Materia oscura

1. Evidenze osservative

La materia oscura è una componente gravitante ipotizzata che non emette né assorbe luce sufficiente a spiegare la massa attribuitale. La motivazione è quantitativa: moti, lenti gravitazionali e strutture cosmiche richiedono più gravità di quanta ne forniscano stelle, gas e altra materia ordinaria. Sono misure di fenomeni diversi, interpretate con modelli dinamici e gravitazionali; non identificano ancora una nuova particella in laboratorio.

«Oscura» non significa nera, antimateria o energia oscura. Anche il gas ordinario freddo può essere difficile da osservare. Identificare materia oscura non barionica richiede più che trovare un oggetto poco luminoso: occorre spiegare varie osservazioni indipendenti con parametri compatibili.

Curve di rotazione

Gli spostamenti Doppler negli spettri misurano le velocità di stelle e gas lungo la linea di vista. Correggendo l'inclinazione della galassia si stima la curva di rotazione. Per un'orbita circolare in una distribuzione di massa newtoniana approssimativamente sferica, la gravità fornisce l'accelerazione centripeta:

\frac{v _{c}^{2}}{r} = \frac{GM ( < r )}{r ^{2}}, M (< r) = \frac{r v _{c}^{2}}{G} .

$M (< r)$ comprende tutta la massa entro $r$ , non solo le stelle. Fuori da una distribuzione compatta la massa racchiusa tende a una costante e $v_{c} \propto r^{- 1/2}$ . Una velocità quasi costante implica invece $M (< r) \propto r$ . Derivando la massa sferica racchiusa si ottiene

ρ (r) = \frac{1}{4 π r ^{2}} \frac{d M}{d r} ≃ \frac{v _{c}^{2}}{4 π G r ^{2}} .

L'inferenza è locale, nella regione osservata piatta, non un profilo valido fino all'infinito: una distribuzione $r^{- 2}$ illimitata avrebbe massa infinita. Le galassie reali contengono dischi appiattiti, il cui contributo gravitazionale richiede la geometria del disco. Rapporti massa-luminosità stellari, gas, distanza, inclinazione e moti non circolari entrano in un'analisi accurata. L'articolo sui dati SPARC mostra come combinare fotometria e rotazione del gas in modelli di massa.

Esempio svolto. Per una galassia sferica idealizzata con $v_{c} = 200 km s^{- 1}$ a $r = 20 kpc$ , usiamo $G = 4.30 \times 1 0^{- 6} kpc (km s^{- 1})^{2} M_{⊙}^{- 1}$ . Segue $M (< r) ≃ 1.86 \times 1 0^{11} M_{⊙}$ . Se i barioni entro quel raggio hanno una massa stimata indipendentemente di $6 \times 1 0^{10} M_{⊙}$ , il modello richiede circa $1.26 \times 1 0^{11} M_{⊙}$ aggiuntivi. I numeri illustrano il ragionamento, non rappresentano l'adattamento a una galassia specifica.

Due grafici normalizzati confrontano velocità orbitale esterna costante e massa racchiusa crescente con velocità decrescente e massa costante.

Figura 1. Oltre un raggio di riferimento, le curve blu continue seguono $v / v_{0} = 1$ e $M / M_{0} = r / r_{0}$ ; quelle arancioni tratteggiate seguono $v / v_{0} = (r / r_{0})^{- 1/2}$ e $M / M_{0} = 1$ . Il legame tra i pannelli presuppone simmetria sferica. Sono schemi, non dati osservativi.

Ammassi e lenti. Le velocità casuali delle galassie in un ammasso rilassato forniscono un'altra stima dinamica. La relazione del viriale $2 K + U ≃ 0$ dà la scala $M \sim R σ_{v}^{2} / G$ , con coefficiente dipendente dalla geometria. Un ammasso in fusione può non essere in equilibrio: applicare ciecamente la stima è scorretto. Le lenti sfruttano invece le distorsioni delle immagini di sfondo. Nell'approssimazione di campo debole e lente sottile della relatività generale, una lente sferica devia la luce di

α (b) = \frac{4 G M _{2D} ( < b )}{c ^{2} b} .

$b$ è il parametro d'impatto e $M_{2D}$ la massa proiettata entro un cilindro, non quella tridimensionale della formula di rotazione. La lente non deve emettere luce né essere in equilibrio dinamico, ma l'analisi richiede un modello di gravità, geometria e distanze delle sorgenti.

