ENERGIA: quando MATERIA e ANTIMATERIA si incontrano!!!!

                                       

Ogni oggetto che ci circonda è fatto di materia. Ma se ogni cosa è di materia, che cosa è allora l'antimateria?
Per avere la risposta bisogna tornare indietro nel tempo fino agli anni '30.
Nel 1928 Dirac formulò una teoria per il moto degli elettroni in campi elettrici e magnetici, includendo sia effetti quantistici che effetti relativistici.
Questa teoria, in grado di descrivere i risultati delle misure sperimentali in modo eccezionalmente preciso, portò anche ad una sorprendente previsione.
L'elettrone doveva avere una "antiparticella" con stessa massa ma carica elettrica opposta a quella negativa di un normale elettrone.
La previsione di Dirac trovò conferma sperimentale nel 1932.

Rappresentazione artistica di un atomo di idrogeno e di uno di anti-idrogeno. (Credit: INFN-Notizie N.13 febbraio 2003 "A caccia di antimateria: l’esperimento ATHENA" )

Oggi sappiamo che tutte le particelle con momento angolare intrinseco (spin) semi-intero, devono avere un'antiparticella. Mentre la massa di particelle e antiparticelle è identica, altre proprietà sono caratterizzate da valori che hanno segno matematico opposto. Ad es. l'antiprotone ha la stessa massa del protone ma carica elettrica opposta (la carica del protone è positiva, quella dell'antiprotone è negativa).
Anche alle particelle elettricamente neutre, come il neutrone, corrispondono antiparticelle. Esse possiedono proprietà, con segno cambiato, differenti dalla carica elettrica.

L'idea dell'antimateria è un'idea così rivoluzionaria che per essere accettata dovette attendere molte verifiche sperimentali.
Oggi l'antimateria è usata ogni giorno in medicina per analizzare lo stato del cervello, tramite la tecnica chiamata Positron Emission Tomography (PET). La PET è un metodo di indagine che permette di misurare funzioni metaboliche e reazioni biochimiche in vivo ed ha larga applicazione nelle neuroscienze, in oncologia e cardiologia.
Nella PET i positroni provengono dal decadimento di nuclei radioattivi che vengono incorporati in un fluido speciale, iniettato poi per via endovenosa al paziente. I positroni emessi annichilano con gli elettroni degli atomi vicini e danno luogo a due raggi gamma emessi in direzioni opposte. Essi vengono rivelati tramite opportuni rivelatori, disposti in "anelli" attorno al paziente, per individuare e registrare i punti in cui si sono verificate le annichilazioni e quindi ricostruire dove si è distribuito il radiofarmaco nel corpo.

Fig. 1: Tipica scansione PET che permette di individuare l'attività metabolica cerebrale.

Fig. 2: Rappresentazione grafica del funzionamento della PET. (Credit: Davide Centomo, Dip. di Fisica Università di Bologna)

Raggi cosmici provengono dallo spazio esterno, da ogni direzione. Alcuni di essi passano attraverso il nostro corpo ogni secondo di ogni giorno, ovunque noi siamo. I raggi cosmici primari sono composti principalmente da protoni e nuclei di elio (e relativamente pochi nuclei più pesanti) di alta energia. Giungendo nell'alta atmosfera terrestre essi collidono con i nuclei atomici di azoto e ossigeno dell'aria. In molte collisioni l'energia ricompare come massa di nuove particelle e antiparticelle. I raggi cosmici sono così una sorgente naturale di antiparticelle e nel 1932 , studiandoli, Carl Anderson rivelò la prima antiparticella, il positrone.

Fig. 2: Un raggio cosmico interagisce nell'alta atmosfera dando luogo ad una cascata di nuove particelle e antiparticelle. (Credit: INFN-Notizie N.6 aprile 2001 "Dai raggi cosmici all' universo" )

Fig. 3: Rappresentazione animata dell'interazione di un raggio cosmico con l'atmosfera. (Credit: Davide Centomo, Dip. di Fisica Università di Bologna)

"Abbiamo dimostrato che è possibile studiare la struttura interna dell'atomo di anti-idrogeno."

 

SEGUICI ANCHE SULLA PAGINA fb: http://www.facebook.com/quantoequantaltro?ref=hl

I BUCHI NERI!!!! La singolarità!!

