fosse calda HDM (scenario della HOT DARK MATTER), essa sarebbe necessariamente formata da particelle leggere di piccola massa, ciò provocherebbe delle dispersioni in velocità molto grandi e quindi siffatte particelle non potrebbero fisicamente essere intrappolate dalla gravità di qualche piccola sovradensità iniziale di materia.

Ciò porta a concludere che se lo scenario della HDM fosse vero, le prime strutture a formarsi nell'universo dovevano necessariamente essere grandi sovradensità di materia, mentre nel caso che lo scenario corretto sia quello della CDM, le prime strutture potevano essere anche sovradensità di piccola scala, le quali poi si sarebbero evolute fino ai nostri giorni.

Essenzialmente i modelli a CDM predicono correttamente che le prime stelle si formarono da piccoli mini-aloni di materia oscura fredda con dimensioni tipiche di circa 100 masse solari.

Una via di mezzo ai modelli CDM e HDM è stata presentata dagli scienziati Liang Gao e Tom Theuns identificando la WDM (scenario della WARM DARK MATTER), che è una materia oscura “tiepida”, cioè leggermente meno freddo dello scenario standard.

Questi modelli sono in accordo con il modello CDM su grande scala, ma differiscono sostanzialmente su piccola scala, quindi proprio nelle perturbazioni di densità, che originarono le prime stelle nell'universo.

In questo scenario il gas non si è prima condensato in mini-aloni di materia oscura ed ha poi “acceso” le prime stelle, ma è collassato a formare delle strutture filamentose.

Immagine - 2 - primi filamenti
Immagine - 2 - I filamenti che hanno originato le prime stelle come la teoria WDM ha suggerito, le immagini sono state create da simulazioni numeriche.

Ovviamente se la soppressione delle strutture su piccola scala nello scenario WDM è troppo grande da produrre abbastanza fotoni per la re-ionizzazione dell'universo, questo scenario sarebbe da escludere.

Inoltre se il modello WIMPs è corretto, e se nei primissimi istanti di vita dell'universo alcuni candidati supersimmetrici sono decaduti, essi avrebbero da soli rilasciato energia nel decadimento.

Questa energia avrebbe provveduto a riscaldare ulteriormente gli aloni di materia oscura (sulle scale temporali tipiche del loro decadimento) e questa eventualità può, come si dice in gergo tecnico, aver rimescolato ulteriormente le carte rispetto al semplice scenario HDM, CDM o WDM.

Per permettere agli scienziati di discernere tra uno o più modelli è necessario che le osservazioni astronomiche vengano loro in aiuto.

Come sempre nel caso della csmologia le osservazioni astronomiche dirette si chiamano WMAP; a queste però potrebbere essere ulteriormente d'aiuto le future osservazione al LHC (Large Hadron Collider) del Cern, dove potranno essere identificati direttamente i candidati particellari alla materia oscura.
Scale Galattiche: i Merging Trees

La formazione delle galassie segna l'emergere delle prime strutture e forme di complessità.

Entro una galassia a spirale ad esempio esistono varie regioni che si auto sostengono ed auto regolano.

Queste regioni si trovano sempre in sistemi termodinamici lontani dall'equilibrio e, un pò come succede per gli esseri viventi, dalla loro organizzazione ed equilibrio il sistema si auto-regola.

Un esempio di questa "omeostasi galattica", nelle grandi nubi molecolari il gas si raffredda per irraggiamento nell'infrarosso, questo raffreddamento porta al collasso delle nubi molecolari e di conseguenza alla formazione di stelle.

Le stelle formatesi, grazie alla radiazione UV, ai venti stellari ed alle esplosioni di supernovae riscaldano e rimescolano di nuovo la polvere ed il gas residuo da cui si sono formate.

Questo processo di auto-regolazione descrive il feedback energetico stellare, che, all'interno di una galassia, riesce ad auto limitarsi ed auto-alimentarsi, mantenendo sempre attive tutte le fasi del mezzo interstellare.

