====== A1.11 Il problema della massa oscura. ======
Si è indicato come la stima della densità attuale
dell'Universo sia un parametro cruciale per modellare l'evoluzione
cosmologica dell'Universo medesimo e, in particolare, per
stabilire se esso è aperto o chiuso. E' infatti di per sè
evidente che, fissato il campo di velocità della [[wp.it>legge di Hubble]], al crescere della densità cresce il campo gravitazionale
che contrasta l'espansione, e dalla stima di tale densità
discende quindi il valutare se l'Universo superi o meno la
velocità di fuga.
Più in generale, ricordiamo che dall'assunzione che l'Universo
sia su grande scala omogeneo e isotropo si ricava per l'espansione
l'[[wp.it>Equazioni_di_Friedmann|equazione di Friedmann]]
H^2 = ({{R}over{.}}/R)^2 = {8 pi G rho_m}/3 - {kc^2}/R^2 + {{Lambda c^2} /3}
dove $R= R(t)$ è il fattore di scala, H={{R}over{.}}/R misura la
velocità di espansione (H0, costante di Hubble, rappresenta
l'espansione al tempo presente), rho_m densità di massa, k
parametro di curvatura e Lambda la [[wp.it>costante cosmologica]] di
Einstein, che rappresenta una densità di energia del vuoto.
Esprimendo le densità di materia ed energia attraverso i
parametri al tempo presente
Omega_M = {8 G rho_M}/{{3H_0}^2}
Omega_ Lambda = Lambda c^2 / 3{H_0}^2
l'equazione di Friedmann fornisce
kc^2 / {R_0}^2 = {H_0}^2 (Omega_M + Omega_Lambda -1)
e per avere un Universo piatto e con metrica euclidea, come
rivelato ad esempio dal satellite [[wp.it>WMAP]], si richiede k=0 e quindi
Omega_M + Omega_Lambda = 1
Una stima della densità di materia normale ([[wp.it>barioni]]) si ottiene
dalla stima della densità di galassie unita a valutazioni della
massa delle medesime. Con tale procedura si giunge ad una
densità dell'attuale Universo dell'ordine di 10-31
gr/cm3, cioè inferiore di circa un fattore 100 della
densità critica necessaria per chiudere l'Universo. Se ne
dovrebbe concludere che l'Universo è aperto, destinato ad una
indefinita espansione. E' stato peraltro fatto notare che la
procedura testè descritta conduce ad una stima della massa
contenuta in oggetti emettenti luce, e che non si può escludere
la presenza di [[wp.it>Materia_oscura|massa oscura]], dalla quale non proviene
radiazione elettromagnetica. Massa che potrebbe essere contenuta
in oggetti oscuri (stelle di bassissima luminosità od oggetti
planetari) ma anche in particelle elementari massive e scarsamente
interagenti diffuse nell'Universo (//Weakly Interacting Massive Particle//, o [[wp.it>Wimp_(fisica)|WIMP]]).
{{:c01:figura_1_26.jpg?600}}
//**Figura 1.26** Curva di rotazione della
[[http://www.castfvg.it/galassie/ngc4000/ngc3198.htm|galassia NGC3198]].
In funzione della distanza R dal centro della galassia è riportata la
velocità di rotazione osservata per stelle e nubi di gas. Il
tratto orizzontale indica, orientativamente, le dimensioni
dell'immagine ottica della galassia.//
Esistono infatti molteplici evidenze per l'esistenza di un tale
ulteriore contributo. La stabilità del disco della nostra
Galassie richiede ad esempio molta più massa di quella visibile.
Un'altra evidenza sperimentale per l'esistenza di massa oscura
è fornita dalla curva di rotazione delle galassie spirali. Se
la massa delle galassie è collegata sostanzialmente
all'osservato corpo luminoso, ci si attende che allontanandosi da
questo gli oggetti che vi ruotano attorno (stelle e/o gas)
mostrino velocità decrescenti, come atteso da moti kepleriani.
L'osservazione mostra che ciò non è vero, e la velocità di
rotazione si mantiene pressochè costante sino a grandi distanze
dal corpo centrale della galassia ed all'esterno della stesa
immagine ottica della galassia (fig. 1.26). Se si vuole
conservare la legge di gravità di Newton, ciò implica che
nella Galassia e attorno ad essa esista una distribuzione di massa
non accessibile all'osservazione diretta. Altre evidenze per la
presenza di massa oscura si ottengono dalla dinamica degli ammassi
di galassie.
Si è così stimato che in alcuni casi la massa oscura sia
almeno quattro volte quella osservata, un valore rilevante ma
ancora troppo piccolo per rendere piatto l'Universo. In tale
contesto molte indagini sono state dedicate al tentativo di
determinare se e quanta di tale massa oscura potesse essere sotto
forma di barioni. Tali ad esempio gli esperimenti [[wp.it>Macho_(fisica)|MACHO]] ed EROS
volti a rivelare gli effetti di [[wp.it>lente gravitazionale]] prodotti da
corpi oscuri di piccola massa transitanti davanti a stelle
normali. Il progresso delle indagini sulla radiazione di fondo
cosmico, e in particolare i risultati del già citato satellite
[[wp.it>WMAP]], sembrano ormai aver risolto tale problema, mostrando che la
materia oscura è essenzialmente non barionica, ma che l'Universo
è piatto solo grazie al sostanziale contributo di una per molti
versi ancora misteriosa [[wp.it>Energia_oscura|energia del vuoto]] (o //energia oscura//).
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~~DISQUS~~