Appunti scritti da : Tiziano Niglio QUESITI, capitolo 9, L`universo

Appunti scritti da : Tiziano Niglio
QUESITI, capitolo 9, L’universo Vicino
DESCRIVI LA STRUTTURA DELLA GALASSIA, MOSTRANDONE I PRINCIPALI ELEMENTI.
La nostra è una comune galassia, popolata da circa 200 miliardi di stelle. Di essa possiamo distinguere: il disco galattico e
l’alone galattico. Il primo ha un diametro di 100.000 a.l., uno spessore medio di 1.000 a.l. ed è formato da stelle, gas e
polveri. Le stelle più giovani dette Popolazione I sono concentrate nei bracci di spirale. Il rigonfiamento galattico è la zona
centrale, ha uno spessore di circa 15.000 a.l. ed è popolato da stelle vecchie, dette Popolazione II. L’alone galattico invece
è una regione sferica avente circa il diametro del disco, è caratterizzato da gas, stelle isolate e densi ammassi di stelle
vecchie.
CHE COS’È IL RIGONFIAMENTO GALATTICO?
Il rigonfiamento galattico è la zona centrale, ha uno spessore di circa 15.000 a.l. ed è popolato da stelle vecchie, dette
Popolazione II
QUANTI ANNI IMPIEGA IL SOLE A COMPIERE UN GIRO COMPLETO ATTORNO AL CENTRO GALATTICO? COME SI CHIAMA
TALE PERIODO?
L’anno cosmico dura circa 250 milioni di anni ed è il periodo in cui il nostro sistema solare compie una rotazione
completa attorno al centro della galassia. Il nostro sistema si trova sul braccio di Orione.
CHE COSA SI INTENDE CON IL TERMINE CLASSIFICAZIONE SPETTRALE?
La classificazione spettrale fu una colossale catalogazione di oltre 350.000 stelle, in base allo spettro, la cosiddetta
Classificazione di Harvard, portata avanti da Annie Cannon. Essa prevede la suddivisione in 7 classi spettrali.
ILLUSTRA COME È STATO POSSIBILE COMPRENDERE QUALI SONO GLI ELEMENTI CHIMICI CHE COMPONGONO LE STELLE.
È stato possibile grazie al legame righe-temperatura, ottenuto nello spettro della stella.
CHE COS’ È IL DIAGRAMMA H-R? QUALI SONO LE GRANDEZZE CHE VENGONO POSTE IN RELAZIONE?
È la rappresentazione grafica della relazione fra il tipo spettrale (o temperatura superficiale) e la luminosità ( o
magnitudine assoluta) delle stelle.
DESCRIVI SINTETICAMENTE LE PRINCIPALI “ZONE” IN CUI TROVIAMO STELLE SUL DIAGRAMMA H-R
Le stelle non sono distribuite omogeneamente sul diagramma H-R. La sequenza principale è la fascia che attraversa in
diagonale tutto il diagramma ed è popolata dalla maggior parte delle stelle che vediamo in cielo. In basso a destra si
trovano quelle a bassa temperatura e bassa luminosità, come le nane rosse. In alto a sinistra troviamo invece quelle
molto calde ed estremamente luminose.
PERCHÈ SE LA MASSA DI UNA PROTOSTELLA È INFERIORE A 0,08 NON SI INNESCA LA FUSIONE DELL’IDROGENO?
Perché la temperatura non raggiunge il livello necessario e la stella mancata si spegne lentamente.
COME POSSIAMO DEFINIRE UNA STELLA?
La stella è un ammasso di materia interstellare nella quale avvengono reazioni nucleari
ILLUSTRA, UTILIZZANDO AL MASSIMO 10 RIGHE, LE CARATTERISTICHE DELLA CLASSIFICAZIONE DI HARVARD.
La classificazione di Harvard prevede la suddivisione in 7 classi spettrali in ordine decrescente di temperatura, indicate
dalle lettere: O, B, A, F, G, K, M. Lo sfondo continuo dello spettro è dovuto alla superficie della stella mentre le righe in
assorbimento sono dovute all’atmosfera stellare. Vi fu poi un ulteriore affinamento della classificazione dividendo
ognuna delle 7 classi in 10 sottoclassi numerate da 0 a 9, ottenendo così ben 70 classi spettrali.