Una facilissima spiegazione sulle caratteristiche fisiche dei buchi neri. 

Un buco nero è un corpo celeste dotato di un campo gravitazionale talmente intenso da trattenere anche la radiazione elettromagnetica. Il corpo è circondato da un confine ideale sferico, detto "orizzonte degli eventi", attraverso il quale la luce può entrare ma non uscire; da ciò deriva il nome. Un buco nero può essere un corpo di densità elevatissima, avente una massa relativamente piccola, come quella del Sole o anche minore, compressa in un volume ridotto; oppure un corpo di bassa densità, ma di massa enorme, pari a milioni di volte la massa del Sole, posto nel centro di una galassia.

Il concetto di buco nero venne sviluppato intorno al 1916 dall'astronomo tedesco Karl Schwarzschild sulla base della teoria della relatività generale di Albert Einstein. Il raggio dell'orizzonte degli eventi di un buco nero di Schwarzschild dipende soltanto dalla massa del corpo e in chilometri è pari a 2,95 volte la massa del corpo stesso espressa in masse solari. I risultati trovati da Schwarzschild vanno modificati se il corpo è dotato di carica elettrica oppure se è in rotazione. In quest'ultimo caso, infatti, all'esterno dell'orizzonte si forma una "ergosfera", dentro la quale la materia viene sollecitata a ruotare insieme al buco nero; teoricamente può verificarsi emissione di energia dalla regione dell'ergosfera.

Secondo la relatività generale, in prossimità di un buco nero la forza gravitazionale altera in maniera sensibile lo spazio-tempo. In particolare, il tempo rallenta man mano che ci si avvicina, dall'esterno, all'orizzonte degli eventi, e si ferma completamente sull'orizzonte stesso. Dal punto di vista teorico un corpo, che subisce una contrazione entro il raggio di Schwarzschild, collassa in una singolarità dello spazio-tempo, cioè in un oggetto senza dimensioni e di densità infinita.

I buchi neri rappresentano lo stadio finale dell'evoluzione di alcune stelle. Quando il carburante di una stella si esaurisce, l'aumento di pressione associato al calore prodotto dalle reazioni nucleari non è sufficiente per contrastare il processo di contrazione della stella. In queste condizioni, a seconda dei valori della densità, può avvenire la formazione di una nana bianca oppure di una stella di neutroni. Se la massa del nucleo supera di 1,7 volte la massa del Sole, nessuna pressione è sufficiente ad arrestare il collasso e si genera un buco nero.Gli astronomi hanno scoperto emissioni di raggi X da Cygnus X-1, una stella doppia nella quale la componente primaria è una stella normale avente massa pari a circa 30 masse solari. Lo spostamento delle linee dello spettro di emissione, dovuto all'effetto Doppler, lascia supporre l'esistenza di un compagno, di 10 o 15 masse solari, in orbita intorno a essa. Un'emissione simile a quella che si osserva per Cygnus X-1 è generalmente prodotta da un "disco di accrescimento", cioè da un disco denso e caldo che si forma quando il gas di una stella cade su un oggetto compatto descrivendo un percorso a spirale. 



SEGUICI ANCHE SULLA PAGINA fb: http://www.facebook.com/quantoequantaltro?ref=hl  

Riccardo Barbieri, fisico italiano, professore alla normale di Pisa, svolge un introduzione al modello standard, riassume schematicamente gli eventi più importanti nella fisica particellare moderna, si concentra poi sulle "simmetrie" che caratterizzano le teorie moderne, espone il problema della rottura della simmetria elettrodebole, ed espone un'accreditata soluzione.

Il punto di forza del Modello Standard, quello che lo rende capace di spiegare così tante cose, è il riportare tutte le particelle osservate a:

