PARTICELLE ESOTICHE!!!!

La materia esotica è materia composta prevalentemente da particelle effimere, ovvero che decadono dopo poco tempo dalla loro produzione. Studiate attraverso i raggi cosmici, possono anche essere prodotte in laboratorio (ad esempio negli esperimenti condotti negli acceleratori). Sono composte principalmente da muoni, tau e dai tre tipi di neutrini e tutta una serie di particelle strane, ovvero particelle composte da quark di tipo strange, charm, beauty, top.

Con l'aggettivo "esotico" si indicano in fisica spesso anche particelle, campi o più in generale condizioni e oggetti che non sono previste dalla teoria comunemente accettata nel campo della fisica a cui si fa riferimento, e richiederebbero una modificazione di essa. Il termine in genere non viene utilizzato in modo univoco.

 

Particelle esotiche e materia oscura

Le recenti scoperte sulla composizione dell'Universo, ottenute grazie a studi tra di loro molto diversi come l'analisi delle anisotropie della radiazione di fondo, le misure sull'abbondanza degli ammassi di galassie, la nucleosintesi primordiale, i survey di galassie) hanno evidenziato in modo molto convincente che l'Universo è composto per circa un terzo da materia oscura e per circa i due terzi da una inattesa forma di energia oscura. La materia ordinaria, formata da barioni, costituisce solo circa il 4 per cento del totale. Il fatto che misure tanto differenti concordino nel dire che l'Universo è piatto e composto principalmente da componenti esotiche (la materia oscura non barionica e l'energia oscura, appunto) è un risultato molto significativo e rappresenta una conferma della nostra nuova visione dell'Universo. La materia oscura può essere spiegata da una particella elementare dotata di massa che, presente nell'Universo primordiale, si è separata dal plasma quando le sue interazioni con il plasma stesso sono diventate troppo deboli (fenomeno del disaccoppiamento). Questa particella fossile, se sufficientemente abbondante, può costituire la materia oscura ed essere quindi responsabile della formazione di strutture galattiche. In realtà, per poter spiegare la formazione delle strutture è necessaria una particolare forma di materia oscura, detta "fredda": il candidato naturale per la materia oscura fredda è proprio una particella fossile massiva.
All'interno del Modello Standard delle interazioni fondamentali non esiste una particella che possa svolgere il ruolo di materia oscura fredda. Sono quindi necessarie estensioni di questo modello, estensioni che del resto sono attese per motivi teorici indipendenti dal problema della materia oscura.
Un'estensione molto importante del Modello Standard è rappresentata dalle teorie di Supersimmetria. Questa è una nuova simmetria che mette in relazione particelle dotate di spin intero (bosoni) con particelle dotate di spin semi-intero (fermioni). Nel modello supersimmetrico più semplice, a ogni particella del Modello Standard è associato un partner supersimmetrico, che possiede le stesse proprietà della particella standard ma spin diverso. Per esempio, all'elettrone (fermione di spin 1/2) è associato un selettrone (bosone scalare, cioè di spin zero). Le particelle supersimmetriche hanno tutte una massa molto più grande delle corrispondenti particelle del Modello Standard: infatti fino a ora nessuna particella supersimmetrica è stata osservata in Natura. La più leggera tra queste nuove particelle massive è però stabile (cioè, non decade) in molti modelli supersimmetrici: l'esistenza di una opportuna simmetria, chiama "R-parità", impedisce alla particella superimmetrica più leggera di decadere e questa proprietà la rende automaticamente un candidato per la materia oscura. Si tratta quindi di capire quale sia la particella supersimmetrica più leggera (LSP, da light supersymmtric particle). Questo dipende da proprietà teoriche dei vari modelli supersimmetrici collegate al modo in cui le particelle supersimmetriche acquisiscono la loro massa.
Riassumendo, senza entrare nei dettagli tecnici, esistono due grandi classi di modelli: in una di queste classi la LSP è il gravitino; nell'altra è il neutralino. Il gravitino è il partner supersimmetrico del gravitone, il bosone di spin 2 che nel modello standard è responsabile delle interazioni gravitazionali. Il gravitino è quindi un fermione, anch'esso dotato di interazioni di tipo principalmente gravitazionale. Le sue caratteristiche lo rendono un possibile candidato di materia oscura, anche se con qualche difficoltà. La sua debolissima interazione lo rende anche molto difficile da osservare, nel caso sia esso responsabile della materia oscura che ci circonda.
