Cosmologia

COSMOLOGIA
• ORIGINE ED EVOLUZIONE
• CONFIGURAZIONE GEOMETRICA
• ESTENSIONE
Cosmologia
Appunti di geografia per gli studenti delle sezioni C e D
a cura della prof.ssa A. Pulvirenti.
PRINCIPIO DELL’ATTUALISMO
Le stesse leggi fisiche, gli stessi elettroni, le stesse r.e.m.
che osserviamo nei laboratori devono trovarsi in tutto
l’Universo.
Consapevolezza dei limiti delle conoscenze (alcuni fatti
potrebbero essere ignoti).
Le immagini presenti in questo file sono state reperite in rete o modificate da
testi cartacei e vengono utilizzate solo per l’elevato contenuto didattico
PRINCIPIO COSMOLOGICO
Nessun osservatore deve essere privilegiato; quindi
l’Universo nelle sue grandi linee deve apparire identico da
qualunque punto di osservazione.
PRINCIPIO COSMOLOGICO PERFETTO
L’universo deve apparire in media sempre uguale da
qualunque punto dello spazio ed in qualunque istante. Ciò
non significa che non cambia nulla, ma che i cambiamenti
sono LOCALI e si compensano statisticamente.
TEORIA DELLO STATO STAZIONARIO.
GALASSIE ED UNIVERSO IN ESPANSIONE
Una stella che si allontana da noi mostra un red shift con
una variazione della lunghezza d’onda delle righe ∆λ
proporzionale alla velocità di allontanamento:
∆λ
=
λ0
v
c
Dove
λ0 = lunghezza d’onda della linea spettrale considerata
v= velocità radiale della sorgente rispetto all’osservatore
da cui:
v = c*
∆λ
λ0
1
LEGGE DI HUBBLE
V =
• Hubble conosceva gli spettri di 46 galassie;
• di 18 ne conosceva la distanza;
• di queste notò che il red shift era maggiore tanto più
lontana era la galassia;
• di quelle di cui non conosceva la distanza notò che il red
shift era tanto maggiore quanto più pallide erano le
galassie.
S
T
T=
S
V
⇒
T =
1
H0
IL RECIPROCO DELLA COSTANTE DI HUBBLE E’ IL
TEMPO DELL’UNIVERSO.
se Ho vale 50-55 km /sec*Mpc ( il valore di questa
costante non è certo!!!)
LA VELOCITA’ DI ALLONTANAMENTO DELLE GALASSIE E’ DIRETTAMENTE
PROPORZIONALE ALLA LORO DISTANZA
V= H0*r
1Mpc= 3,1*1019 Km
1
=
H
H0 =
V
r
1
r
=
H0 V
55km
3,1*1019 km * sec
3,1 * 1019 km * sec
55km
= 6,2*1017sec
In un miliardo di anni ci sono 3,1*1016 sec
PROVE Big bang
•
Moto di recessione delle galassie (legge di Hubble)
•
Isotropia dell’espansione cosmica: l’espansione
procede in tutte le direzioni dello spazio, nessun
punto dell’universo è privilegiato.
•
radiazione di fondo
6,2*1017sec/3,1*1016 = 20 miliardi di anni!
ETA’ DELL’UNIVERSO!
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Big Bang
Scoperta da Penzias e Wilson nel 1965, e poi riosservata
successivamente con il satellite COBE e recentemente con
WMAP, la distribuzione di energia di questa radiazione
segue l’andamento di un corpo nero a temperatura T=2.725
±0.002 K. Le variazioni di colore sono variazioni di
temperatura (∆T), fluttuazioni rispetto al valore medio o in
altre parole anisotropie al momento del disaccoppiamento
materia-radiazione.
Da uno stato iniziale in cui materia e radiazione erano
mescolati in una forma molto calda e densa, e le 4 forze
fondamentali della natura erano unificate, l’Universo ha
cominciato ad espandersi e la materia a raffreddarsi.
