L’ UNIVERSO INVISIBILE: IL PROBLEMA DELLA MATERIA ED ENERGIA OSCURE

Presentazione sul tema: "L’ UNIVERSO INVISIBILE: IL PROBLEMA DELLA MATERIA ED ENERGIA OSCURE"— Transcript della presentazione:

1 L’ UNIVERSO INVISIBILE: IL PROBLEMA DELLA MATERIA ED ENERGIA OSCURE
INCONTRI DI FISICA, LNF, 9 OTT. 2009 L’ UNIVERSO INVISIBILE: IL PROBLEMA DELLA MATERIA ED ENERGIA OSCURE Antonio Masiero Univ. di Padova e INFN, Padova

2 UNIFICAZIONE delle INTERAZIONI FONDAMENTALI

3 IL MODELLO STANDARD PARTICELLARE

4

5

6

7 WHY TO GO BEYOND THE SM “OBSERVATIONAL” REASONS THEORETICAL REASONS NO
INTRINSIC INCONSISTENCY OF SM AS QFT (spont. broken gauge theory without anomalies) NO ANSWER TO QUESTIONS THAT “WE” CONSIDER “FUNDAMENTAL” QUESTIONS TO BE ANSWERED BY “FUNDAMENTAL” THEORY (hierarchy, unification, flavor) HIGH ENERGY PHYSICS (but AFB……) FCNC, CP NO (but b sqq penguin …) HIGH PRECISION LOW-EN. NO (but (g-2) …) NEUTRINO PHYSICS YE m 0, 0 COSMO - PARTICLE PHYSICS YE (DM, ∆B cosm, INFLAT., DE) Z bb NO NO NO NO YES YES YES

8 INDICAZIONI DI NUOVA FISICA AL DI LA’ DEL MODELLO STANDARD PARTICELLARE
MASSA DEI NEUTRINI ESISTENZA DI MATERIA OSCURA NON COSTITUITA DALLA “SOLITA” MATERIA (protoni, neutroni) ASIMMETRIA COSMICA TRA MATERIA E ANTIMATERIA: ESISTENZA DI UNA NUOVA SORGENTE DI VIOLAZIONE DI CP OLTRE A QUELLA PREVISTA DAL MODELLO STANDARD IMPOSSIBILITA’ NEL MS DI OTTENERE UNA FASE INFLAZIONARIA ( ESPANSIONE ACCELERATA ESPONENZIALMENTE ) NELL’UNIVERSO PRIMORDIALE DOMANDE “FONDAMENTALI” A CUI IL MODELLO STANDARD NON RISPONDE: - UNIFICAZIONE DELLE FORZE FONDAMENTALI - MASSE E MESCOLAMENTI DEI FERMIONI - “STABILITA’” DELLA SCALA DI ENERGIA A CUI I BOSONI W e Z PRENDONO MASSA ( circa 100 GeV)

9 THEORETICAL REASONS TO GO BEYOND THE SM
FLAVOR PUZZLE  RATIONALE FOR FERMION MASSES AND MIXINGS UNIFICATION PROBLEM  NO REAL UNIF. OF ELW.+STRONG INTERACTIONS +GRAVITY LEFT OUT OF THE GAME HIERARCHY PROBLEM(S)  ULTRAVIOLET COMPLETION OF THE SM TO (NATURALLY) STABILIZE THE ELW. BREAKING SCALE + TUNING OF THE COSMOLOGICAL CONSTANT

10 Present “Observational” Evidence for New Physics
NEUTRINO MASSES DARK MATTER MATTER-ANTIMATTER ASYMMETRY INFLATION

11 MICRO MACRO PARTICLE PHYSICS COSMOLOGY HOT BIG BANG STANDARD MODEL
GWS STANDARD MODEL HAPPY MARRIAGE Ex: NUCLEOSYNTHESIS POINTS OF FRICTION BUT ALSO COSMIC MATTER-ANTIMATTER ASYMMETRY INFLATION - DARK MATTER + DARK ENERGY “OBSERVATIONAL” EVIDENCE FOR NEW PHYSICS BEYOND THE (PARTICLE PHYSICS) STANDARD MODEL