Il neutralino è invece un candidato molto più appetibile, in quanto spiega in modo molto naturale il problema della materia oscura in una vasta categoria di modelli supersimmetrici, e presenta possibilità di osservazione potenzialmente accessibili. Questa particella è il partner supersimmetrico dei bosoni neutri presenti nel modello standard, ossia del fotone, del bosone Z (entrambi con spin 1 e responsabili rispettivamente dell'interazione elettromagnetica e debole neutra) e dei due bosoni di Higgs (spin 0: qui è presente una piccola modifica rispetto al Modello Standard, che possiede un solo bosone di Higgs, ma è una modifica necessaria per avere una teoria supersimmetrica).
Il neutralino è quindi un fermione neutro di spin 1/2 (un po' come il neutrino, ma con una massa molto più grande) dotato di interazione debole. Quando si parla di partner del fotone, il neutralino prende anche il nome di fotino: questo rappresenta una caso particolare di neutralino (così come si parla anche di "zino" o di "higgsino" negli altri casi). In neutralino è al momento il candidato di materia oscura più interessante (e anche il più studiato) tra tutti quelli proposti.
Un caso un po' diverso è quello dell'assione. Questa particella non compare nei modelli supersimmetrici: la sua esistenza è stata ipotizzata per trovare soluzione a un problema presente nel modello standard legato alla violazione della simmetria CP nel settore delle interazioni forti. È quindi un tipo di particella diversa dalle precedenti, soprattutto è molto più leggera, per esempio dei neutralini. Sono però possibili meccanismi particolari, avvenuti nell'Universo primordiale, che permettono all'assione, pur essendo molto leggero, di costituire la materia oscura.
I neutralini, i gravitini e gli assioni sono le tre alternative che al momento appaiono come le più probabili per spiegare la materia oscura. Molte altre però sono state proposte, come per esempio gli"sneutrini" (i partner supersimmetrici del neutrino), che però riescono a spiegare la materia oscura solo in opportuni modelli, oppure gli"assini", che non sono altro che i partner supersimmetrici degli assioni.
Per quanto riguarda il problema dell'energia oscura, invece, nessuna delle particelle sopra descritte è in grado di spiegarne l'origine. Questa componente dell'Universo ha infatti proprietà molto particolari: è uniformemente diffusa in tutto l'Universo (non è quindi responsabile della formazione delle strutture cosmiche, come invece la materia oscura) ed ha la proprietà di determinare un'accelerazione all'espansione dell'Universo (contrariamente alla marteria, sia ordinaria che oscura, che invece determina una decelerazione dell'espansione). I candidati più accreditati a questa forma di energia oscura sono attualmente dei campi scalari molto leggeri, le cui proprietà dinamiche sarebbero tali da far sì che questo campo scalare sia sottodominante per larga parte dell'evoluzione dell'Universo (così da non creare problemi alle fasi evolutive per le quali sappiamo con buona certezza che l'evoluzione era dominata dalla presenza di radiazione o di materia ordinaria, come durante la nucleosintesi oppure al tempo di formazione della radiazione cosmica di fondo), mentre invece diventa la componente dominante soltanto in tempi molto recenti, così come evidenziato dalle osservazioni. Esistono vari modelli nei quali un campo scalare molto leggero è in grado di spiegare l'energia oscura. Siamo tuttavia ancora all'inizio dell'indagine del fenomeno e un candidato principale non è ancora stato identificato.
Spiegazioni alternative all'esistenza della materia oscura e dell'energia oscura potrebbero risiedere, per esempio, in modifiche della proprietà note della gravità. Per esempio, la presenza di materia oscura su scala galattica si evidenzia attraverso il suo effetto gravitazionale: una variazione della gravità newtoniana su quelle scale di distanza potrebbe forse spiegare la dinamica galattica senza necessità di invocare la presenza di materia oscura. Esistono teorie in questo senso, ma appaiono al momento poco motivate dal punto di vista teorico e presentano problemi interpretativi di difficile soluzione. La presenza di materia oscura sotto forma di una particella elementare rimane, al momento, l'ipotesi più accreditata. Ancora più difficile, al momento, sembra essere la spiegazione dell'accelerazione dell'Universo senza invocare la presenza di una forma di energia oscura, che risulta quindi il candidato più naturale per spiegare questo fenomeno.