• 6 tipi di leptoni
• 6 tipi di quark, e...
• particelle mediatrici di forza

Il Modello Standard I fisici hanno elaborato una teoria, chiamata Modello Standard, che vuole descrivere sia la materia che le forze dell'Universo. La bellezza di tale teoria è nella capacità di descrivere tutta la materia sulla base di poche particelle ed interazioni fondamentali. Le idee chiave sono: Esistono delle particelle che sono i costituenti fondamentali della materia. Il Modello Standard sostiene che le particelle fondamentali si dividono in 2 gruppi principali - i quark e i leptoni - e ogni gruppo è costituito di 6 elementi (detti anche sapori ). Esistono delle particelle che sono mediatrici di forza. Le interazioni tra le particelle fondamentali di materia avvengono tramite lo scambio di particelle mediatrici di forza (un esempio che svilupperemo in seguito, è il mediatore dell'interazione elettromagnetica, il fotone). Il Modello Standard è una buona teoria. Gli esperimenti l'hanno verificato con una incredibile precisione, e quasi tutte le sue previsioni si sono rivelate corrette. Ma il Modello Standard non spiega tutto, come ad esempio la forza gravitazionale. Nel percorso Le Particelle Subatomiche abbiamo visto che la materia che ci circonda è composta da soli tre tipi di particelle: gli elettroni, i protoni ed i neutroni, che si uniscono per formare gli atomi. In termini del Modello Standard le particelle fondamentali costituenti della materia sono i quark up e down (costituenti del protone e del neutrone) e il leptone elettrone. Ma perché il Modello Standard introduce nuove particelle oltre i quark up, down e l'elettrone? Per rispondere a questa domanda iniziamo il percorso introducendo le forze che agiscono tra le particelle fondamentali ... Storicamente è avvenuto che osservando e studiando i meccanismi attraverso i quali le particelle interagiscono (anni 50 del secolo passato), i fisici hanno scoperto nuove ed inaspettate particelle (il muone e il kaone). In seguito, dal 1974 (scoperta della particella J/psi) al 1997 (scoperta del quark top) quasi tutte le altre particelle che completano il quadro predetto dal Modello Standard sono state sperimentalmente osservate.

IL BOSONE DI HIGGS!!! LA PARTICELLA DI DIO???

Facciamo un breve riepilogo. Dopo quasi mezzo secolo di ricerche, lo scorso dicembre è stato finalmente rilevato un primo segnale della possibile esistenza della particella prevista – e mai osservata – dal Modello Standard. Cioè, come ci ricorda il Cern, la teoria più accreditata “ che descrive i componenti primi della materia e le loro interazioni”. L'Higgs serve ai fisici perché, secondo questo modello, è la particella che conferisce la massa a tutte le altre.

Un esperimento come quello che ha per obiettivo la ricerca del bosone di Higgs è molto complesso: lo è la raccolta dei dati, ed estremamente complessa è anche la loro analisi. Il risultato finale (l'informazione rilevante) viene però presentata in maniera compatta, ossia solamente qualche numero che indica quale potrebbe essere la massa di un eventuale Higgs e qual è la probabilità di sbagliare (o azzeccare) nel fare questa affermazione.

Per esempio, il team di ATLAS afferma di aver trovato indicazioni della presenza di una particella di massa di 126 GeV con significatività locale di 3.6 sigma e significatività globale di 2.3 sigma, mentre CMS fornisce 124 GeV con sigma 2.6 (locale) e 1.9 (globale). Sono pochi numeri, che però bisogna spiegare.

Una premessa. In un esperimento di fisica delle particelle, la massa di un'eventuale particella prodotta dalla collisione tra protoni non è misurata direttamente (non c'è una bilancia che la pesa) ma è ricostruita misurando l'energia e la direzione di volo delle particelle in cui decade. Gli scontri che avvengono nell'acceleratore, oltre a un'eventuale "evento speciale", generano sempre una quantità di eventi normali, che rappresentano il rumore di fondo dell'esperimento. Un risultato inatteso si presenta di solito come un bump (una protuberanza) nei dati, ossia un eccesso di eventi che si distingue dal livello di fondo.

Nel caso del bosone di Higgs il vero problema è che la sua massa non è nota e non esiste alcuna predizione teorica di quale potrebbe essere. Perciò non si sa esattamente dove cercare e, infatti, molto tempo è stato speso per determinare le regioni dove sicuramente non si trova. Il campo ora è stato ristretto: la zona sospetta è stata identificata (è compresa tra 115 GeV e 130 GeV) ed è lì che si è buttata la rete sperando di fare una buona pesca.

