Warning, /education/kstars/po/it/docs/kstars/darkmatter.docbook is written in an unsupported language. File is not indexed.
0001 <sect1 id="ai-darkmatter"> 0002 0003 <sect1info> 0004 <author 0005 ><firstname 0006 >Jasem</firstname 0007 > <surname 0008 >Mutlaq</surname 0009 > <affiliation 0010 ><address> 0011 </address 0012 ></affiliation> 0013 </author> 0014 </sect1info> 0015 0016 <title 0017 >Materia oscura</title> 0018 <indexterm 0019 ><primary 0020 >Materia oscura</primary> 0021 </indexterm> 0022 0023 <para 0024 >Gli scienziati sono ormai a proprio agio con l'idea che il 90% della massa dell'Universo sia sotto forma di materia invisibile. </para> 0025 0026 <para 0027 >Nonostante dettagliate mappe dell'Universo vicino che coprono lo spettro dal radio ai raggi gamma, siamo in grado di individuare solo il 10% della massa che deve esistere là fuori. Come disse nel 2001 al New York Times Bruce H. Margon, astronomo all'Università di Washington: <quote 0028 >È una situazione alquanto imbarazzante dover ammettere che non riusciamo a trovare il 90 per cento dell'Universo</quote 0029 >. </para> 0030 0031 <para 0032 >Il nome dato a questa <quote 0033 >massa mancante</quote 0034 > è <firstterm 0035 >materia oscura</firstterm 0036 >, e queste due parole riassumono abbastanza bene tutto ciò che ne sappiamo al momento. Sappiamo che c'è <quote 0037 >materia</quote 0038 >, perché possiamo vedere gli effetti della sua influenza gravitazionale. Tuttavia, questa materia non emette alcuna radiazione elettromagnetica, da cui l'aggettivo <quote 0039 >oscura</quote 0040 >. Esistono parecchie teorie per spiegare la massa mancante, da particelle subatomiche esotiche a una popolazione di buchi neri isolati, fino a meno esotiche nane bianche e brune. Il termine <quote 0041 >massa mancante</quote 0042 > può essere fuorviante, dato che non è la massa a mancare, ma solo la sua luce. Ma che cos'è esattamente la materia oscura, e come facciamo a sapere che esiste, se non possiamo vederla? </para> 0043 0044 <para 0045 >La storia ebbe inizio nel 1933, quando l'astronomo Fritz Zwicky stava studiando il moto di ammassi di galassie lontani e di grande massa, nella fattispecie l'ammasso della Chioma e quello della Vergine. Zwicky stimò la massa di ogni galassia dell'ammasso basandosi sulla sua luminosità, e sommò tutte le masse galattiche per ottenere la massa totale dell'ammasso. Ottenne poi una seconda stima indipendente della massa totale, basata sulla misura della dispersione delle velocità individuali delle galassie nell'ammasso. Con sua grande sorpresa, questa seconda stima di <firstterm 0046 >massa dinamica</firstterm 0047 > era <emphasis 0048 >400 volte</emphasis 0049 > più grande della stima basata sulla luce delle galassie. </para> 0050 0051 <para 0052 >Sebbene l'evidenza sperimentale fosse già forte ai tempi di Zwicky, fu solo negli anni Settanta che gli scienziati iniziarono ad esplorare questa discrepanza in modo sistematico. Fu in quel periodo che l'esistenza della materia oscura iniziò ad essere presa sul serio. L'esistenza di tale materia non avrebbe solo risolto la mancanza di massa negli ammassi di galassie, ma avrebbe avuto conseguenze di ben più larga portata sull'evoluzione e il destino dell'Universo stesso. </para> 0053 0054 <para 0055 >Un altro fenomeno che suggerì la necessità di materia oscura consiste nelle curve di rotazione delle <firstterm 0056 >galassie spirali</firstterm 0057 >. Le galassie spirali contengono una vasta popolazione di stelle in orbita attorno al centro galattico su orbite quasi circolari, un po' come pianeti in orbita attorno a una stella. Come accade per le orbite planetarie, ci si aspetta che stelle con orbite galattiche più grandi abbiano velocità orbitali minori (si tratta di una semplice enunciazione della terza legge di Keplero). Per la verità, la terza legge di Keplero è applicabile soltanto a stelle vicine alla periferia di una galassia spirale, poiché presuppone che la massa racchiusa dall'orbita sia costante. </para> 0058 0059 <para 0060 >Tuttavia gli astronomi hanno condotto osservazioni delle velocità orbitali delle stelle nelle regioni periferiche di un gran numero di galassie spirali, e in nessun caso esse seguono la terza legge di Keplero. Invece di diminuire a grandi raggi, le velocità orbitali rimangono con ottima approssimazione costanti. L'implicazione è che la massa racchiusa da orbite di raggio via via maggiore aumenti, anche per stelle che sono apparentemente vicine al limite della galassia. Sebbene si trovino presso i confini della parte luminosa della galassia, questa ha un profilo di massa che apparentemente continua ben al di là delle regioni occupate dalle stelle. </para> 0061 0062 <para 0063 >Ecco un altro modo di vedere il problema: consideriamo le stelle presso la periferia di una galassia spirale, con velocità orbitali osservate tipicamente di 200 chilometri al secondo. Se la galassia fosse composta solo dalla materia che possiamo vedere, queste stelle la abbandonerebbero in breve tempo, dato che le loro velocità orbitali sono quattro volte più grandi della velocità di fuga dalla galassia. Dato che non si osservano galassie che si stiano disperdendo in questo modo, al loro interno deve trovarsi della massa di cui non teniamo conto quando sommiamo tutte le parti che possiamo vedere. </para> 0064 0065 <para 0066 >In letteratura sono comparse parecchie teorie per spiegare la massa mancante, come le <acronym 0067 >WIMP</acronym 0068 > (Weakly Interacting Massive Particles, particelle di grande massa debolmente interagenti), i <acronym 0069 >MACHO</acronym 0070 > (MAssive Compact Halo Objects, oggetti compatti di grande massa dell'alone), buchi neri primordiali, neutrini dotati di massa e così via, ciascuna con i suoi pro e contro. Nessuna singola teoria è stata finora accettata dalla comunità astronomica, poiché siamo privi dei mezzi per verificare in modo risolutivo una teoria rispetto all'altra.</para> 0071 0072 <tip> 0073 <para 0074 >Puoi vedere gli ammassi di galassie studiati dal professor Zwicky per scoprire la materia oscura. Usa la finestra <guilabel 0075 >Trova oggetto</guilabel 0076 > di &kstars; (<keycombo action="simul" 0077 >&Ctrl;<keycap 0078 >F</keycap 0079 ></keycombo 0080 >) per posizionarti su <quote 0081 >M 87</quote 0082 > e trovare l'ammasso della Vergine, e su <quote 0083 >NGC 4884</quote 0084 > per trovare l'ammasso della Chioma. Potrebbe essere necessario aumentare l'ingrandimento per vedere le galassie. Nota che l'ammasso della Vergine appare molto più grande nel cielo. In realtà l'ammasso più grande è quello della Chioma, che appare più piccolo solo perché è più distante. </para> 0085 </tip> 0086 </sect1>