QUAL È L’AMBITO DI VARIABILITA’ DELLA MASSA DELLE STELLE?
Le stelle hanno massa compresa fra le 0,08 masse solari e le 120 masse solari. Essa è misurabile attraverso le leggi di
Newton solo quando è presente un secondo copro in interazione gravitazionale con la stella. In caso contrario la misura
della massa è possibile solo determinando prima altri parametri
QUAL È L’AMBITO DI VARIABILITA’ DELLA LUMINOSITA’ DELLE STELLE?
Le stelle possono avere luminosità intrinseca molto diverse fra loro: da 10-5 a 105 (luminosità del sole).
CHE COSA SI INTENDE CON MAGNITUDINE ASSOLUTA DI UNA STELLA?
È la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse ad una distanza di 10 pc supponendo nullo l’assorbimento
dello spazio interstellare.
ILLUSTRA, UTILIZZANDO AL MASSIMO 10 RIGHE, IL METODO DELLA PARALLASSE SPETTROSCOPICA PER LA MISURA
DELLE DISTANZE.
Hertzsprung e Russel hanno costruito il diagramma H-R perché erano note le distanze di un certo numero di stelle, che
non poteva però essere elevato, in quanto il metodo della parallasse trigonometrica permetteva di considerare stelle
fino a 300 a.l. Grazie alla relazione fra la classe spettrale e la magnitudine per le stelle di cui sono note le distanze, per un
principio di uniformità, venne esteso anche alle stelle con distanze sconosciute. In questo modo poterono risalire alla
classe spettrale e alla magnitudine assoluta e quindi, alla distanza. Tale metodo è detto della parallasse spettroscopica di
stelle fino a 1 Mpc.
QUAL È LA DIFFERENZA FRA I TERMINI CLASSE SPETTRALE E TIPO SPETTRALE?
Il tipo spettrale è la caratteristica comune alle stelle che appartengono alla stessa classe spettrale, che è ognuna delle 7
divisioni della classificazione di Harvard.
SPIEGA IL PERCHÉ DI UNA SEQUENZA COSÌ STRANA DI LETTERE PER LE DIVERSI CLASSI SPETTRALI DELLA
CLASSIFICAZIONE DI HARVARD.
DESCRIVI, UTILIZZANDO AL MASSIMO 6 RIGHE, LE FASI RIGUARDANTI LA NASCITA DI UNA STELLA.
Prendiamo in considerazione una nebulosa, ovvero una nube di gas e polveri, nello spazio interstellare. Tale nebulosa è
soggetta a due forze contrastanti: quella gravitazionale e quella di pressione. Se la nube è abbastanza fredda la forza
gravitazionale ha il sopravvento su quella di pressione e iniziano i collassi gravitazionali. I centri di aggregazione
all'interno delle nebulose, detti globuli di Bok, si formano a migliaia. Durante un periodo di circa 100.000 anni il globulo
continua a contrarsi aumentando la temperatura al suo interno: quando le dimensioni sono di circa 100 UA e la
temperatura raggiunge i 10.000 K inizia la fase della Protostella, fase nella quale non si sono ancora innescate le reazioni
nucleari. La parte centrale della protostella gira inarrestabilmente attorno a se stessa. Vi sono ora due possibilità: la nana
bruna, nel caso in cui la protostella non superasse le 0,08 masse solari, e l'evoluzione nella vera e propria stella che si
accende quando il nucleo raggiunge i 10 milioni di gradi. Essa appare ora circondata dalla nebulosa a riflessione.
PERCHÉ ALL'INIZIO DELLA SUA VITA, UNA STELLA NON É ANCORA VISIBILE?
A causa della nebulosa a riflessione che che riflette o diffonde la luce delle stelle circostanti.