12 The Energy Scale from the “Observational” New Physics
neutrino masses dark matter baryogenesis inflation NO NEED FOR THE NP SCALE TO BE CLOSE TO THE ELW. SCALE The Energy Scale from the “Theoretical” New Physics Stabilization of the electroweak symmetry breaking at MW calls for an ULTRAVIOLET COMPLETION of the SM already at the TeV scale CORRECT GRAND UNIFICATION “CALLS” FOR NEW PARTICLES AT THE ELW. SCALE

13 LE “COSTANTI” DI ACCOPPIAMENTO FONDAMENTALI
NON SONO COSTANTI

14

15 DA G.U.T. A SUSY G.U.T. Aggiunta di nuove particelle SUSY partner di quelle ordinarie del Modello Standard ad una scala di massa tra 100 e 1000 GeV

16 Di cosa è fatto l'Universo?

17 EVIDENCE FOR DM

18 MODIFICARE LA GRAVITA’ (MOND)
DM e’ sempre derivata dalle osservazioni assumendo la validita’ della legge standard della gravita’  possibile evitare l’introduzione di DM se modifico la legge di gravita’ su varie scale astronomiche Possibili problemi per CDM Fit di MOND a >100 curve di rotazione galattiche con successo Problemi a riprodurre i dati relativi alla dinamica di clusters: necessita’ di introdurre materia invisibile (neutrini, barioni oscuri) Versione relativistica di MOND ( Tensor-Vector Scalar Th. - TeVeS) + covarianza ( Bekenstein ’04, Sanders ’05) TeVeS : OK per strong lensing, invece necessita di materia invisibile per riprodurre il weak lensing. Barioni oscuri necessari anche per fenomeni quali il Bullet Cluster ( Milgrom ’08)

19 The BULLET CLUSTER: two colliding clusters of galaxies
Stars, galaxies and putative DM behave differently during collision, allowing for them to be studied separately. In MOND the lensing is expected to follow the baryonic matter, i.e. the X-ray gas. However the lensing is strongest in two separated regions near the visible galaxies most of the mass in the cluster pair is in the form of collisionless DM

20 La conoscenza che abbiamo riguarda solo il 4%
dell’Universo il resto è ancora ignoto !!

21 Inventario della materia nell’ Universo
1% Stelle 7% Gas nelle galassie materia barionica 7% Gas materia non barionica 85% Materia Oscura

22

23 Equazione del Campo di Gravitazione
Costante Cosmologica Albert Einstein ( ) Nel 1916 Einstein creò teoria della relatività generale ovvero la moderna teoria della gravitazione che supera e comprende quella newtoniana introducendovi i nuovi concetti di spazio e tempo che egli stesso aveva definiti nella precedente teoria della relatività ristretta. Nel 1917, anch’egli condizionato dal pregiudizio della immutabilità del cosmo, cercò di capire se le sue straordinarie equazioni prevedevano la possibilità della esistenza di un universo statico (insieme di corpi materiali soggetti alla gravità in reciproco equilibrio). La risposta fu negativa sicchè storpiò le proprie equazioni aggiungendovi a mano un termine che chiamò costante cosmologica e che ne rendeva possibile l’esistenza (in seguito definì la costante cosmologica come il più grave errore della sua vita). Di li a poco il pregiudizio crollò. Nel 1922 un giovane matematico russo Aleksandr Friedmann analizzando le equazioni di Einstein senza alcuna correzione a posteriori giunse alle seguenti conclusioni: i) il cosmo nel suo complesso non può essere fermo ed immutabile ma deve essere soggetto ad un moto di espansione globale o contrazione globale ii) se il moto è di espansione globale allora esistono due possibilità. Se la materia è troppo rarefatta la gravità e troppo debole ed il cosmo si espande illimitatamente terminando nella cosiddetta ‘morte termica’. Se la materia è sufficientemente densa allora la gravità è sufficientemente forte da invertire il moto di espansione in un moto di contrazione e l’universo attuale terminerà nel ‘big crunch’ (grande scontro). Friedmann fu anche in grado di calcolare il valore di questa densità critica il cui valore aggiornato corrisponde a circa tre atomi d’idrogeno per ogni m3. Si capisce bene quindi che per conoscere il destino del nostro universo dobbiamo conoscere il valore di questo parametro che risulta pertanto essere fondamentale in cosmologia. I valori più recenti si collocano proprio sulla linea di demarcazione per cui non sappiamo fino a che non saranno disponibili misure più precise quale è il destino finale del cosmo. Dopo pochi anni giungeranno le fondamentali osservazioni di Hubble che servendosi del nuovo telescopio di Monte Wilson resero evidente che l’universo si trova in uno stato di violenta esplosione. LA COSTANTE COSMOLOGICA SORGENTE DELL’ENERGIA OSCURA DELL’UNIVERSO E CAUSA DELLA SUA ESPANSIONE ACCELERATA?