L'Ammasso della Pallottola aggiunge un esperimento di separazione: il gas caldo, che contiene gran parte della massa barionica osservata, rallenta nella collisione, mentre le galassie si attraversano in larga misura. I picchi della massa ricostruita tramite lente sono più vicini alle galassie che al gas. Ciò sostiene una componente aggiuntiva relativamente poco collisionale. Non identifica i WIMP, non prova un'auto-interazione esattamente nulla e non risolve ogni possibile teoria gravitazionale. Si veda l'analisi originale.

Due fasi schematiche di una collisione di ammassi mostrano il gas separarsi dalle galassie e dai contorni della massa ricostruita tramite lente.

Figura 2. A sinistra, prima del passaggio, gas arancione, punti neri delle galassie e contorni blu della massa si sovrappongono. A destra il gas resta più centrale, mentre galassie e contorni si allontanano. Le frecce indicano il moto. È uno schema concettuale, non una ricostruzione dell'Ammasso della Pallottola; le dimensioni dei contorni non codificano una massa misurata.

2. Parametri cosmologici

Il parametro di densità è $Ω_{i} = ρ_{i} / ρ_{crit}$ , con $ρ_{crit} = 3 H_{0}^{2} / (8 π G)$ . Confronta la densità media attuale con una densità di riferimento fissata dall'espansione. In $Ω_{i} h^{2}$ , $h = H_{0} / (100 km s^{- 1} Mp c^{- 1})$ è adimensionale, non la costante di Planck.

Nel modello $Λ$ CDM spazialmente piatto a sei parametri, l'analisi finale di Planck dà $Ω_{c} h^{2} = 0.120 \pm 0.001$ , $Ω_{b} h^{2} = 0.0224 \pm 0.0001$ e $h ≃ 0.674$ ; gli errori citati sono intervalli al 68%. Quindi $Ω_{c} ≃ 0.264$ , $Ω_{b} ≃ 0.049$ e $Ω_{c} / Ω_{b} ≃ 5.36$ . Circa l'84% della densità combinata di materia oscura fredda e barioni è materia oscura fredda. Sono inferenze dipendenti dal modello, non percentuali ottenute contando oggetti visibili; il piccolo contributo dei neutrini è separato.

Come distingue le componenti il fondo cosmico a microonde? Prima della ricombinazione, fotoni e barioni formavano un fluido accoppiato: la pressione contrastava la compressione gravitazionale, producendo oscillazioni acustiche. I barioni aggiungono inerzia al fluido; la materia oscura poco collisionale fornisce potenziali gravitazionali senza condividere la pressione fotonica. Le abbondanze modificano diversamente le altezze dei picchi e l'evoluzione dei potenziali. L'adattamento degli spettri completi di temperatura, polarizzazione e lente vincola entrambe, non una sola massa totale.

Esperimento mentale. Sostituiamo la materia oscura inferita con altri barioni, lasciando invariata la densità totale. Non cambia solo la gravità: aumenta il carico barionico del fluido acustico e le reazioni nucleari primordiali incontrano una diversa densità barionica. In generale la sostituzione non conserva le osservazioni. Dopo la ricombinazione i barioni cadono nei pozzi di potenziale esistenti; particelle in propagazione libera troppo rapida cancellerebbero i semi delle piccole strutture. «Fredda» indica una piccola dispersione primordiale delle velocità alle scale rilevanti, non una temperatura di laboratorio. Galassie e lenti verificano la crescita successiva, con incertezze dovute alla retroazione e al rapporto tra luce e massa. Cooke, Pettini & Steidel (2018).

3. Particelle candidate

Le evidenze vincolano abbondanza, aggregazione e interazioni, lasciando diverse possibilità microscopiche: una o più specie, un campo coerente o certi oggetti compatti. Un candidato deve durare abbastanza, essere prodotto nella quantità corretta e rispettare i limiti cosmologici e sperimentali.

(a) WIMP: particelle massive debolmente interagenti

Un relitto termico scambiava inizialmente particelle in modo efficiente con il plasma caldo. Quando la temperatura scese sotto la sua scala di massa, la densità di equilibrio diminuì. L'espansione finì per superare l'annichilazione, lasciando un residuo. Per una specie semplice coincidente con la propria antiparticella, di densità numerica $n$ ,

\overset{n}{˙} + 3 H n = - ⟨ σ v ⟩ (n^{2} - n_{eq}^{2}) .