LA SUPERNOVA È UN OGGETTO CELESTE O UN FENOMENO? QUALI SONO LE CONDIZIONI PERCHÉ SI ABBIA UNA
ESPLOSIONE DI SUPERNOVA? QUALI TIPI ESISTONO? PERCHÉ LE SUPERNOVE SONO IMPORTANTI IN ASTROFISICA, CHE
COSA HANNO DI CARATTERISTICO CHE PERMETTE DI MISURARE DISTANZE? DESCRIVI SINTETICAMENTE LE FASI FINALI DI
UNA STELLA CHE TERMINA LA PROPRIA EVOLUZIONE CON UN’ESPLOSIONE DI SUPERNOVA
La supernova è un fenomeno celeste. Perché si abbia un'esplosione di supernova, vi è la necessità che ci siano
elevatissime pressioni e temperature, cosicché si inneschi un momentaneo processo di fissione del ferro che assorbe
energia dall'ambiente circostante. Esse sono molto importanti in astrofisica poiché, raggiungendo una luminosità
massima di poco inferiore al miliardo di volte quella del sole, può aiutarci nel determinare delle distanze notevoli
all'interno dello spazio interstellare. La supernova è il risultato dell'esaurimento dell'idrogeno nel nucleo, con la
consequenziale perdita di stabilità da parte della stella. Se la stella ha massa inferiore alle 8 masse solari, ne rimarrà solo
un piccolo nucleo, molto caldo, che prenderà il nome di nana bianca, la quale si spegnerà lentamente. Se la massa della
stella supera le 8 masse solari, avverrà il fenomeno catastrofico della supernova di tipo II.
CHE COS’È UNA NEBULOSA? DESCRIVI SINTETICAMENTE I TIPI CHE CONOSCI.
PERCHÉ IL COLLASSO GRAVITAZIONALE DI UNA NUBE DI GAS PORTA ALL’INNALZAMENTO DELLA TEMPERATURA?
QUALE TEMPERATURA (IN KELVIN) DEVE ESSERE RAGGIUNTA PERCHÉ SI INNESCHI LA FUSIONE DELL’IDROGENO NEL
NUCLEO DELLA STELLA? E IN GRADI CELSIUS?
COME POSSONO EMETTERE LUCE LE NEBULOSE A EMISSIONE?
ILLUSTRA, AIUTANDOTI CON CARTA E MATITA, IL CICLO CARBONIO-AZOTO-OSSIGENO.
CHE COS’È UNA NANA BIANCA? DOVE SI COLLOCA NEL DIAGRAMMA H-R?
È il nocciolo molto denso, composto principalmente di carbonio, risultato dalla contrazione del nucleo di una stella. Nel
diagramma H-R si colloca in basso a sinistra.
QUAL È IL LIMITE SUPERIORE PER IL NUCLEO DI UNA STELLA AFFINCHÈ QUESTA POSSA EVOLVERE IN UNA NANA BIANCA?
Per avere una nana bianca è necessario che la massa della stella non deve superare le 8 masse solari.
SE LA MASSA DEL NUCLEO DI UNA STELLA SUPERA IL LIMITE DI CHANDRASEKHAR, COME PUO’ EVOLVERE LA STELLA?
Se la massa del nucleo supera le 1,44 masse solari, la pressione degenere non è più in grado di arrestare il collasso finale
della stella, causando la nascita di una stella di protoni.
ILLUSTRA, UTILIZZANDO AL MASSIMO 6 RIGHE, UN’ESPLOSIONE DI SUPERNOVA DI TIPO II.
CHE COS’È UNA STELLA DI NEUTRONI? QUAL È LA SUA DENSITA’ MEDIA?
È un oggetto piccolo ed estremamente denso in cui gli elettroni, costretti dalla enorme pressione, sono fusi ai protoni
generando un corpo avente una densità paragonabile a quella di un nucleo atomico, che può quindi arrivare anche ai
100 milioni di tonnellate per cm3
ILLUSTRA IL COMPORTAMENTO DI UNA PULSAR.
Una pulsar è una radiosorgente costituita da una stella di neutroni in rapida rotazione.
CHE COS’È UN BUCO NERO?
È un corpo con un campo gravitazionale così intenso che la velocità di fuga supera la velocità della luce.
QUALI TIPI DI STELLE VARIABILI CONOSCI?
Esistono le variabili pulsanti, le variabili a eclisse e le variabili cataclismiche che a loro volta si classificano in novae nane,
novae e supernovae di tipo 1a
TUTTE LE STELLE VARIABILI HANNO UN PERIODO?
LA MASSA È UNO DEI PARAMETRI FONDAMENTALI DELL’EVOLUZIONE DI UNA STELLA. SAPRESTI INDIVIDUARE ALCUNE
FASI EVOLUTIVE DELLA STELLA CHE HANNO UNA STRETTA RELAZIONE CON LA MASSA? DESCRIVILE SINTETICAMENTE,
RIFERENDOTI ANCHE AL DIAGRAMMA H-R.