Nei sistemi galattici i flussi di energia e di materia, grazie ad un processo di auto-organizzazione ed auto-regolazione si mantengono in uno stato apparentemente stabile, ma che si trova lontano dall'equilibrio termodinamico.

La definizione appena data è presa dalla biologia come definizione standard di un ecosistema.

In effetti un disco galattico, come anche l'astronomo Michael Burton afferma, è un chiaro esempio di ecosistema semplice.

A scale leggermente maggiori si possono quindi identificare i semi, che hanno originato gli ecosistemi galattici come le increspature di densità della materia visibili nella CMB come fluttuazioni della temperatura.

L'unico agente a pilotare questo meccanismo è la forza gravità.

Tramite opportune simulazioni numeriche e miscelando il tutto con le opportune costanti cosmologiche, si riesce a simulare l'andamento del collasso delle increspature di densità di matria oscura.

Queste piccole increspature, sotto l'azione della forza di gravità, portano a formare delle concentrazioni maggiori, autogravitanti ed abbastanza dense da distaccarsi dall'espansione di Hubble, dette "aloni di materia oscura".

Questi aloni sono i semi da cui si originano le galassie: le piccole perturbazioni crescono e successivamente collassano fino a che la materia barionica non raggiunge le condizioni adatte ad innescare i processi di formazione galattica.

Quello che si ottiene sono i merging trees, altrimenti detti "alberi di fusione degli aloni di materia oscura".

Immagine - 3 - merging tree
Immagine - 3 - Gli alberi di merging degli aloni di materia oscura. Come si nota, partendo dal ramo principale che identifica un grande alone di
materia oscura odierno, ad esempio quello di una grossa galassia ellittica, si può andare a ritroso passando per i major merging events, in cui due o più galassie si sono fuse assieme per arrivare alle prime sovradensità di materia oscura che per successiva fusione hanno originato i primi aloni (cortesia Nicola Menci).

Si tratta di veri e propri alberi che vanno da redshift zero (universo odierno) in cui si prende in considerazione un solo alone di materia oscura (il tronco dell'albero) per arrivare fino a redshift infinito (universo neonato) in cui l'albero si e' diramato tante volte fino a raggiungere le prime perturbazioni iniziali.

Queste perturbazioni si sono fuse assieme, agglomerate e collassate in quelli che si chiamano merging events.

In generale in un universo dominato da materia oscura fredda, la formazione degli aloni avviene in maniera gerarchica (bottom-up), cioè dal basso in alto: prima si formano gli aloni più piccoli, poi quelli più grandi.

In ogni ramo di questo albero dei predecessori, può facilmente formarsi una galassia satellite (come le nubi di magellano per la Via Lattea), questi aloni paralleli di materia oscura poi perderanno, tramite attrito dinamico parte della loro velocità e si avvicineranno al ramo principale fino a che si fonderanno.

In questo caso si parlerà di major merging event.

Dopo la fusione la morfologia finale tenderà ad essere ellittica, poiché le velocità e le distribuzioni tenderanno a randomizzarsi ottenendo una simmetria sferoidale.

Ma la popolazione stellare della galassia ellittica risultante da una fusione non sarà mai la stessa di una galassia ellittica qualunque della stessa massa ed un percorso evolutivo differente.

Nel caso di una galassia risultante di una fusione di minori ad esempi le popolazioni riconoscibili saranno tante quanti alberi dei predecessori hanno partecipato alla fusione.

Anche il tasso di formazione stellare tenderà a variare con le fusioni, infatti alcune galassie, come le ellittiche, presentano un alto tasso di formazione nei primissimi istanti di vita e poi rimarranno congelate per decine di miliardi di anni, mentre altre, meno massicce presentano sempre un alto tasso di formazione stellare.

Questo meccanismo di congelamento dello tasso di formazione stellare (SFR, star formation rate) sembra relazionato al buco nero centrale infatti non appena il gas caldo dell'alone, che ospita la galassia comincia a raffreddarsi, tende a cadere nel buco nero centrale e questo provoca un getto di gas magnetizzato che riscalda ulteriormente il gas ed inibisce la formazione stellare (si tratta sempre di feedback!).