PARTICELLE E COSMOLOGIA

Il fatto che gran parte della fisica che ci interessa si trovi al di là delle futuribili possibilità della tecnologia, a una distanza in energia che è di molte potenze del dieci, è il principale ostacolo alla verifica delle idee dei teorici. Fortunatamente, la natura stessa ci fornisce un laboratorio di alte energie attrezzato. Nel big bang che dette origine all'universo potrebbero essere state prodotte energie fino a 10¹⁹ GeV, e si può sperare che certi processi, verificatisi per un brevissimo periodo all'alba della creazione, abbiano lasciato delle tracce fino ad oggi. La scoperta di queste tracce potrebbe essere l'unica speranza di verifica delle teorie dell'unificazione.

Nella teoria del big bang più diffusa si suppone che l'universo sia apparso improvvisamente, e che al momento iniziale fosse infinitamente caldo. Con l'espansione, l'universo si raffreddò rapidamente. Il calore di questa esplosione primeva può essere rivelato anche oggi, nella forma di un fondo di radiazione termica che riempie lo spazio alla temperatura di circa 3 K. 

L'antenna a forma di tromba con la quale Penzias e Wilson hanno osservato per primi la radiazione fossile a 3 gradi Kelvin. Costruita a Crawford Hill, nel New Jersey, l'antenna era stata progettata per esperimenti di comunicazione con i satelliti Echo e Telstar

La relazione fra temperatura e tempo è data dalla semplice formula

10¹⁰ 

T = ---------  K

t^1/2 

dove t è misurato in secondi. Quindi, quando l'universo era nato da un secondo, la temperatura era di 10¹⁰ K , corrispondente a un'energia alquanto superiore a quelle nucleari. Gli attuali acceleratori di particelle possono arrivare a circa 10³ GeV, che corrispondono a una temperatura di 10¹⁶ K.  Possiamo dire quindi che queste macchine simulano la fisica dell'universo primevo a partire dall'età di 10^-12 s in poi.

Da un modello teorico dell'attività nucleare che ebbe luogo nell'arco di tempo compreso tra 1 e 1000 secondi, i cosmologi hanno calcolato, per la composizione chimica dell'universo, un 25 per cento di elio (percentuale della massa totale) e un 75 per cento di idrogeno, con una rappresentanza sparuta di altri elementi. Queste cifre hanno trovato una conferma convincente nell'osservazione astronomica, e pertanto l'elio può essere considerato una traccia dei primi minuti del big bang.

Le abbondanze cosmiche per l'elio-4, l'elio-3 il deuterio e il litio-7 calcolate in base al modello dell'universo fornito dal big bang (curve) concordano con le abbondanze osservate (strisce orizzontali ombreggiate). L'abbondanza prevista varia in funzione della densità dei nucleoni (protoni e neutroni) al momento del big bang. Le bande verticali gialle indicano le quantità per le quali le abbondanze osservate combaciano con quelle previste. Il fatto che le previsioni corrispondano per una serie di elementi che vanno dal litio all'elio e per quantità che variano per più di un fattore di un miliardo è uno dei maggiori argomenti a favore della teoria del big bang.

Per arrivare alla fisica della superunificazione bisogna risalire fino a 10^-43 s. A quell'epoca l'universo dovrebbe avere avuto una temperatura di 10³² K, e tutte e quattro le forze fondamentali sarebbero state fuse in una sola superforza. Se lo spazio ha veramente delle dimensioni in più, a quell'epoca avrebbero dovuto essere sullo stesso piano delle tre che percepiamo. Quando l'universo si espanse e si raffreddò, le quattro forze si separarono una ad una, e le varie particelle assunsero identità distinte. C'è stata dunque un'evoluzione generale da un'origine in cui prevaleva la mancanza di differenziazione fino allo stato attuale, caratterizzato dalla presenza di strutture complesse.

La storia termica dell'universo da 10-43  secondi dopo il big bang fino a oggi. Va notato che le interazioni previste dalle teorie delle particelle elementari, come quelle della grande unificazione e la teoria del tutto, comprendono un'epoca in cui tali interazioni dominavano la fisica del primo universo.

Quando l'universo passò attraverso l'era della grande unificazione (10^-35 s) le interazioni forte ed elettrodebole potrebbero essersi "congelate" in domini distinti. L'intreccio avrebbe prodotto monopoli magnetici e forse altre strutture (stringhe e "pareti di dominio") che potrebbero avere avuto profondi effetti sulla successiva evoluzione dell'universo in quanto avrebbero esercitato intense forze gravitazionali. Alcuni monopoli potrebbero essere sopravvissuti, nel qual caso sarebbero osservabili oggi.