GeV: la massa

Il GeV è un'unità di misura dell'energia e significa un miliardo (G sta per Giga) di elettronvolt (eV). Un elettronvolt corrisponde all'energia cinetica acquisita da un elettrone nel vuoto per effetto di una differenza di potenziale di un volt. In fisica atomica e delle particelle l'eV è usato come unità di misura della massa avendo in mente la ben nota relazione relativistica che lega energia e massa: E=mc². Poiché la velocità della luce nel vuoto (c) è un valore costante, esprimere la massa in kg o Joule e quindi in eV non fa nessuna differenza se non di convenienza: è molto più semplice scrivere 126 GeV piuttosto che il suo valore espresso in chili (che è circa 225•10^-27, ossia "0," seguito da ventisei "zeri" e poi "225"). Un protone ha una massa di poco inferiore a 1 GeV, un elettrone ha una massa di circa 0,5 MeV (mezzo milione di eV).

Sigma: la statistica

Poiché gli strumenti di misura non hanno una precisione infinita, le misure di una quantità fisica non sono prive di errore e quindi, ogni volta che una misura viene ripetuta, il risultato non è sempre lo stesso. Il problema non è risolvibile e tutto quello che possiamo fare è ottenere una stima del valore "vero" della grandezza che stiamo misurando (ossia il risultato di un'ipotetica misurazione priva di errori: il "valore ideale", quello che a priori non conosciamo) e determinare quanto questa stima sia "buona". La stima più appropriata è il valore medio, valore attorno al quale si dispongono tutti i dati: il sigma (σ) o deviazione standard è la quantità che determina quanto si sparpagliano attorno al valore medio.

Un altro aspetto del problema è che ogni volta che la misura viene ripetuta otteniamo un valore medio differente: quello che dobbiamo dunque fare è determinare è l'intervallo dentro al quale confidiamo di trovare questi valori. Il sigma serve proprio a questo, a determinare i confini di questo intervallo. Affermare ad esempio di aver trovato una particella di massa di 100 GeV con significatività statistica di 1 sigma significa affermare che se ripeto l'esperimento 100 volte, circa 68 volte il valore medio si troverà in un intervallo di più o meno 1 σ attorno a 100 GeV (e circa 32 volte al di fuori).

Migliorare la statistica vuol dire ampliare l'intervallo: una significatività statistica di 2 sigma equivale ad affermare che se ripeto l'esperimento un certo numero di volte il valor medio si troverà circa il 4,6% delle volte al di fuori di intervallo di più o meno 2 sigma (1 ogni 22); 3 sigma equivale al 2,7% (circa una volta su 370, in questo caso si comincia a parlare di evidenza sperimentale); 4 sigma equivale allo 0,0063% (circa una volta su 2150); 5 sigma equivale allo 0,000057% (circa una volta su 1.750.000, in questo caso si può parlare di scoperta); infine 6 sigma equivale allo 0,0000002% (poco meno di una volta su 500.000.000).

Look-elsewhere effect: il metodo

Quando si cerca l'inaspettato guardando in una certa regione dei parametri rilevanti di un esperimento, bisogna tener conto del fatto che i fenomeni fisici presenti e rivelabili in quella regione sono tanti e di varia natura. Abbiamo già detto come alcuni di questi costituiscano il cosiddetto rumore di fondo. Non è detto che un eventuale segnale, un eccesso che si distingue dal rumore di fondo, sia necessariamente dovuto a nuova fisica, potrebbe anche essere dovuto a eventi normali, a fluttuazioni del rumore di fondo, che solo l'accumularsi della statistica può ridurre.

Quando si va a caccia di particelle come l'Higgs, non sapendo esattamente dove guardare, non conoscendone cioè a priori la massa, per essere sicuri di pescare qualcosa si getta una rete abbastanza ampia. Così facendo la probabilità di tirare su qualcosa è più alta, anche se non si sa bene di cosa si possa trattare, potrebbe essere un pesce o una scarpa vecchia, l'Higgs o una fluttuazione del rumore di fondo. Dunque non è sufficiente determinare la significatività statistica (locale) di un singolo segnale ma bisogna guardarsi bene attorno. Questo effetto è noto come look-elsewhere effect (effetto del guardare altrove) e per controllarlo è necessario tener conto del numero di posti in cui l'eccesso si potrebbe manifestare.

È questo il motivo per il quale l'usuale trattazione statistica deve essere modificata e si distingue tra significatività locale e significatività globale. La prima si riferisce alla probabilità di trovare questo tipo di eccesso guardando in un punto preciso, la seconda alla probabilità di trovare questo tipo di eccesso guardando in tutto l'intervallo di massa in cui si sta cercando.