Questo meccanismo nelle grandi galassie ellittiche fa si che il plasma resti molto caldo e che quindi il gas non abbia la possibilità di raffreddarsi, creare stelle e ringiovanire la componente stellare galattica.

Ovviamente se tutte le galassie, che si fondono alla fine dovrebbero diventare ellittiche, osservativamente parlando, bisognerebbe vedere la massa delle galassie ellittiche raddoppiata ogni 8 miliardi di anni circa.

Ciò non si osserva e la spiegazione più plausibile è che a seguito dei major merging events una grande quantità di stelle vengono disperse nell'alone galattico risultante, questo diviene via via molto sfumato, sopratutto dentro gli ammassi di galassie.

Da alcune osservazioni si è evinto che questo alone sfumato in molti casi sembrerebbe avere massa risultante dell'ordine di alcune galassie.

Quello che si cerca di fare con gli alberi di materia oscura è quindi l'inversione del ragionamento cercando di andare a ritroso dalle galassie odierne fino alle prime strutture; questo purtroppo è molto difficile poiché un sistema non lineare non dipende tanto dalle condizioni iniziali, quanto da tutte le relazioni non lineari tra le sue parti.

In generale gli ecosistemi, complessi come quelli galattici, perdono via via memoria delle condizioni iniziali che li hanno generati.

Un punto fermo è la differenza sostanziale tra materia oscure e materia barionica.

La meteria oscura è incapace di perdere energia cinetica acquisita nel momento in cui cade dentro un alone di materia oscura (ragion per cui tali aloni restano pressoché stabili).

Il gas diffuso nell'universo invece viene riscaldato dalla omnipresente radiazione UV fino a temperature dell'ordine di 1000-10000 °K, quindi quando del gas diffuso entra in un alone di materia oscura, lo fa a velocità supersonica e finisce per urtare con il gas già presente; si viene a creare un onda d'urto che finisce per riscaldare ulteriormente il gas (fino anche a 108 °K-109 °K).

In questo modo il gas emette nei raggi X e si raffredda e nel raffreddarsi si crea la galassia.

Anche la morfologia dipende dalle condizioni al contorno per esempio se è presente una piccola componente angolare, nel successiva caduta del gas e relativo collasso, la velocità di rotazione aumenterà poiché il momento angolare del sistema si conserva.

L'alone di materia oscura partecipa anch'esso alla rotazione fin da quando ha cominciato il collasso; infatti durante la loro formazione gli aloni ricevono una torsione da parte della disomogeneità nella materia circostante ed a seconda del grado di conservazione del momento angolare, tale alone andrà a formare un bulbo di una galassia spirale o una galassia ellittica (qualora il meccanismo di conservazione non sia molto efficente), oppure un vero e proprio disco rotante (se la conservazione avviene in maniera ottimale).

Quello che si può concludere è che il quadro generale risulta, abbastanza chiaro, mentre quando si tende ad andare nel dettaglio le situazioni chiave rimangono molto confuse.

In questo lavoro ci si affida alle simulazioni numeriche che fanno capo a dei modelli matematici.

I modelli matematici in questione sono di due tipi: le grandi simulazioni numeriche ed i modelli "semi-analitici".

Nel primo caso si cerca di fare meno approssimazioni possibili e si cerca di trattare tutti i processi, che partecipano all'evoluzione degli alberi di materia oscura inserendoli dentro alle particelle che campionano il gas; questo modello ha il difetto di avere una assa risoluzione spaziale ed in massa.

Invece nei modelli semi-analitici ogni processo è trattato in maniera semplificata e quindi veloce da calcolare; tramite molte assunzioni si possono ricreare intere generazioni di galassie in poche ore di calcolo.

Modulando e variando i parametri e le assunzioni, si possono creare mappe di progenitori per vari parametri cosmologici in modo da meglio adattarle a quello che si osserva.