LE NEBULOSE PLANTERARIE SI FORMANO IN SEGUITO A EVENTI CATASTROFICI CHE RIGUARDANO LE STELLE?
DESCRIVI LE FASI FINALI DELL’EVOLUZIONE DI UNA STELLA DESTINATA A GENERARE UNA NEBULOSA PLANETARIA.
QUESITI, capitolo 10, L'universo Lontano
SPIEGA PERCHÈ, INIZIALMENTE, LE DIMENSIONI DELLA GALASSIA ERANO STATE SOVRASTIMATE.
Perché non era ancora stata teorizzata l'esistenza del mezzo interstellare.
ILLUSTRA I PRINCIPALI METODI UTILIZZATI PER LA DETERMINAZIONI DI DISTANZE, PRIMA DELLA FORMULAZIONE DELLA
LEGGE DI HUBBLE.
Prima della formulazione della legge di Hubble si usavano metodi alternativi per la determinazione di distanze: la
parallasse trigonometrica, basata appunto sulla trigonometria e avente le UA come unità di misura, poteva raggiungere
distanze di 102 a.l., mentre la parallasse spettroscopica si basava sul confronto fra le magnitudini apparenti e assolute,
sfruttando il diagramma H-R. Quest'ultimo metodo permetteva la determinazione di distanze fino a 106 a.l. Il metodo
delle variabili cefeidi si basava sulla legge che pone in relazione periodo e luminosità delle variabili, con un range di
distanza tra 102 e 107 a.l. Il più avanzato metodo di misurazione precedente alla legge di Hubble era quello che,
confrontando la magnitudine assoluta massima con quella apparente, permetteva di determinare distanze ben oltre la
Galassia: il cosiddetto metodo Novae e Supernovae, con un range da un milione a un miliardo di a.l.
IN QUALE CATEGORIA DI GALASSIA RIENTRA QUELLA RAPPRESENTATA?
La galassia rappresentata rientra nella categoria delle galassie irregolari.
QUALI SONO GLI ORDINI DI GRANDEZZA DELLE DISTANZE MASSIME DETERMINABILI CON I DIVERSI METODI?
Parallasse trigonometrica: 102 a.l.
Parallasse spettroscopica: fino a 106 a.l.
Variabili Cefeidi: tra 102 e 107 a.l.
Novae e Supernovae: da 106 a 109 a.l.
Hubble: da 108 a 1010
CHE COS'È IL MEZZO INTERSTELLARE? QUAL È LA SUA DENSITA' MEDIA?
È il materiale che si trova fra le stelle, formato per il 99% da gas, e per l'1% da polveri. La sua densità media è di circa 1
particella per cm3
PER VEDERE ATTRAVERSO LE NUBI DI MATERIALE INTESTELLARE IN QUALE BANDA È OPPORTUNO OSSERVARE?
Attraverso la banda radio, ad una lunghezza d'onda di 21 cm
COME SI È ARRIVATI A IPOTIZZARE L'ESISTENZA DELLA MATERIA OSCURA?
Era necessario ipotizzare l'esistenza di una materia che sfugge all'osservazione, in grado di incrementare la forza
gravitazionale.
ILLUSTRA, UTILIZZANDO AL MASSIMO 6 RIGHE, COME HUBBLE RIUSCÌ A DIMOSTRARE CHE LA VIA LATTEA È SOLO UNA
FRA LE TANTE GALASSIE.
Grazie all'utilizzo di un potente telescopio, costruito da Hale a Mount Wilson, riuscì nel 1924 a scoprire più di 30 cefeidi
all'interno di quella che si riteneva essere la nebulosa di Andromeda. La determinazione della distanza di tale nebulosa
pose fine al dibattito in vigore da ormai parecchio tempo: con i suoi oltre 2 milioni di a.l. Di distanza rispetto alla nostra
galassia, la galassia di Andromeda poteva essere ritenuta “esterna” dalla Via Lattea, che cessò così di essere considerata
l'universo, ma una galassia fra le tante, sparse nello spazio come universi isole.
A QUALE DISTANZA DA NOI SI TROVA LA GALASSIA DI ANDROMEDA?