La scoperta del bosone di Higgs - Alla ricerca della "particella di Dio"

Alla fine, dopo una settimana di indiscrezioni, l'annuncio degli scienziati del CERN è arrivato. Confermando le voci di corridoio: non possiamo escludere che il bosone di Higg esista. Anzi, ci sono buone probabilità che ci sia, con una massa di circa 126 GeV.

Tuttavia la certezza assoluta ancora non c'è, manca la prova diretta della sua esistenza. Per averla occorrerà aspettare ancora. E registrare nuove collisioni di protoni ad alta energia (finora sono stati circa 200 mila miliardi, un numero enorme ma insufficiente), al fine di avere dati statisticamente affidabili.

I risultati dell'esperimento ATLAS, presentati da Fabiola Gianotti, sono i più promettenti. Il rilevatore ha registrato un numero statisticamente significativo di segnali corrispondenti all'energia attribuita al bosone di Higgs. La statistica è sì significativa, ma ancora insufficiente a una conferma definitiva e infatti Fabiola Gianotti, ha sottolineato come le misure non siano ancora abbastanza buone per rivendicare la scoperta della particella di Higgs (vedi multimedia)

Anche il secondo esperimento, CMS, ha trovato le "tracce" del bosone, a 124 GeV, ma con una significatività statistica peggiore.

La conferenza è stata conclusa dal Direttore Generale del CERN con queste parole: "Tenete a mente questi sono risultati preliminari. Tenete a mente che questi sono numeri piccoli. Tenete a mente che ci sono misure in cantiere il prossimo anno ... Non lo abbiamo ancora trovato. Non lo abbiamo ancora escluso."

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...

SEGUICI ANCHE SULLA PAGINA fb: http://www.facebook.com/quantoequantaltro?ref=hl  


 

Il concetto di MATERIA OSCURA e l'importanza che riveste nell'architettura ed il destino dell'Universo!

La materia oscura esiste
scoperta enorme "ragnatela"

"Risultato senza precedenti, una pietra miliare per l'astronomia"
di LUIGI BIGNAMI

Se la si potesse vedere assomiglierebbe a un'immensa ragnatela che da un capo all'altro occuperebbe una porzione di cielo di 270 milioni di anni luce (un anno luce corrisponde a circa 9 mila miliardi di chilometri): ma nessuno la può vedere, perché si tratta di "materia oscura", una materia che si sa che esiste, ma di cui non si conosce la composizione, perché risulta invisibile a ogni tipo di lunghezza d'onda. Gli astronomi la cercano da anni, ne ipotizzano la composizione, ma nulla al momento lascia trapelare di cosa sia realmente fatta. E' per questo che la sua esistenza è stata addirittura messa in dubbio. Ma ora c'è la conferma della sua realtà.

Il lavoro è stato pubblicato sulla rivista Astronomy and Astrophysics da un gruppo di ricerca canadese e francese coordinato dall'Istituto di astrofisica di Parigi. Spiega Ludovic Van Waerbeke, dell'Università della British Columbia: "Il risultato è senza precedenti, una pietra miliare per l'astronomia". Avere la certezza che esiste la materia oscura significa infatti, lavorare in una certa direzione per comprendere la storia e il destino dell'Universo.

Ma come è possibile aver visto la "materia oscura" se questa risulta invisibile? Gli astronomi hanno usato un trucco che offre la natura. Sfruttando la fotocamera digitale più grande del mondo di cui è dotato il telescopio Canada-France-Hawaii Telescope (Cfht) posto sul monte Mauna Kea nelle Hawaii, i ricercatori hanno analizzato migliaia di immagini per individuare gli "effetti gravitazionali" della materia oscura sulla luce visibile, un fenomeno chiamato effetto della "lente gravitazionale debole". In altre parole la luce che arriva sulla Terra da galassie lontane, mentre viaggia nello spazio, è deviata dalla "materia oscura" a causa della sua massa. Confrontando migliaia di immagini è possibile posizionare in tal modo la sua distribuzione nello spazio e verificarne la quantità ossia proprio la sua massa.