La strada da percorrere per avere un quadro chiaro ed esaustivo è ancora molto lunga, ma i cosmologi teorici sono già sulla giusta via.
Sitografia

Liang Gao Home Page
www.mpa-garching.mpg.de/~gaoliang

Tom Theuns Home Page:
www.icc.dur.ac.uk/~tt

Michael Burton Home Page: www.phys.unsw.edu.au/~mgb/mgb.html

Large Hadron Collider, CERN web page:
http://lhc.web.cern.ch/lhc

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe web page:
http://map.gsfc.nasa.gov

Semi-analitic Model of Galaxy Formation, Nicola Menci Web Page:
http://lbc.oa.roma.inaf.it/menci

http://www.lswn.it/astronomia/articoli/teorie_di_formazione_della_complessita
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Fisica, l’ora della rivoluzione

Al Cern, centro europeo di ricerche nucleari di Ginevra, sta per essere acceso l’acceleratore più potente del mondo

La ricerca fondamentale sembra oggi un po’ dimenticata di fronte agli straordinari entusiasmi per gli sviluppi tecnologici e ambientali. Ciononostante la ricerca fondamentale, quella esclusivamente guidata dal desiderio umano di conoscere e di sapere, è ora in una fase di straordinario progresso. E in questo gli enti europei Cern, Eso, Esa e italiani Infn e Asi continuano ad avere un ruolo determinante. Il 2008 si annuncia come un anno molto interessante per la fisica delle particelle e per l’astrofisica. La densità e la composizione della materia ed energia nell’Universo sono di importanza fondamentale. Stiamo adesso arrivando ad una svolta, come è stato dimostrato dal premio Nobel per la fisica 2006 a John Mather e George Smoot per i loro studi sul Big Bang con il satellite Cobe, lanciato dalla Nasa nel 1989. Queste misure, che hanno aperto alla cosmologia il ruolo di una scienza esatta, proseguite con il satellite Wmap e il futuro satellite europeo Planck, stabiliranno con ancora più dettaglio il comportamento dell’Universo «bambino», nel primo istante in cui la luce si separò dalla materia, offrendoci oggi, 12 miliardi di anni dopo, questa meravigliosa immagine sferica dell’Universo incandescente.

LA MATERIA OSCURA DELL'UNIVERSO - Con simili misure si è riusciti per la prima volta a «pesare» l’Universo e a confermare con una precisione del 2% il valore predetto dalla cosiddetta teoria inflazionaria, basata sulla meccanica quantistica dei primissimi istanti della creazione dell’Universo. Oggi sappiamo, dunque, che la materia luminosa contribuisce solamente con una piccolissima frazione, lo 0.5% della massa dell’Universo, mentre la materia ordinaria, quella di cui è costituito il mondo a noi visibile, rappresenta solo il 6%. Quantunque le stelle siano straordinariamente interessanti e attraenti alla vista, esse rappresentano in realtà solamente una frazione piccolissima della materia e dell’energia complessive presenti nell’Universo. Come risaputo da parecchi decenni, la maggioranza della materia e dell’energia dell’Universo sono «oscure », invisibili all’astronomo e quindi solo indirettamente osservabili attraverso gli effetti indotti. La fisica delle particelle elementari ha tra i suoi compiti principali anche quello di aiutarci a comprendere quale ne sia l’origine, accomunando la fisica dell’infinitamente piccolo delle particelle elementari e quella dell’infinitamente grande della cosmologia. E’ questo uno dei compiti principali del nuovo Lhc (Large Hadron Collider), che entrerà presto in funzione al Cern. La fisica nucleare associata alla cosmologia ci ha permesso di ricostruire recentemente e con precisione il processo di nucleosintesi degli elementi della materia ordinaria (per intenderci i noti elementi della chimica) che, come descritto nel famoso libro di Steve Weinberg, avvenne nei famosi «tre minuti» dopo il Big Bang. Sappiamo oggi che questa materia ordinaria, quella di cui noi ed ogni oggetto esistente sulla Terra sono costituiti, rappresenta solo una piccola frazione della materia ed energia dell’Universo. Tutta la materia con cui siamo a visibile contatto fa parte di questo 6%. E i rimanenti 94 %? Intuitivamente ci si aspetterebbe che l’Universo sia sinonimo di materia ordinaria. Oggi sappiamo che questa intuizione è grossolanamente falsa, come è dimostrato dal valore globale della materia osservata dell’universo e dalla forte insufficienza della nucleosintesi.

