Ricerca di assioni tramite l’osservatorio CTA

Il CTA può anche essere usato per la ricerca di particelle di Materia Oscura sotto forma di assioni, dal momento che la teoria ci dice che essi possono convertirsi in fotoni se un forte campo magnetico è presente nel loro tragitto. Le probabilità di ottenere una conversione di un fotone in un assione e vice versa, può essere espressa come:

P₀= ¹ 1+E_crit E_γ 2sin²          Bs 2M s 1+ ^Ecrit E_γ !2^         (4.11) dove E_γ è l’energia del fotone, s è la lunghezza della regione dove il campo magnetico co-stante è presente, B è il campo magnetico e M è l’inverso della coco-stante di accoppiamento. L’energia caratteristica può essere scritta come:

Ecrit ≡ m²M 2B , Ecrit(GeV) ≡ ^m 2 µeVM11 0.4BG , mµeV ≡ m µeV ^{, M}11≡ M 1011GeV, BG≡ B Gauss (4.12) dove m è la massa particellare dell’assione:

m² = |m2 a−ω2 pl| ωpl = 0.37 × 10−4µeV r ne cm−3 (4.13) con ωpl frequenza del plasma e ne densità elettronica.

Uno schema con una conversione da una particella assione in un fotone può essere visto nella figura (4.18).

Durante l’attraversamento nel campo magnetico intergalattico IGMF, l’assione o il fo-tone possono effettuare una conversione, ed il flusso di fotoni risultante può essere attenuato o aumentato. Le particelle ALP (axion like particle) coinvolte, per essere viste, devono es-sere ultra leggere, perchè l’intensità del IGMF è più debole che alla sorgente, come ordine di grandezza dei nG rispetto ai G, quindi conseguentemente l’energia con cui il fotone o assione effettua la conversione in questo caso è di molti ordini di magnitudine più grande di quella con cui la conversione può avvenire nelle vicinanze della sorgente o nella sorgente stessa.

Figura 4.18: In questa figura possiamo vedere uno schema in cui si convertono le particelle simil-assioni in fotoni e vice versa. La particella assione è descritta con a mentre il fotone con γ. Possiamo vedere nella prima linea un fotone che si converte in un assione, il quale si riconverte in un fotone nuovamente mentre attraversa il campo magnetico intergalattico IGMF. Nella seconda linea abbiamo un fotone che cambia in un assione mentre viaggia dentro all’IGMF. Nella terza linea un fotone cambia in un assione nella sorgente e raggiun-ge indisturbato la terra. Nella quarta linea il fotone può raggiunraggiun-gere la terra dalla sorraggiun-gente senza conversioni. Nella quinta linea un fotone cambia in un assione nella sorgente, l’as-sione cambia in un fotone mentre attraversa l’IGMF. Nella sesta linea un fotone interagisce con la luce di background extragalattico - EBL e crea una produzione di coppie.

Per studiare quantitativamente gli effetti della conversione fotone - assione su scala co-smologica può tornare utile definire un fattore di boost per gli assioni considerando l’inten-sità dei fotoni totale. Il fattore di boost degli assioni può essere calcolato come differenza tra l’intensità dei fotoni predetta senza includere le particelle ALP (axion like particle) e l’intensità calcolata includendo le particelle ALP. Il fattore di boost degli assioni può esse-re utile per studiaesse-re queste conversioni in considerazione dell’intensità di fotoni totale, ma questo boost può verificarsi in un intervallo di energie dove abbiamo la presenza della luce di background extragalattico EBL, che attenua il flusso di fotoni. Se questo EBL effettua un assorbimento moderato, si teorizza che il CTA in futuro può avere un rilevamento per le particelle ALP con un energia intermedia, dai 100 GeV a qualche TeV per esempio.

Questa parte è stata elaborata riferendosi principalmente a: Actis et al. (2011), Doro et al. (2013).

Conclusioni

In questa tesi abbiamo riportato uno studio generale sul problema ancora presente della massa mancante intesa dal modello cosmologico standardΛCDM come Materia Oscura. La sua presenza è necessaria per spiegare ad esempio l’andamento costante della curva di rotazione a grandi raggi delle galassie quando ci si aspetterebbe un calo della velocità di rotazione delle stelle a grandi raggi con un andamento √¹

r. Viene usata anche per spiegare l’elevato rapporto massa/ luminosità che si può osservare nelle galassie e negli ammassi di galassie, oltre che a partecipare gravitazionalmente nell’origine delle anisotropie presenti nel fondo cosmico a microonde CMB.

Vari candidati di Materia Oscura particellare sono stati accennati. I migliori candidati al momento sono gli assioni ed i neutralini, su cui la comunutà scientifica sta investigando ed investigherà grazie ad esperimenti come XENON1T, il telescopio Cherenkov MAGIC ed il futuro CTA, o il telescopio ad assioni IAXO.

Contemporaneamente altre teorie alternative sono state proposte per spiegare le osser-vazioni fatte come ad esempio la MOND, che usa una versione modificata della dinamica Newtoniana e della relatività generale. La teoria MOND riesce a descrivere in maniera soddisfacente alcuni argomenti che contraddicono il modello cosmologico standard, come ad esempio con il teorema duale delle galassie nane, in cui si ipotizza che tutte le galassie nane siano di origine mareale e non contengano Materia Oscura visto che anche le galassie mareali TDG si trovano descritte dalla relazione di Tully Fisher barionica.

Le versioni più semplici e non relativistiche riescono a descrivere marginalmente le strutture sotto esame, fallendo però quando il modello viene esteso a scale più grandi o più piccole.

Al momento, mentre la teoria MOND viene corretta e sviluppata, esperimenti come LCH, XENON1T, AMS-02, IAXO ed il futuro telescopio Cherenkov CTA hanno tut-te le cartut-te in regola per scoprire un eventuale candidato particellare di Matut-teria Oscura e confermare così il modello cosmologico standard.

Appendice A