24 Bilancio energetico dell’Universo
? PROBLEMA DELL’ENERGIA DEL VUOTO O DELLA COSTANTE COSMOLOGICA

25 IS THE FINE-TUNING A REAL PROBLEM?
WARNING: THERE EXISTS AN EVEN “LARGER” HIERARCHY OR FINE -TUNING OR NATURALNESS PROBLEM: THE COSMOLOGICAL CONSTANT PROBLEM (“ THE MOTHER” OF ALL NATURALNESS PROBLEMS); SO FAR, WE SIMPLY “ACCEPT” SUCH FINE-TUNING! (OUTRAGEOUS) POSSIBILITY: THE “THEORY OF EVERYTHING” COULD BE UNIQUE, BUT WITH MANY (INFINITE?) VACUA EACH GIVING RISE TO A DIFFERENT UNI-VERSE ( MULTI-VERSE POSSIBILITY). WE CAN LIVE ONLY IN THE VERY RESTRICTED CLASS OF THE “MULTI-VERSE SPACE” WHERE THE “BOUDARY CONDITIONS” ( FOR INSTANCE, THE VALUE OF THE COSMOLOGICAL CONSTANT OR THE SCALE OF THE ELW.SYMMETRY BREAKING AND, HENCE, THE HIGGS MASS) EXHIBIT VALUES ALLOWING FOR THE CORRECT BBN, LSS,… OUR LIFE! ANTHROPIC PRINCIPLE

26 UNI -- VERSO O MULTI -- VERSO
Tutta l’evoluzione dell’Universo (asimmetria tra materia ed antimateria, nucleosintesi, formazione delle galassie, ammassi, etc., sistema solare, vita sulla Terra etc.) dipende in maniera molto stretta dal preciso valore assunto da alcuni parametri fondamentali ( tra questi quello della costante cosmologica): e’ possibile che quello in cui noi siamo sia solo uno dei moltissimi –versi ( MULTI – VERSO) ?

27 DM  NEW PHYSICS BEYOND THE ( PARTICLE PHYSICS ) SM - if Newton is right at scales>size of the Solar System ΩDM = ± * Ωbaryons = ± ** *from CMB ( 5 yrs. of WMAP) + Type I Supernovae + Baryon Acoustic Oscillations (BAO) **CMB + TypeI SN + BAO in agreement with Nucleosynthesis (BBN)

28 LA MATERIA OSCURA E’ QUANTITATIVAMENTE E QUALITATIVAMENTE LA PIU’ IMPRESSIONANTE EVIDENZA DI NUOVA FISICA OLTRE IL MS PARTICELLARE QUANTITATIVE: Taking into account the latest WMAP data which in combination with LSS data provide stringent bounds on DM and B EVIDENCE FOR NON-BARYONIC DM AT MORE THAN 10 STANDARD DEVIATIONS!! THE SM DOES NOT PROVIDE ANY CANDIDATE FOR SUCH NON-BARYONIC DM QUALITATIVE: it is NOT enough to provide a mass to neutrinos to obtain a valid DM candidate; LSS formation requires DM to be COLD NEW PARTICLES NOT INCLUDED IN THE SPECTRUM OF THE FUNDAMENTAL BUILDING BLOCKS OF THE SM !

29 SONO I NEUTRINI LA MATERIA OSCURA? SIC TRANSIT GLORIA MUNDI
Massive neutrinos: only candidates in the SM to account for DM. From here the “prejudice” of neutrinos of a few eV to correctly account for DM Neutrinos decouple at ~1 MeV ; being their mass<<decoupling temperature, neutrinos remain relativistic for a long time. Being very fast, they smooth out any possible growth of density fluctuation forbidding the formation of proto-structures. The “weight” of neutrinos in the DM budget is severely limited by the observations disfavoring scenarios where first superlarge structures arise and then galaxies originate from their fragmentation

30 LSS PATTERN AND NEUTRINO MASSES
(E..g., Ma 1996) m = 0 eV m = 1 eV m = 7 eV m = 4 eV

31 Cosmological Bounds on the sum of the masses of the 3 neutrinos from increasingly rich samples of data sets

32 LA MATERIA OSCURA QUALE CHIAVE DI ACCESSO ALLA NUOVA FISICA OLTRE IL MS: PUO’ LA PARTICELLA DI MATERIA OSCURA ESSERE IL PRIMO SEGNALE DELLA NUOVA FISICA ALLA SCALA ELETTRODEBOLE ?