LE PARTICELLE «SUSY» - Sappiamo dunque che vi è molta più materia di quanto sia dato dalla materia ordinaria: quest’ultima non è la forma dominante della materia nell’Universo. Quantunque la quantità di questa materia oscura sia oggi compiutamente confermata da un gran numero di osservazioni, la sua vera natura rimane ancora un completo mistero. La fisica delle particelle elementari propone una soluzione attraente a questo problema ipotizzando che siano particelle elementari residuate dal Big Bang. Particolarmente interessante sono le cosiddette particelle «supersimmetriche», battezzate «Susy», di massa sufficientemente elevata per non essere state finora prodotte artificialmente ad esempio con l’acceleratore Lep del Cern, ma che lo potrebbero essere con la nuova grande macchina Lhc e i relativi esperimenti. Esse sono fortemente sostenute da teorie che hanno come scopo quello di unificare le forze della natura.
La possibilità che le particelle Susy possano anche costituire la materia «oscura» è una straordinaria coincidenza e un’alternativa da studiare con vigore, anche se evidentemente la soluzione del puzzle offre molte altre possibilità. Quantunque Susy sia un candidato convincente, i fisici delle particelle elementari lo devono ancora scoprire. Non va dimenticato che la Natura ha in riserva molte altre alternative tra cui altre particelle stabili, sufficiente pesanti e senza interazioni apprezzabili, genericamente chiamate Wimp, o Weakly Interacting Massive Particles, le quali potrebbero giocare il ruolo della materia «oscura». L’enorme numero di particelle «oscure» generate dal Big Bang nel cosmo, sia Susy o altre, dovrebbe produrre come conseguenza qui sulla Terra un impressionante flusso di milioni di particelle per ogni centimetro quadrato. E’ quindi anche possibile ricercare questi Wimp grazie alle rarissime collisioni in laboratori sotterranei, dove la presenza di altri eventi ordinari è fortemente attenuata. Il ben più piccolo esperimento Warp nel Laboratorio Nazionale del Gran Sasso dell’Infn, oggi in fase di avanzata realizzazione e a cui io partecipo personalmente, costituisce l’esperimento più avanzato mondialmente in questo campo.

L'ITALIA NON DEVE RIMANERE INDIETRO - Evidentemente le due ricerche, quelle della produzione artificiale di tali particelle al Cern con l’Lhc e quelle dell’osservazione del flusso naturale proveniente dal Big Bang con Warp sono esperimenti complementari, ma ciononostante in diretta concorrenza per una possibile scoperta. Più in generale, al fine di dare risposta alle molte questioni fondamentali, nuovi dati sperimentali cosmologici e di laboratorio sono urgentemente necessari, sia in astronomia che nelle particelle elementari, come ad esempio nella ricerca di nuove particelle esotiche e non interagenti, e in fisica nucleare, ad esempio per comprendere a fondo la nucleosintesi. Abbiamo davanti a noi un affascinante e multidisciplinare periodo di scoperte, nelle quali gli esperimenti più precisi e sensibili saranno i migliori. E a tale fine, nuovi strumenti e, permettetemi di dirlo, anche nuovi finanziamenti sono necessari. Ma, ancora più importante, è che oggi ci troviamo di fronte una vera concordanza nei primi istanti dell’Universo e una guida su dove dirigere la ricerca sperimentale. Questa situazione ricorda quella delle particelle elementari negli anni Ottanta quando fu completato il Modello Standard. La scoperta sperimentale nel laboratorio della natura della materia «oscura» e la sua dominanza nella dinamica del cosmo sarebbe una straordinaria rivoluzione di portata confrontabile alla rivoluzione copernicana quando fu compreso che la Terra non era il centro dell’Universo o alla rivoluzione darwiniana quando si capì che l’uomo era solo l’ultimo elemento di una lunga catena di evoluzioni della specie. In questo nuovo ed eccitante periodo di sviluppi rivoluzionari, la scienza europea e in particolare quella italiana non possono restare indietro.