Con questa scoperta giunge la conferma a ciò che si ipotizzava da tempo: la materia visibile che compone l'Universo - tutti i pianeti, le stelle e gli oltre 120 miliardi di galassie - costituiscono solo il 4%. Il resto, il 96%, non si sa cosa sia, ci è "oscuro". Il 70% di questa "oscurità" è "energia oscura", il 26% è la materia oscura di cui gli astronomi canadesi e francesi hanno scoperto l'esistenza.

I dubbi che l'Universo non è composto solo da ciò che vediamo emersero attorno agli anni '70, quando gli astronomi cominciarono a notare che c'era qualcosa nel nostro Universo che non filava esattamente con le leggi della fisica. Scoprirono, infatti, che applicando le leggi della forza di gravità note fino ad allora, le galassie a spirali, quelle cioè che hanno forma come la Via Lattea, avrebbero dovuto ruotare a una velocità tale che si sarebbero dovute sbriciolare già da tempo, spargendo le stelle per ogni dove. Se si considerano, infatti, gli astri che stanno nelle parti più esterne delle galassie, che si muovono a una velocità di circa 150-200 chilometri al secondo, e si ipotizza che le galassie stesse siano composte solo dalla materia che vediamo, le stelle in questione le avrebbero già dovute abbandonare da tempo. La loro forza centrifuga, infatti, avrebbe dovuto prendere il sopravvento sulla gravità. Ma questo non succede.

Così gli astronomi si chiesero se c'era qualcosa che impediva al fenomeno di verificarsi, un qualcosa che tratteneva la materia visibile impedendole di allontanarsi. Fu così che riscoprirono quanto aveva già ipotizzato nel 1933 l'astronomo Fritz Zwicky. Questi, studiando il comportamento degli ammassi di galassie della Vergine e della Chioma, ipotizzò che per spiegare i movimenti delle stelle che si vedevano vi doveva essere 400 volte più materia rispetto a quella che si poteva desumere dalla luce delle stelle visibili. Zwicky chiamò quella massa mancante "materia oscura" e nessuna definizione poteva calzare meglio di quella.

Ma la domanda d'obbligo con le quali si scontrano gli astronomi è ovvia: cos'è questa materia oscura e quanta ce n'è in più rispetto alla materia visibile? Le ipotesi si sprecano anche se molte si stanno perdendo per strada, lasciando spazio soprattutto a quelle che vogliono la "materia oscura" composta da "assioni" o da "neutralini", particelle subatomiche la cui esistenza è ancora tutta da dimostrare.

Altre ipotesi sostengono che, almeno in parte, la materia oscura potrebbe essere costituita da "nane brune", ossia stelle mai nate per la ridotta quantità di idrogeno di cui sono composte che ha impedito l'innesco delle reazioni nucleari.

Sulla quantità di "materia oscura" è importante conoscere il valore assoluto perché esso potrebbe aiutarci a capire il destino dell'Universo. Ce n'è così tanta da impedire che esso si espanda per sempre e lo faccia ricadere su se stesso o ce n'è solo al punto tale da rallentare semplicemente l'espansione, ma da permettergli di espandersi per sempre? Secondo le teorie che ci raccontano come si è formato l'Universo dal Big Bang e qual è la sua struttura a grande scala la "materia oscura" e la materia visibile ne devono costituire il 30% circa. E il rimanente 70%? Il resto sarebbe l'"energia oscura" che permea l'Universo. Ma questa è un'altra storia.


SEGUICI ANCHE SULLA PAGINA fb: http://www.facebook.com/quantoequantaltro?ref=hl  

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

.......E l'energia oscura cos'è?

Il termine Quintessenza era usato più di 2000 anni fa dai greci per indicare un ipotetico quinto "elemento" della natura, oltre la terra, l'aria, il fuoco e l'acqua. Oggi questo nome è stato adottato come sinonimo di energia oscura. Ma cos'è l'energia oscura?
Nel 1998 due gruppi di astronomi pubblicarono i risultati delle loro esperienze sullo studio di possibili anomalie nell'espansione dell'Universo.
Avevano studiato galassie molto lontane tramite lo studio di Supernovae particolari, le Supernovae di tipo 1a (SN1a), che sono molto luminose e hanno tutte per un certo periodo di tempo una luminosità uguale. Per questo possono essere considerate come sorgenti standard, delle "candele campione". Dalla luminosità osservata si può quindi risalire alla loro distanza, perché la luminosità osservata diminuisce con il quadrato della distanza dalla Terra.
Lo studio è difficile, sia perché tali Supernovae sono molto rare, sia perché le misure sono molto delicate e hanno richiesto l'utilizzo di una varietà di telescopi molto potenti.
D'altra parte la velocità di allontanamento da noi di tali galassie lontane è misurabile tramite lo spostamento verso il rosso della luce che noi riceviamo.