33 THE “WIMP MIRACLE” Bergstrom Tante le possibilita’, ma gli WIMP sono speciali : singolare coincidenza tra param. dei MODELLI STANDARD PART. e COSM. per dare validi candidati di DM proprio alla scala eletttrodebole (TeV)

34 WIMPS (Weakly Interacting Massive Particles)
 # exp(-m/T) # does not change any more #~# m Tdecoupl. typically ~ m /20    depends on particle physics (annih.) and “cosmological” quantities (H, T0, … 10-3  h2_ COSMO – PARTICLE CONSPIRACY ~ <(annih.) V  > TeV2 From T0 MPlanck ~ 2 / M2  h2 in the range to be cosmologically interesting (for DM) m ~ GeV (weak interaction) h2 ~ !!! THERMAL RELICS (WIMP in thermodyn.equilibrium with the plasma until Tdecoupl)

35 HOW TO COPE WITH THE HIERARCHY PROBLEM
LOW-ENERGY SUSY LARGE EXTRA DIMENSIONS DYNAMICAL SYMMETRY BREAKING OF THE ELW. SYMMETRY LANDSCAPE APPROACH (ANTHROPIC PRINCIPLE)

36 STABLE ELW. SCALE WIMPs from PARTICLE PHYSICS
SUSY EXTRA DIM LITTLE HIGGS. 1) ENLARGEMENT OF THE SM (x, ) (x, ji) SM part + new part Anticomm New bosonic to cancel 2 Coord Coord at 1-Loop 2) SELECTION RULE DISCRETE SYMM. STABLE NEW PART. R-PARITY LSP KK-PARITY LKP T-PARITY LTP Neutralino spin 1/ spin spin0 mLSP ~ GeV * 3) FIND REGION (S) PARAM. SPACE WHERE THE “L” NEW PART. IS NEUTRAL + ΩL h2 OK mLKP ~ GeV mLTP ~ GeV * But abandoning gaugino-masss unif Possible to have mLSP down to 7 GeV Bottino, Donato, Fornengo, Scopel

37 SUSY & DM : a successful marriage
Supersymmetrizing the SM does not lead necessarily to a stable SUSY particle to be a DM candidate. However, the mere SUSY version of the SM is known to lead to a too fast p-decay. Hence, necessarily, the SUSY version of the SM has to be supplemented with some additional ( ad hoc?) symmetry to prevent the p-decay catastrophe. Certainly the simplest and maybe also the most attractive solution is to impose the discrete R-parity symmetry MSSM + R PARITY LIGHTEST SUSY PARTICLE (LSP) IS STABLE . The LSP can constitute an interesting DM candidate in several interesting realizations of the MSSM ( i.e., with different SUSY breaking mechanisms including gravity, gaugino, gauge, anomaly mediations, and in various regions of the parameter space).

38 WHO IS THE LSP? In CMSSM: the LSP neutralino is almost entirely a BINO
SUPERGRAVITY ( transmission of the SUSY breaking from the hidden to the obsevable sector occurring via gravitational interactions): best candidate to play the role of LSP: NEUTRALINO ( i.e., the lightest of the four eigenstates of the 4x4 neutralino mass matrix) In CMSSM: the LSP neutralino is almost entirely a BINO

39 WHICH SUSY F = (105 - 106) GeV F = MW MPl MESSENGERS GRAVITY
HIDDEN SECTOR SUSY BREAKING AT SCALE F F = ( ) GeV F = MW MPl GRAVITY MESSENGERS GAUGE INTERACTIONS Mgravitino ~ F/MPl ~ ( ) eV Mgravitino ~ F/MPl ~ ( ) GeV OBSERVABLE SECTOR SM + superpartners MSSM : minimal content of superfields

40 NEUTRALINO LSP IN THE CONSTRAINED MSSSM: A VERY SPECIAL SELECTION IN THE PARAMETER SPACE?
Favored by gµ -2 Favored by DM Excluded: stau LSP Excluded by bsγ Ellis, Olive, Santoso, Spanos

