Risultati applicati ai modelli CDM e HDM

Vediamo ora i risultati ottenuti con l'uso di codici a N-corpi per due particolari teorie, i modelli CDM e HDM, e grazie ai quali l'uso di tali codici si dimostra sempre più indispensabile per l'interpretazione dei risultati ottenuti dalla cosmologia osservativa.

La prima serie di simulazioni a N-corpi per esaminare l'evoluzione non lineare dell'Universo CDM furono condotte da Frenk, White, Davis e Efstathiou nel 1988. Nelle prime simulazioni Frenk e collaboratori considerarono un insieme di modelli con $\Omega \le 1$. Il principale risultato di questo studio venne proprio dall'analisi della funzione di correlazione a due punti della distribuzione di massa ottenuta dalle simulazioni: l'ipotesi che le galassie tracciassero la distribuzione di massa doveva essere abbandonata per poter spiegare i dati. L'ipotesi, che deriva dalle simulazioni, è che le galassie si formino più velocemente nelle regioni ad alta densità cioè all'interno di picchi di densità della distribuzione di materia oscura. Molti sforzi si sono prodotti nel tentativo di realizzare nella realtà una formazione galattica distorta ma ancora senza effettivi successi, anche perché se i parametri modulabili sono molti, le richieste derivanti dalle osservazioni sono ancora maggiori.

Attualmente il modello CDM è stato messo in crisi dalle ultime ``redshift surveys'' che hanno misurato uno spettro di potenza su larga scala più elevato di quello predetto dalla teoria. Sembra che queste osservazioni escludano la possibilità che sia $\Omega = 1$ con un valore accettabile di h se il parametro di ``bias'' è costante in tutto l'Universo. Poiché il valore della costante di Hubble è definito in un intervallo preciso, la soluzione di questa difficoltà deve risiedere nella modifica delle altre due assunzioni. Cambiare la costante di distorsione in una funzione dipendente dal parametro di scala sembrerebbe risolvere il problema semplicemente ma un tale passo richiede una giustificazione fisica di tale meccanismo, che altrimenti distruggerebbe il valore predittivo della teoria.

L'alternativa è quella di considerare modelli con $\Omega<1$, o di costruire meccanismi che aumentino lo spettro su larga scala. La prima idea viene in genere realizzata invocando una costante cosmologica ( $\Omega_{vuoto}\approx 0.8$) e $\Omega_{DM}\approx 0.2$. La seconda può essere implementata modificando il potenziale inflazionario. Tutte queste alternative richiedono tuttavia valori molto speciali dei parametri cosmologici (problema del ``fine tuning'') e soprattutto il rischio, costante nei modelli con molti parametri modulabili, di costruire un modello ad hoc di Universo valido solo fino alla prossima osservazione.

Vediamo ora i risultati ottenuti dalle simulazioni del modello HDM. L'originale popolarità di questo modello era dovuta al fatto che il candidato per la materia oscura calda era conosciuto, il neutrino. Le simulazioni a N-corpi hanno mostrato alcuni problemi nello spiegare le osservazioni che hanno portato quasi ad un completo abbandono del modello. Il principale problema del modello HDM è la predizione ferrea di tale teoria di uno scenario di tipo ``top-down''. Le galassie si possono formare solo per frammentazione di strutture già collassate di dimensioni caratteristiche pari a quelle di un ammasso. Le osservazioni invece mostrano in maniera inequivocabile che le strutture degli ammassi sono dinamicamente più giovani delle galassie.

Un altro problema del modello HDM è stato evidenziato da White et al. [White et al., 1983]. Le simulazioni producono ammassi molto massivi a redshift $z\approx (2-3)$. Ammassi di questa sorta sono scononosciuti ad oggi, così come la caratteristica emissione X che dovrebbero avere (circa 10⁴⁶ergs^-1) e l'elevata tempertura del gas (circa 45 keV).

Tutti questi argomenti hanno sostanzialmente escluso la possibilità di descrivere l'Universo con un modello HDM e per questo tale modello non sarà contemplato nell'analisi del prossimo capitolo.