Fig. 1: Immagini relative alla rivelazione di una delle più lontane supernovae mai viste, la supernova 1997ff, effettuata tramite il telescopio spaziale Hubble. La foto superiore mostra la miriade di galassie registrate da Hubble nella regione di spazio distante circa 10 miliardi di anni luce dalla terra. Il quadrato bianco indica l'area in cui risiede la supernova1997ff. La foto in basso a sinistra è una vista ravvicinata di questa regione. La freccia indica la galassia ospite della supernova. Il colore rosso è dovuto a miliardi di vecchie stelle che qui risiedono. La foto in basso a destra mostra la supernova stessa (punto bianco nel centro). Quest'ultima immagine è stata ottenuta tramite tecniche software confrontando foto scattate in tempi diversi. (Credit: NASA, Adam Riess (Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD))

Il risultato di queste analisi è stato quasi incredibile. Le supernovae sono meno luminose rispetto a quello che ci si aspetta da un'espansione dell'Universo rallentata per effetto della gravità. Le supernovae sono più lontane del previsto: tutto avviene come se l'espansione dell'Universo stesse accelerando!
Nei prossimi anni verranno fatte nuove misure più sistematiche utilizzando telescopi ancora più potenti. Vedremo allora se i risultati attuali verranno confermati.
 

Fig. 2: Il disegno mostra l'espansione dell'Universo a partire dal Big Bang. Fino a circa 8 miliardi di anni fa, la gravità era la forza dominante in un Universo ancora sufficientemente piccolo, e l'espansione rallentava. Nel periodo successivo, le dimensioni dell'Universo aumentarono fino a che una misteriosa forza "oscura" repulsiva divenne dominante sulla più debole forza di gravità, producendo così un'espansione accelerata dell'Universo. I cerchi concentrici rossi stanno ad indicare che nella prima metà di vita del cosmo la velocità relativa di allontanamento delle galassie era minore rispetto a quella nella seconda metà di vita (cerchi verdi). (Credit: Ann Feild (STScI))

Quale può essere la forza repulsiva che sta accelerando l'Universo e contribuisce con la sua densità di energia alla densità totale dell'Universo? È da ricordare che nella teoria della Relatività Ristretta materia e energia sono equivalenti: massa ed energia sono legate infatti dalla relazione E=mc².
Alcuni fisici ritengono che questo effetto repulsivo sia riconducibile all'energia del vuoto. Nella fisica moderna infatti, lo spazio vuoto non corrisponde al "nulla filosofico"; in esso, grazie al principio d'indeterminazione di Heisenberg, appaiono e scompaiono coppie di particelle-antiparticelle che sono virtuali, ma possono avere effetti tangibili. È proprio grazie a loro che il vuoto può avere una densità di energia invisibile,"oscura", diversa da zero e può esercitare un effetto gravitazionale repulsivo. In altre parole il vuoto non è qualcosa di inerte, i suoi effetti sembrano dominare il comportamento dell'Universo e la nostra comprensione è limitata dalla nostra ignoranza sull'argomento.
Nel 1916 Einstein aveva introdotto nelle equazioni della Relatività Generale una costante (la costante cosmologica) per non avere un Universo in espansione, ma cercare di avere un Universo statico. Soluzioni più generali (senza costante cosmologica) furono invece ottenute dal russo Alexander Friedmann nel 1922, e indipendentemente, dal belga Georges Lemaître, nel 1927. Oggi un valore positivo della costante cosmologica può servire a rendere conto dell'espansione accelerata dell'Universo.
E' stato stimato che l'energia oscura domini con un 65% il contenuto energetico dell'Universo; il restante 35% è massa. Queste valutazioni sembrano essere confermate dalle misure della radiazione cosmica di fondo a microonde.



SEGUICI ANCHE SULLA PAGINA fb: http://www.facebook.com/quantoequantaltro?ref=hl