41 After LEP: tuning of the SUSY param
After LEP: tuning of the SUSY param. at the % level to correctly reproduce the DM abundance: NEED FOR A “WELL-TEMPERED” NEUTRALINO

42 MA SIAMO SICURI CHE LA MATERIA OSCURA SIA LEGATA SOLAMENTE A NUOVA FISICA OLTRE IL MODELLO STANDARD PARTICELLARE? LA PIU’ LONTANA INFORMAZIONE ( AFFIDABILE) CHE ABBIAMO SULLE PRIME FASI DELL’UNIVERSO E’ LA NUCLEOSINTESI ( t > 1 sec. dopo il Big Bang) PRIMA DELLA NUCLEOSINTESI L’EVOLUZIONE ( ad es. la velocita’ di espansione) DELL’UNIVERSO POTEVA DIFFERIRE SIGNIFICATIVAMENTE DAL QUADRO DELLA COSMOLOGIA STANDARD DEL BIG BANG CALDO CON PROFONDE IMPLICAZIONI SULL’ABBONDANZA E NATURA DELLA MATERIA OSCURA

43 DM and NON-STANDARD COSMOLOGIES BEFORE NUCLEOSYNTHESIS
NEUTRALINO RELIC DENSITY MAY DIFFER FROM ITS STANDARD VALUE, i.e. the value it gets when the expansion rate of the Universe is what is expected in Standard Cosmology (EX.: SCALAR-TENSOR THEORIES OF GRAVITY, KINATION, EXTRA-DIM. RANDALL-SUNDRUM TYPE II MODEL, ETC.) WIMPS MAY BE “COLDER”, i.e. they may have smaller typical velocities and, hence, they may lead to smaller masses for the first structures which form GELMINI, GONDOLO

44 LARGER WIMP ANNIHILATION CROSS-SECTION IN NON-STANDARD COSMOLOGIES
Having a Universe expansion rate at the WIMP freeze-out larger than in Standard Cosmology possible to provide a DM adequate WIMP population even in the presence of a larger annihilation cross-section ( Catena, Fornengo, A.M., Pietroni) Possible application to increase the present DM annihilation rate to account for the PAMELA results in the DM interpretation (instead of other mechanisms like the Sommerfeld effect or a nearby resonance) El Zant, Khalil, Okada

45 WIMPs: proviamo a “fabbricarli” anche noi !
L’IPOTESI “WIMPS” MATERIA OSCURA COSTITUITA DA PARTICELLE “NUOVE” CON MASSA TRA 100 E 1000 GEV CHE INTERAGISCONO SOLO DEBOLMENTE LHC, ILC (LINEAR COLLIDER ) POSSONO PRODURRE WIMPS WIMPS scappano dal rivelatore “FIRMA” DELL’HIGGS: ENERGIA MANCANTE DALLA MISURA DI MATERIA OSCURA POSSO RISALIRE A QUANTO GLI WIMPS INTERAGISCANO CON LA MATERIA ORDINARIA E QUINDI PREDIRE LA QUANTITA’ DI WIMPS CHE PRODURRO’ A LHC O A ILC

46 PREDICTION OF Ω DM FROM LHC AND ILC FOR TWO DIFFERENT SUSY PARAMETER SETS
BALTZ, BATTAGLIA, PESKIN, WIZANSKY

47 HUNTING FOR DARK MATTER
INDIRECT DM SEARCHES DIRECT DM SEARCHES

48

49

50 Neutralino-nucleon scattering cross sections along the WMAP-allowed coannihilation strip for tanbeta=10 and coannihilation/funnel strip for tanbeta=50 using the hadronic parameters ELLIS, OLIVE, SAVAGE Ellis, Olive, Sandick LHC Sensitivity

51 PROSPECTS FOR DISCOVERING THE CMSSM AT THE LHC IN LIGHT OF WMAP
RED: FULL SAMPLE OF CMMS MODELS BLUE: POINTS COMPATIBLE WITH WMAP GREEN: POINTS ACCESSIBLE TO LHC YELLOW: POINTS ACCESSIBLE TO PRESENT DIRECT DM SEARCHES Ellis et al.