$3 H n$ rappresenta la diluizione; a destra c'è la perdita netta per annichilazione, compreso il processo inverso tramite $n_{eq}$ . Il disaccoppiamento chimico avviene intorno a $n ⟨ σ v ⟩ \sim H$ , non quando ogni interazione cessa improvvisamente. Con dominio radiativo, entropia conservata e annichilazione prevalentemente indipendente dalla velocità, vale la stima

Ω_{χ} h^{2} \sim 0.12 \frac{2.2 \times 1 0 ^{- 26} c m ^{3} s ^{- 1}}{⟨ σ v ⟩} .

Un'annichilazione più efficiente lascia meno particelle. Il coefficiente dipende da massa e storia termica; risonanze, coannichilazione e dipendenza dalla velocità richiedono un calcolo completo. Il calcolo dell'abbondanza residua quantifica questa dipendenza. Il «miracolo dei WIMP» è una motivazione, non una garanzia dell'interazione debole o di una particolare massa GeV–TeV.

(b) Assioni

Il meccanismo di Peccei–Quinn affronta la piccolissima violazione di CP nelle interazioni forti. Il campo dell'assione può anche immagazzinare energia cosmica. Un campo inizialmente spostato dal minimo del potenziale comincia a oscillare quando l'espansione rallenta abbastanza. In un potenziale quasi quadratico, le oscillazioni si comportano in media come materia senza pressione. Una massa piccolissima può quindi essere compatibile con un comportamento freddo: contano anche produzione e quantità di moto.

Una possibile interazione, a meno della convenzione di segno, è

L_{aγγ} = g_{aγγ} a E \cdot B .

In un campo magnetico statico un assione può convertirsi in un fotone. Una cavità risonante esplora una banda stretta con $h_{P} ν ≃ m_{a} c^{2}$ , dove $h_{P}$ è la costante di Planck. Un'energia a riposo di $4 μ eV$ corrisponde a circa $0.97 GHz$ . L'esperimento ADMX illustra il metodo. La sola materia oscura non fissa un intervallo universale di massa; particelle generiche simili agli assioni non devono necessariamente risolvere il problema di CP forte.

(c) Neutrini sterili

Questi fermioni neutri ipotetici non hanno l'interazione debole ordinaria, ma il mescolamento può collegarli ai neutrini attivi. Una massa dell'ordine del keV può produrre materia oscura tiepida in scenari adatti. La distribuzione degli impulsi determina la soppressione delle piccole strutture; la massa da sola non basta. Il mescolamento permette anche decadimenti radiativi, verificabili negli spettri X. La proposta originale di produzione è un modello, non un'osservazione della specie sterile.

(d) Altre proposte

La materia oscura auto-interagente scambia quantità di moto all'interno della componente oscura, potendo modificare i centri degli aloni pur accoppiandosi debolmente alla materia ordinaria. La proposta originale motiva confronti tra galassie nane e collisioni di ammassi. Interazioni dipendenti dalla velocità possono influenzarli diversamente. Campi ultraleggeri introducono effetti ondulatori; buchi neri primordiali sarebbero oggetti gravitazionali compatti anziché nuove particelle elementari. Ogni caso richiede abbondanza e distribuzione di massa specificate: un vincolo in un intervallo non elimina ogni variante e non dimostra altri candidati.

4. Strategie di rivelazione

La rivelazione diretta cerca l'energia trasferita a un nucleo o elettrone. Per un bersaglio di un solo isotopo, lo spettro di rinculo per massa del rivelatore è schematicamente

\frac{d R}{d E _{R}} = \frac{ρ _{χ}}{m _{χ} m _{N}} \int_{v \geq v_{m i n}} d^{3} v f (v) v \frac{d σ _{χ N}}{d E _{R}} .

$ρ_{χ} / m_{χ}$ è la densità numerica locale, $f$ la distribuzione normalizzata delle velocità nel sistema del rivelatore, $m_{N}$ la massa nucleare ed $E_{R}$ l'energia di rinculo. Vanno incluse efficienze, soglie e fondi. Nella diffusione elastica, $E_{R}^{m a x} = 2 μ_{χ N}^{2} v^{2} / m_{N}$ , con $μ_{χ N} = m_{χ} m_{N} / (m_{χ} + m_{N})$ e $c = 1$ . Particelle leggere trasferiscono poca energia a nuclei pesanti: servono basse soglie e bersagli sensibili agli elettroni.