A circa 2 milioni di a.l.
COME SONO STATE CLASSIFICATE LE GALASSIE?
Sono state ideate diverse classificazioni. La più famosa è quella che riguarda gli aspetti morfologici delle galassie,
dividendole in galassie irregolari, che rappresentano il 10% delle totali galassie, galassie a spirale, che invece sono ben
l'80% e le galassie ellittiche, le quali sono la maggioranza all'interno degli ammassi, ma in minoranza al di fuori di essi.
C'È UN LEGAME STRETTO FRA I TIPI DI GALASSIE E LA LORO EVOLUZIONE?
Le galassie irregolari sembrano essere galassie all'inizio del loro processo evolutivo, a causa del loro alto contenuto di gas
interstellare. Le galassie a spirale invece sembrano essere uno step intermedio rispetto a quelle ellittiche, che sono
considerate essere il risultato dell'aggregazione di galassie più piccole.
QUAL È L'ORDINE DI GRANDEZZA DELLE DIMENSIONI DI UNA GALASSIA IRREGOLARE? E DI UNA GALASSIA ELLITTICA?
Una galassia irregolare ha un ordine di grandezza di 1010 masse solari, con dimensioni fino ai 25.000 a.l., mentre le
galassie ellittiche, le quali possono contenere dai 109 ai 1011 masse solari, hanno diametro compreso tra i 10.000 a.l. E i
300.000 a.l.
POSSIAMO AFFERMARE CHE, DATO CHE L'UNIVERSO È IN ESPANSIONE, NON È POSSIBILE CHE DUE GALASSIE SIANO IN
AVVICINAMENTO?
Si, poiché, considerando l'universo come una superficie sferica, l'espansione di tale superficie porterebbe ad un costante
allontanamento anche dei punti su di essa situati.
CHE COSA SUCCEDERA' QUANDO LA GALASSIA DI ANDROMEDA INCONTRERA' LA VIA LATTEA? DESCRIVI BREVEMENTE LE
FASI.
Esse si uniranno e andranno a formare una grande galassia ellittica. Se potessimo assistere a tale procedimento,
assisteremmo a un graduale aumento delle dimensioni della galassia a noi vicina, dal nostro punto di vista, fino a che
diventerà del tutto simile a ciò che noi già oggi possiamo osservare nel cielo buio.
CHE COS'È IL GRUPPO LOCALE? QUALI SONO LE SUE DIMENSIONI?
Il gruppo Locale è un piccolo ammasso formato da 36 galassie, ed ha un diametro di circa 3 milioni di a.l.
QUAL È LA MASSA DEL GRUPPO LOCALE, ESPRESSA IN MASSE SOLARI?
Esso ha massa solare di 2*1012
FINO A QUALE ORDINE DI GRANDEZZA È POSSIBILE UTILIZZARE LE CEFEIDI PER LA DETERMINAZIONE DELLE DISTANZE?
Fino a 107 a.l.
CHE COS'È UN SUPERAMMASSO? QUAL È L'ORDINE DI GRANDEZZA DELLA SUA DIMENSIONE?
I superammassi sono aggregazioni di ammassi di galassie ed hanno dimensione nell'ordine delle decine di milioni di a.l.
QUALI TIPI DI AGN CONOSCI? PER QUALE PECULIARITA' ESSI SI DISTINGUONO DALLE ALTRE GALASSIE?
Gli AGN si distinguono rispetto alle altre galassie a causa del fatto che il loro nucleo ha un'emissione di energia molto
superiore a quella resa possibile con gli usuali processi di fusione nucleare nelle stelle.
Conosciamo le galassie Seyert, che hanno nucleo piccolo, molto luminoso con forti righe in emissione nel visibile; le
radiogalassie che hanno un'anomala emissione di onde radio molto maggiore dell'emissione nel resto dello spettro
elettromagnetico; i quasar che sono oggetti piccoli, di dimensioni del nostro sistema solare, con luminosità molto
elevate. Essi sono caratterizzati da un forte spostamento verso il rosso e la loro luminosità apparente e la distanza
stimata denunciano una luminosità a volte anche 100 volte maggiore di quella di una normale galassia.
