Teorie di formazione della complessità

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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.

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.

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 (per-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 no 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.

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.

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.

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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".

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.

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La spettacolare immagine di una galassia con stelle in formazione Assistere alla nascita delle stelle è uno spettacolo emozionante e senza dubbio non comune. A renderlo accessibile è di nuovo la tecnologia del telescopio spaziale Hubble, che ha documentato, nel 1997, la presenza di una zona «incandescente» al centro di una galassia vicina, la NGC4214. La Wide Field Planetary Camera 2 del telescopio ha scattato nel corso della sua osservazione migliaia di immagini con particolari filtri; un puzzle ricomposto da un team internazionale di scienziati che ha elaborato i dati ottenendo una suggestiva panoramica dell’evento cosmico, divulgata qualche giorno fa dallo Space Telescope Science Institute. Localizzata a circa 13 milioni di anni luce dalla Terra, la galassia NGC 4214 attraversa una turbolenta fase della sua vita, in cui si stanno formando nuovi gruppi di stelle dalla polvere e dai gas. Le zone attive appaiono nelle immagini come nubi filamentose che avvolgono gruppi di stelle già formate. Le più recenti si osservano in basso a destra nell’immagine, caratterizzate da nubi fluorescenti a causa dell'intensa luce ultravioletta irradiata dalle giovani stelle in formazione, spot di luce bianca o blu con una temperatura superficiale compresa tra 10.000 e 50.000 gradi. Oltre alla radiazione ultravioletta, gli astri producono fortissimi venti stellari, che viaggiano a migliaia di chilometri al secondo facendosi largo attraverso i gas. La potenza dei venti e delle radiazioni induce nel gas la formazione di bolle gigantesche che per milioni di anni si accrescono in diametro amano a mano che la stella invecchia. Verso il centro dell’immagine si osserva un gruppo di centinaia di stelle blu caratterizzate da una massa gigantesca, ciascuna 10.000 volte più luminosa del nostro Sole, prossime alla fine della loro vita e all'esplosione in supernove. Queste esplosioni esauriranno la riserva di gas in alcune zone della galassia, che non saranno più capaci di formare stelle e appariranno sempre meno luminose. Ma secondo gli scienziati NGC4214 è una galassia attiva da miliardi di anni, e ritengono che per ogni generazione di stelle che muore, da qualche parte nella galassia i gas possano invece collassare per generarne altre. Con queste caratteristiche, la vicina galassia sembra quindi rappresentare un modello di studio ideale che, attraverso Hubble, fornirà ancora indicazioni preziose sul fenomeno della nascita e della evoluzione degli astri.

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