Una curva di esclusione significa che certe masse e certi accoppiamenti prevedono troppi eventi nelle ipotesi adottate; non esclude tutta la materia oscura. Come riferimento storico, l'analisi LZ di 4,2 tonnellate-anno escluse sezioni d'urto WIMP–nucleone indipendenti dallo spin sopra $2.2 \times 1 0^{- 48} c m^{2}$ a $40 GeV / c^{2}$ , al 90% di confidenza nel proprio modello. Questa sezione di diffusione non è la quantità di annichilazione $⟨ σ v ⟩$ dell'equazione di disaccoppiamento.

La rivelazione indiretta cerca fotoni, neutrini o particelle cariche da annichilazione o decadimento. L'intensità di annichilazione scala con l'integrale lungo la linea di vista di $ρ_{χ}^{2}$ ; quella di decadimento con $ρ_{χ}$ . Contano profili di densità e sorgenti astrofisiche ordinarie. L'analisi Fermi-LAT delle galassie nane mostra come una mancata rivelazione limiti stati finali specifici.

I collisori cercano produzione invisibile tramite quantità di moto trasversa mancante, bilanciata da particelle visibili. Anche neutrini ed effetti strumentali producono questa firma. Persino una nuova particella invisibile richiederebbe ulteriori prove di longevità e abbondanza cosmologiche adeguate. Risonatori per assioni, rinculi nucleari e collisioni sondano accoppiamenti differenti; la loro concordanza sarebbe particolarmente informativa. ATLAS (2021).

5. Alternative alla materia oscura

MOND chiede se la relazione tra gravità e barioni cambi a basse accelerazioni. In una formulazione sferica semplice,

μ (a / a_{0}) a = \frac{G M _{b}}{r ^{2}}, μ (x) \to x (x ≪ 1) .

In questo limite, con $a = v_{c}^{2} / r$ , si ottiene $v_{c}^{4} = G M_{b} a_{0}$ . Un'accelerazione caratteristica vicina a $1 0^{- 10} m s^{- 2}$ collega dunque velocità asintotica e massa barionica. La stretta relazione osservata fra accelerazioni barionica e dinamica va spiegata sia dalla gravità modificata sia dalla formazione galattica con materia oscura; si veda lo studio originale.

Questa formula non relativistica, da sola, non descrive né lenti né universo primordiale. Una teoria concorrente necessita di un completamento relativistico e verifiche congiunte su ammassi, fondo cosmico e crescita delle strutture. Viceversa, un buon adattamento cosmologico con materia oscura non spiega automaticamente ogni correlazione galattica. Occorre confrontare modelli completi e incertezze, non una sola curva di rotazione particolarmente riuscita.

6. Stato della ricerca

Verifica: 13 ottobre 2026. Nel quadro gravitazionale standard, le evidenze di massa aggiuntiva che si aggrega sono forti; l'identità microscopica non è stata stabilita. Sarebbe ormai inesatto chiamare ogni analisi sperimentale semplicemente un risultato nullo. Il preprint LZ di settembre 2026 riporta un candidato di rinculo nucleare di circa 248 keV in una finestra energetica estesa, con tensione globale di $2.6 σ$ rispetto al solo fondo dopo la correzione per ricerche multiple; la significatività locale massima è $3.4 σ$ . È un eccesso interessante, non una scoperta né una probabilità che la materia oscura esista. Servono più dati, controllo dei fondi e coerenza indipendente.

La diffusione di neutrini conta già: l'analisi LZ a bassa energia studia i rinculi da neutrini solari insieme alla materia oscura leggera. Il «pavimento dei neutrini» indica minore discriminazione e miglioramento più lento della sensibilità in determinate ricerche, non una barriera assoluta. Informazioni spettrali, temporali, direzionali e bersagli diversi possono aiutare, a seconda del segnale. O’Hare (2021).

Restano aperti il numero di componenti, la loro produzione, le auto-interazioni e quanto delle apparenti tensioni a piccola scala derivi dal gas e dalla retroazione stellare. È utile separare osservazione (spettro, velocità, distorsione), inferenza (massa dato un modello) e ipotesi (particella o campo). Materia oscura non è solo un nome per l'ignoranza; un'abbondanza cosmologica precisa non è però una scoperta di particella.