Carlo Rubbia
Premio Nobel per la fisica

http://www.corriere.it/scienze_e_tecnologie/08_gennaio_05/fisica_ora_della_rivoluzione_befc63dc-bb65-11dc-b478-0003ba99c667.shtml
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Candele non Standard

Stefano Gallozzi

29/02/2008

Nel corso delle ultime decadi ci sono stati molti progressi sia teorici sia sperimentali nella comprensione dell'environment in cui ci troviamo e più in generale, dell'intero Universo.

In particolare si sono sviluppate teorie astrofisiche nate a braccetto con la fisica particellare e con la struttura quantistica della materia, che hanno ipotizzato l'esistenza di stelle degeneri (secondo il principio di esclusione di Pauli) e questi astri sono stati identificati come uno degli stadi finali, della vita di stelle di massa paragonabile a quella solare, le nane bianche.

Una nana bianca infatti si origina a seguito dell'espulsione degli strati esterni e degli inviluppi di gas di una stella nello stadio finale di gigante rossa; questi gusci esterni espulsi vanno a formare una nebulosità, altrimenti detta nebulosa planetaria che circonda il nocciolo inerte della gigante rossa, di colore biancastro. Questo core inerte residuo viene appunto detto nana bianca.

Il nocciolo viene detto inerte poiché l'unica forza, che contrasta il suo peso (avendo terminato le reazioni di fusione nucleare) è la pressione di degenerazione elettronica.

Dai calcoli teorici, affinché una nana bianca sia e resti stabile nel tempo è necessario che la sua massa non superi mai il limite di 1.4 masse solari (massa di Chandrassekhar) e normalmente è così.

Non di rado (circa il 50% delle volte) però una stella nasce ed evolve in compagnia di una o altre stelle: si parla in questo caso di sistema binario o multiplo.

In un sistema binario o multiplo, le compagne stellari sono sempre gravitazionalmente legate e molto spesso risultano talmente ravvicinate da auto-influenzarsi gravitazionalmente e, se situate nelle vivinanze dei loro lobi di Rochè, da scambiarsi del materiale, principalmente gas.

In questo caso esiste la possibilità che una stella sia giunta alla fase di nana bianca e che la stella (o le stelle) compagna giunga nella fase di gigante o super-gigante rossa strabordando nei suoi strati esterni entro la buca di potenziale della vicina nana bianca.

A questo punto vi sono due possibilità: o il materiale espulso, per lo più idrogeno, si va a sistemare lungo un guscio di accrescimento e, prima di giungere sulla superficie della nana bianca, viene periodicamente bruciato producendo un lampo di luce (si parla in questo caso di "Nova nana" o "variabile u-geminorum"); oppure il flusso di materia va a finire diretto sulla superficie della nana bianca in un vero e proprio trasferimento di massa dalla gigante rossa alla stella compagna inerte.

In questo secondo caso la nana bianca accrescerà la sua massa, ma, come detto in precedenza, esiste un limite teorico, che è appunto la massa di 1.4 masse solari, oltre il quale la nana bianca non può più accrescere massa: la nana bianca non può superare questo limite altrimenti il suo peso diviene maggiore della pressione elettrostatica di degenerazione degli elettroni e tenderà quindi a collassare esplodendo.

In questo caso l'esplosione che avviene viene detta supernova e viene classificata come tipo Ia, poiché nel suo spettro sono assenti le righe dell'idrogeno.