LE GALASSIE CHE FANNO PARTE DI UN AMMASSO INTERAGISCONO GRAVITAZIONALMENTE O SI TRATTA SOLO DI UN
APPARENTE RAGGRUPPAMENTO DOVUTO ALLA PROSPETTIVA? ESISTONO RAGGRUPPAMENTI DI GALASSIE PIU' GRANDI
DEGLI AMMASSI?
Si, le galassie che formano gli ammassi interagiscono da un punto di vista gravitazionale. A loro volta, gli ammassi, si
raggruppano in superammassi.
ILLUSTRA, UTILIZZANDO LA MASSIMO 10 RIGHE, IL PARADOSSO DI OLBERS, SECONDO IL QUALE IL CIELO NOTTURNO
DOVREBBE ESSERE LUMINOSO.
Pensando che lo spazio sia formato da gusci sferici concentrici, sui quali immaginiamo incastonate le stelle, dobbiamo
supporre valido che l'infinito sia infinito nello spazio e nel tempo. Supponendo anche che esso sia uniformemente
popolato da stelle, ogni sfera deve avere la stessa densità di stelle. Per ottenere il numero totale di stelle di una sfera di
raggio R, è sufficiente moltiplicare la densità per l'estensione della superficie sferica. L'intensità luminosa si può quindi
ottenere sommando le intensità di ogni stella che appartiene alle varie sfere. Quindi l'intensità che riceviamo dalla sfera
di raggio R è data dal numero delle stelle per l'intensità di ogni stella. In questo modo, l'intensità non dipende da R, ma
solo dalla densità e dalla luminosità, entrambi costanti. In questo modo da ogni sfera proviene la stessa intensità
luminosa, ma essendo infinite le sfere, secondo il primo presupposto a cui abbiamo accennato, a noi dovrebbe giungere
una luminosità infinita anche di notte.
SONO VERIFICATE LE TRE IPOTESI ALLA BASE DEL PARADOSSO DI OBERS?
No, le tre ipotesi non sono verificate.
COME MAI SLIPHER HA TROVATO MOLTE NEBULOSE CON SPOSTAMENTI DELLE RIGHE SPETTRALI VERSO IL ROSSO E
POCHE CON LO SPOSTAMENTE VERSO IL BLU?
Perché gli oggetti più lontani, quindi con velocità di allontanamento maggiore dalla terra, avevano lo spostamento verso
il rosso.
A CHE COSA È DOVUTO LO SPOSTAMENTO VERSO IL BLU? AL MOTO PROPRIO DELLE GALASSIE, O ALL'ESPANSIONE
DELL'UNIVERSO?
A causa dell'espansione dell'universo.
ILLUSTRA, UTILIZZANDO AL MASSIMO 6 RIGHE, IN QUALE MODO HUBBLE E HUMASON HANNO POTUTO DIMOSTRARE
CHE L'UNIVERSO È IN ESPANSIONE?
I due idearono un diagramma nel quale, in ascissa è riportata la distanza delle galassie dalla Terra, espressa in
Megaparsec, mentre in ordinata è rappresentata la velocità di recessione, espressa in km/s. La legge di Hubble enunciava
che l'apparente velocità di recessione delle galassie è direttamente proporzionale alle loro distanze: v=H0*r.
In questo modo si era teorizzata l'esistenza di una costante di proporzionalità tra l'apparente velocità di recessione e la
distanza. Tale costante non è stata ancora determinata con grande precisione ma si sa che essa si aggira, con
un'incertezza del 5%, attorno ai 72(km/s)/Mpc.
CHE COSA AFFERMA LA LEGGE DI HUBBLE?
Essa afferma che l'apparente velocità di recessione è direttamente proporzionale alla distanza tra le galassie.
QUAL È LA DIFFERENZA FRA LO SPOSTAMENTO VERSO IL ROSSO PER EFFETTO DOPPLER E LO SPOSTAMENTO VERSO IL
ROSSO COSMOLOGICO?
Il primo è dovuto al moto relativo fra sorgente e osservatore, indistintamente tra chi sia ad allontanarsi o se siano
entrambi a farlo. Quello cosmologico è dovuto all'espansione dello spazione nel quale si propaga l'onda
elettromagnetica.
COME SI DEFINISCE IL PARAMETRO REDSHIFT?
È il rapporto fra la variazione di lunghezza d'onda e la lunghezza d'onda emessa.