Raffreddandosi ulteriormente, l'universo sarebbe via via disceso attraverso i vari stadi della fisica delle alte energie, fino a raggiungere, trascorsi all'incirca 10^-12 s, la temperatura dell'unificazione elettrodebole. Dopodiché  la materia cosmica sarebbe consistita in un minestrone di tutte le particelle fondamentali (quark, leptoni ecc.), le stesse che costituiscono l'universo attuale. Dopo circa 10^-3 secondi i quark si sarebbero raggruppati in protoni e neutroni, preparando la scena per i processi nucleari che abbiamo menzionato prima.

Per unificare le quattro forze della natura sono necessarie enormi energie. Si ritiene che poco dopo il big bang le forze fossero unificate alle più alte energie caratteristiche dell'universo; una teoria che unifica l'interazione debole e la forza elettromagnetica è stata infatti verificata a energie di poche centinaia di GeV.

Non solo i monopoli, ma tutte le particelle stabili prodotte nel big bang potrebbero essere sopravvissute fino ad oggi. Tra queste possiamo includere particelle ipotetiche come i gravitini e i fotini, oltre a quelle note come i neutrini. Queste particelle riempirebbero l'universo attuale, e la loro osservazione porterebbe una testimonianza diretta delle condizioni ai primissimi stadi. Sfortunatamente, la maggior parte di questi reperti archeologici interagisce così debolmente con la materia ordinaria che possono rimanere del tutto inosservati, salvo che per i loro effetti gravitazionali.

Curiosamente, è proprio quest'effetto che interessa ai cosmologi. Si sa da tempo che la maggior parte della massa dell'universo è inaccessibile all'osservazione. Gli astronomi ne possono osservare gli effetti gravitazionali, ma non vedono luce o altra radiazione provenire da essa. Evidentemente la massa delle stelle è solo una minuscola frazione del totale, anche se è la più facilmente osservabile. Ma allora di che cosa è fatta la più gran parte dell'universo?

Una possibilità è che la massa mancante sia data dalle particelle prodotte nel big bang e sopravvissute da allora. Prendiamo per esempio i neutrini. I calcoli indicano che dovrebbero essere rimasti 10⁹ neutrini per ogni protone o neutrone dell'universo. Quindi il cosmo è davvero un mare di neutrini, punteggiato qua e là da materia ordinaria fatta di atomi. I recenti esperimenti suggeriscono che i neutrini possano avere una massa a riposo di circa 30 eV.

Data l'enorme abbondanza cosmica, anche con questa piccola massa il peso totale dei neutrini sarebbe molto superiore a quello di tutte le stelle, e potrebbe esercitare un'attrazione gravitazionale sufficiente a portare l'universo al collasso.

Fra gli altri candidati per la materia oscura ci sono i fotini, i gravitini, e altre particelle ipotetiche dette "assioni" che sono associate con la rottura della simmetria destra-sinistra. La scelta tra i candidati dipende in una certa misura dalla loro 'temperatura', cioè dal fatto che la loro velocità sia relativistica o no. Ciò può influire sul modo in cui le galassie si raggruppano.

La galassia a spirale M31 (la nebulosa di Andromeda) rivela la presenza di materia oscura grazie al moto dei bracci esterni, che ruotano attorno al centro galattico più rapidamente di quanto ci si aspetterebbe se la materia visibili della galassia ne costituisse tutta la massa o quasi. Una quantità di materia circa 10 volte maggiore si trova probabilmente distribuita in una sfera di materia oscura che avvolge la parte luminosa. I risultati delle osservazioni uniti a considerazioni di carattere cosmologico inducono a ritenere che la massa associata alle galassie, compresa quella della materia oscura in cui sono immerse, contribuisca solo in misura ridotta alla densità di massa totale dell'universo. Il resto potrebbe essere associato a materia oscura di natura inconsueta distribuita altrove.

Uno dei grandi misteri della cosmologia concerne l'origine della materia. I fisici sanno da tempo che la materia può essere creata dall'energia. Anche se l'energia del big bang era sufficiente a creare tutto il materiale dell'universo, c'è un grosso ostacolo a questa semplice spiegazione. In laboratorio la creazione di materia è sempre compensata dalla creazione di antimateria. Se la simmetria è una legge fondamentale ci dovremmo aspettare che l'universo contenga uguali quantità di materia ed antimateria, il che non va molto d'accordo con l'osservazione.