52 “VENTO DI MATERIA OSCURA “ VARIA A SECONDA DELLA VELOCITA’ DELLA TERRA
MODULAZIONE DEL SEGNALE DI INTERAZIONE TRA MATERIA OSCURA E NUCLEI-BERSAGLIO “VENTO DI MATERIA OSCURA “ VARIA A SECONDA DELLA VELOCITA’ DELLA TERRA

53

54

55 DM INDIRECT DETECTION

56 RICERCA INDIRETTA DI MATERIA OSCURA
ANNICHILAZIONE WIMP-ANTIWIMP RILEVANTI PRODOTTI DELL’ANNICHILAZIONE : I) FOTONI AD ALTA ENERGIA II) NEUTRINI AD ALTA ENERGIA III) ANTIMATERIA I) ASTRONOMIA GAMMA: telescopi a terra ( es. MAGIC alle Canarie o ARGO in Tibet ) o nello spazio ( es. AGILE e FERMI) II) TELESCOPI DI NEUTRINI: sotto il ghiaccio del polo (AMANDA), o sotto il mare ( ANTARES, Marsiglia, in futuro NEMO, Capo Passero, Sicilia) III) ANTIMATERIA: ricerche di eccessi di antiprotoni o positroni in esperimenti spaziali (PAMELA su razzo russo, AMS sulla ISS)

57 INDIRECT SEARCHES OF DM
WIMPs collected inside celestial bodies ( Earth, Sun): their annihilations produce energetic neutrinos WIMPs in the DM halo: WIMP annihilations can take place ( in particular, their rate can be enhanced with there exists a CLUMPY distribution of DM as computer simulations of the DM distribution in the galaxies seem to suggest. From the WIMP annihilation: -- energetic neutrinos ( under-ice, under-water exps Amanda, Antares, Nemo, Nestor, …) --photons in tens of GeV range ( gamma astronomy on ground Magic, Hess, … or in space Agile, Glast…) --antimatter: look for an excess of antimatter w.r.t. what is expected in cosmic rays ( space exps. Pamela, AMS, …)

58

59 PAMELA excess: October 2008, stimulated enormous
theoretical activity; note: statistical errors only! Fermi: feature observed by ATIC not confirmed Strumia EPS09

60 Pulsars: Fermi & PAMELA
pulsar parameters “randomly” varied! Grasso et al

61 SUSY WIMP piuttosto pesanti m> 1 TeV
Strumia EPS09 Necessario innalzare la sezione d’uro di annichilazione OGGI rispetto a quella presente quando gli WIMP si sono disaccoppiati nel primo Universo SUSY WIMP piuttosto pesanti m> 1 TeV

62 THE “WHY NOW” PROBLEM

63 DM DE DO THEY “KNOW” EACH OTHER?
DIRECT INTERACTION  (quintessence) WITH DARK MATTER DANGER: Very LIGHT m ~ H0-1 ~ eV Threat of violation of the equivalence principle constancy of the fundamental “constants”,… INFLUENCE OF  ON THE NATURE AND THE ABUNDANCE OF CDM  COMPONENTE SCALARE DELLA GRAVITA’ IN AGGIUNTA ALLA SOLITA COMPONENTE TENSORIALE? Modifications of the standard picture of WIMPs FREEZE - OUT CATENA, FORNENGO, A.M., PIETRONI, SCHELKE CDM CANDIDATES

64 S. Katsanevas ASPERA

65 I L C TEVATRON LHC DM - FLAVOR for DISCOVERY and/or FUND. TH.
RECONSTRUCTION A MAJOR LEAP AHEAD IS NEEDED NEW PHYSICS AT THE ELW SCALE DARK MATTER "LOW ENERGY" PRECISION PHYSICS m n … LINKED TO COSMOLOGICAL EVOLUTION FCNC, CP ≠, (g-2), ()0 LFV Possible interplay with dynamical DE LEPTOGENESIS NEUTRINO PHYSICS

66 MICRO MACRO MODELLO STANDARD COSMOLOGICO: MODELLO STANDARD PARTICELLARE: COSTITUENTI E INTERAZIONI FONDAMENTALI HOT BIG BANG MATRIMONIO FELICE ES: NUCLEOSINTESI PUNTI DI ATTRITO MA ANCHE MATERIA ED ENERGIA OSCURA LHC  UNA ECCEZIONALE FINESTRA PER ESPLORARE L’UNIVERSO E LA SUA ORIGINE