QUALI SONO LE DIVERSE PERCENTUALI FRA MATERIA VISIBILE, MATERIA OSCURA ED ENERGIA OSCURA?
La materia visibile rappresenta solo l'1% della materia dell'universo. Il restante 99% si divide in: 70% di energia oscura e
29% di materia oscura.
CONOSCENDO IL REDSHIFT DI UNA GALASSIA È POSSIBILE DETERMINARNE LA DISTANZA? ILLUSTRA IL METODO.
La legge di Hubble necessita della costante H0 sufficientemente precisa per calcolare distanze non misurabili con gli altri
metodi. Conoscendo quindi il Redshift, è possibile, analizzando la luce di una galassia, conoscere la distanza anche
quando è troppo lontana per ricorrere a Cefeidi o Supernovae
ILLUSTRA, UTILIZZANDO AL MASSIMO 10 RIGHE, COME È POSSIBILE DARE UNA STIMA DELL'ETA' DELL'UNIVERSO
UTILIZZANDO LA COSTANTE DI HUBBLE.
Dalla legge di Hubble è possibile ricavare r, che è dato dal prodotto di v e 1/H0. Quest'ultimo rappresenta l'intervallo di
tempo durante il quale è avvenuta l'espansione dell'universo, esprimendo quindi tale dato in anni. Secondo la
trasformazione di Mpc in Km, di 1 anno in secondi, è possibile ricavare che 1/H0 = 1,4*1010 anni, quindi 13,7 miliardi di
anni, che sembra essere una stima del tempo trascorso dall'inizio dell'espansione dell'universo. Ciò dimostra anche
l'erroneità delle precedenti stime di Hubble e Humason, che avevano stimato l'età dell'universo attorno ai 1,6 miliardi di
anni.
CHE COS'È IL BIG BANG?
Il Big Bang è l'evento iniziale riguardante l'universo, quindi l'inizio dell'espansione e dello scorrere del tempo.
SPIEGA LE VARIE FASI CHE COSTITUISCONO L'EVOLUZIONE DELL'UNIVERSO SECONDO LA TEORIA DEL BIG BANG.
Dal momento del Big Bang fino a 10-43s, detta Era di Planc fu caratterizzata dalla forza gravitazionale, che si separò dalle
altre forze fondamentali. Non è ben chiaro cosa sia accaduto prima dell'Era di Planck. Dopodiché, durante la GUT, le tre
forze fondamentali di interazione forte, debole ed elettromagnetica, formano un'unica forza. Da 10-35 a 10-32s, è detta era
inflazionaria, a causa della rapida espansione: durante questa infatti l'universo raddoppiò le sue dimensioni. La materia
era formata da Quark dai quali, durante l'era della radiazione che durerà fino a 380.000 anni, si formeranno i primi
protoni e neutroni stabili. Durante questo periodo cesserà anche la continua annichilazione e generazione di elettroni e
positroni. Inizieranno inoltre a formarsi nuclei stabili di elio e deuterio, con temperature però troppo alte per permettere
la formazione di atomi. Passati circa 380.000 anni dal Big Bang, iniziò l'era della materia, all'inizio della quale si
formarono i primi atomi di idrogeno ed elio, con il disaccoppiamento fra materia e radiazione. L'universo diventò
trasparente, permettendo alla radiazione di propagarsi liberamente. 12 miliardi dopo il Big Bang, le condizioni
diventarono simili a quelle odierne, con una temperatura media dell'universo pari a 3 gradi Kelvin e con la presenza di
una radiazione residua del Big Bang: la radiazione che dovrebbe appunto rappresentare l'emissione di un corpo nero a
tale temperatura.
IN QUALE MODO LA RADIAZIONE COSMICA DI FONDO PUO' ESSERE CONSIDERATA UNA PROVA DELLA CORRETTEZZA
DELLA TEORIA DEL BIG BANG?
La conferma per la teoria del Big Bang era la presenza di un qualsivoglia “eco” del Big Bang appunto. Questo “eco” fu
scoperto nel 1965: la radiazione cosmica di fondo. I due scienziati Penzias e Wilson, trovarono un disturbo radio
proveniente da tutte le direzioni. Ciò escluse la possibilità che esso provenisse da una sorgente particolare, dimostrando
che essa era appunto una radiazione di “sottofondo”: la radiazione fossile.