Riassumendo una esplosione di supernova Ia avviene ogni qual volta una nana bianca, accrescendo gradualmente la sua massa, supera il limite di 1.4 masse solari. Il lampo prodotto e la curva di estinzione di tale lampo è talmente potente da permettere l'osservazione di supernovae di tipo Ia anche a grandi distanze in galassie deboli e molto lontane.

Questa peculiarità e la caratteristica che tali esplosioni avvengono sempre ad una certa massa ha reso queste esplosioni le candele standard per eccellenza in ambito cosmologico.

Infatti, secondo le teorie queste esplosioni produrrebbero sempre la stessa magnitudine assoluta e, dallo studio della curva di estinzione della supernova, che si viene ad osservare, è possibile risalire alla distanza comovente della galassia ospite.

In particolar modo, conoscendo degli indicatori di distanza via via più potenti, è possibile calibrare, la distanza misurata con le supernovae di tipo Ia (e quindi il diagramma di Hubble) fino a grandi redshift.

E' proprio dallo studio di supernovae di tipo Ia distanti che si è scoperto che l'Universo si sta espandendo sotto l'azione della Dark Energy.

Il punto fermo di tutto questo ragionamento è l' efficacia delle supernovae di tipo Ia come candele standard. Teoricamente esse sono standard ed oltretutto ben calibrate grazie ad altri indicatori di distanza come le Cefeidi; ma nel corso degli anni tale primato di standardizzazione è andato via via cadendo, poiché si è scoperto che molte esplosioni dipendono dalla geometria di innesco che non sempre è a simmetria sferica, ma risulta spesso prevalente in una direzione; inoltre la luminosità assoluta e quindi le curve di estinzione della supernova dipendono molto dall'environment della galassia che la ospita, cioè se la supernova esplode in una giovane galassia spirale polverosa o in una vecchia ellittica rossa.

L'unico parametro universalmente riconosciuto come invariabile per il fenomeno di supernova era la massa limite oltre la quale avviene la deflagrazione (1.4 masse solari).

Questo limite nell'ipotesi che la nana bianca accresci gradualmente la sua massa fino al limite teorico; ma cosa succede se nel sistema binario due stelle vengono a fondersi?

Se si fonde una stella normale con una nana bianca il limite di chandrassekhar viene superato enormemente, ma la stella esploderebbe presentando righe di emissione di altri elementi come ad esempio anche l'idrogeno, quindi non verrebbe classificata come supernova di tipo Ia.

Se invece venissero a fondersi due nane bianche al termine della loro vita si osserverebbe una supernova di tipo Ia che esploderebbe ad una massa decisamente maggiore di quella limite e questo provocherebbe una falsa calibrazione delle distanza cosmologiche, poiché la supernova in questione avrebbe una luminosità assoluta maggiore di quella di una candela standard e quindi apparirebbe più vicina di quello che realmente è.

Immagine - 1 - Rappresentazione schematica del processo di coalescenza (fig a, b e c) di due nane bianche nella creazione di una supernova anomala di tipo Ia; nella figura d è rappresentata la supernova.

Potrebbe essere un fenomeno raro, ma non impossibile, tanto che esiste già un candidato certo: la supernova 2006gz nel suo spettro presentava grandi quantità di carbonio e silicio, che sono i residuati teorici della coalescenza di due nane bianche; ad un occhio non attento la semplice assenza delle righe dell'idrogeno la avrebbe fatta classificare come supernova di tipo Ia, ma se fosse stata utilizzata in ambito cosmologico avrebbe creato gravi problemi nella calibrazione delle distanze.

Il team di ricerca che ha effettuato questa scoperta è capitanato da Malcom Hicken dell'Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) e da J.L. Prieto dello stesso ente.

Risulta quindi chiaro come tali fenomeni potrebbero essere alquanto comuni e potrebbero aver falsato alcuni (se non tutti) gli studi cosmologici fatti con le supernovae negli ultimi anni.

http://www.lswn.it/astronomia/articoli/candele_non_standard
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