Nelle prime versioni della teoria del big bang, l'esistenza iniziale di materia senza antimateria era semplicemente postulata. Tuttavia, con l'avvento delle GUT, l'asimmetria può essere interpretata come una conseguenza dei processi fisici occorsi nell'era della grande unificazione (10^-32 s circa). La chiave di questa spiegazione è la stessa asimmetria barionica che si manifesta nel decadimento del protone.

Immaginiamo il decadimento del protone in un atomo d'idrogeno (protone più elettrone) il protone decade in un positrone e in un pione neutro. Il pione decade a sua volta in due fotoni e il positrone si annichila con l'elettrone producendo altri due fotoni. L'atomo d'idrogeno scompare irradiando energia, senza che ci sia di mezzo l'antimateria. Dovrebbe quindi essere possibile anche il processo inverso, cioè la creazione di materia dall'energia senza creazione di antimateria. Calcoli dettagliati suggeriscono che, nella fornace primeva susseguente al big bang, questo processo sia effettivamente avvenuto, con frequenza tale da generare una leggera preponderanza della materia sull'antimateria. Ormai l'antimateria è andata tutta distrutta, lasciando un eccesso di materia, che è la sostanza di cui sono fatte le galassie.

E' una situazione affascinante quella attuale, in cui la fisica del mondo microscopico si è fusa con la cosmologia in una singola disciplina. Le idee nuove in fisica delle alte energie vengono sempre più spesso verificate in un contesto cosmologico, e viceversa la cosmologia può essere utilizzata per porre dei vincoli alla fisica delle particelle. Per esempio, la possibilità che esistano più di tre specie di neutrini leggeri è probabilmente eliminata dal modo in cui il loro effetto gravitazionale sconvolgerebbe la produzione dell'elio primevo. Simili argomentazioni di natura cosmologica o astrofisica possono porre vincoli alle masse di particelle ipotetiche come gli assioni.

Il risultato forse più significativo della fisica delle alte energie all'universo primordiale è il cosiddetto "universo inflazionario". Come si sa secondo la teoria dei quanti, lo spazio vuoto brulica di attività complessa. Proprio come un atomo può essere eccitato ad un livello di energia superiore, così le GUT prevedono che anche il vuoto possa avere uno stato eccitato. Questo vuoto eccitato, o 'falso', apparirebbe identico a quello che per noi è il normale spazio vuoto, ma in realtà traboccherebbe di energia. cosa ancora più significativa, vi sarebbe una pressione (o tensione) negativa. Ora, in relatività generale sia la pressione che l'energia sono sorgenti della gravitazione, e la pressione negativa darebbe luogo a un effetto gravitazionale repulsivo.

Alan Guth ha ipotizzato che l'universo si sia trovato nella condizione di falso vuoto all'epoca del GUT (dopo circa 10^-35 s dal big bang) e che quindi, a causa del potente effetto repulsivo, sia andato incontro a un periodo di espansione con accelerazione esponenziale. Questa fuga esplosiva avrebbe prodotto quello che oggi chiamiamo il big bang. Il falso vuoto potrebbe (dopo circa 10^-32 s) essere decaduto in un 'vero', e l'energia del vuoto essere stata liberata in forma di particelle e calore. Oltre a rendere conto del big bang, la teoria inflazionaria fornisce un'elegante spiegazione per diversi quesiti cosmologici, come il motivo per cui materia e radiazione sono distribuite attraverso lo spazio così uniformemente su grande scala, e perché l'universo si espande proprio alla velocità che si osserva. Potrebbe anche spiegare perché i monopoli magnetici sembrano essere così rari: i monopoli prodotti prima dell'inflazione sarebbero stati ridotti, in seguito alla fortissima espansione, ad una densità insignificante. La fisica delle alte energie potrebbe quindi spiegare l'origine stessa dell'universo.

(a) Durante il periodo inflattivo dell'universo, gli oggetti si separano molto più rapidamente.

(b) La densità dell'universo diminuisce costantemente, salvo nella fase inflattiva in cui prevale il falso vuoto.

Se la densità rimane costante e non diminuisce con l'espansione, l'universo deve essere inflattivo

Per approfondimenti vedere:

 

* "L'ENERGIA OSCURA: il 65% del contenuto energetico dell'Universo... il restante 35% è massa!!!" ... giugno 2012.

L'ENERGIA OSCURA: il 65% del contenuto energetico ...

* "Il concetto di MATERIA OSCURA e l'importanza che riveste nell'architettura ed il destino dell'Universo!" ... giugno 2012.

Il concetto di MATERIA OSCURA e l'importanza che r...

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