Durante i primi secondi si sono formati protoni, neutroni ed
elettroni, quando i fotoni si scontravano e convertivano la loro
energia in massa, e le 4 forze si sono separate.
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Approssimativamente 3 minuti dopo il Big Bang T è scesa a 1
miliardo di gradi e protoni and neutroni si unirono a formare i
nuclei degli atomi.
PARADOSSO DI OLBERS L’universo infinito e in espansione
Circa 700.000 anni dopo il Big Bang, si raggiunse la
temperatura di 3000 gradi, e gli elettroni si sono combinati con i
nuclei a formare atomi neutri (epoca della ricombinazione).
Senza più elettroni liberi in grado di diffondere i fotoni, l’Universo
divenne trasparente alla radiazione (epoca del disaccoppiamento), ed è questa luce che oggi chiamiamo radiazione di
fondo. Circa 1 miliardo di anni dopo il Big Bang cominciarono a
formarsi le stelle e le galassie, e da questa fase in poi l’Universo
ha continuato a espandersi e a raffreddarsi sempre più.
Perché il cielo è buio?
1. è in espansione
2. se è infinito la luce non è ancora arrivata
3.Se è finito ha un diametro troppo piccolo per
contenere un numero di stelle sufficienti a rendere il
cielo luminoso
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Quale futuro per l’l’Universo?
1. E' "nato" da una esplosione iniziale Big Bang.
2. Dopo un certo periodo di tempo (circa 100.000 anni
dall'origine) si sono formate le Galassie
3. Ha tre possibilità di evoluzione:
Le prime due comportano una espansione illimitata la
terza invece ammette che l'universo collasserà di nuovo
su se stesso
Alexander Friedmann (1922): assumendo che
l’Universo su larga scala appaia lo stesso in ogni
direzione propone 3 ipotesi:
Modello “aperto"
Modello “piatto"
Espansione dell'universo: avviene esattamente alla velocità
richiesta per impedirne la ricontrazione, senza fine ma
sempre più lenta
Espansione dell'universo:a velocità sempre più grandi.
Attrazione gravitazionale: non riuscirà mai ad arrestarne
la espansione.
Non c’è abbastanza materia per bloccare l’espansione, le
galassie continuano ad allontanarsi le une dalle altre ma con
maggiore lentezza.
Velocità tra le Galassie diminuisce sempre ma non si annulla.
In un universo piatto, c’è materia sufficiente a bloccare
l’allontanamento delle galassie, ma non a impedire
l’espansione all’infinito.
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Modello “Chiuso"
Espansione dell'universo: lenta
Attrazione gravitazionale: rallentamento fino all’arresto
dell’espansione
Contrazione dell'universo su se stesso.
All'inizio dell'espansione il raggio è zero (BIG BANG)
Alla fine dell'espansione il raggio è zero (BIG CRUNCH)
DENSITÀ Ω:
distribuzione di materia nell'universo 9,7 x 10-30 (g/cm3).
Il valore misurato dipende dalla quantità di materia
osservabile sotto forma di radiazione luminosa
Se sommiamo stelle e galassie Ω = 0.044 ± 0.004
Se consideriamo anche la materia oscura presente nelle
galassie e negli ammassi di galassie Ω = 0.27 ± 0.04
distribuzione della "materia oscura"?
misura del parametro di decelerazione ?
E’ la densità dell’Universo ciò che determina il suo futuro.
Al variare del parametro di densità Ω, che è il rapporto fra la
densità dell’Universo e la sua densità critica (che a sua volta è
funzione della costante di Hubble), si ottiene un universo
aperto, piatto o chiuso.
Teoria dell’inflazione
UN’ESPLOSIONE TROPPO ORDINATA.
Le esplosioni diffondono gas e particelle in modo
casuale, l’U. appare irregolare solo su scala locale.
Nel 1980 fu aggiunta la teoria dell’inflazione.
Un fenomeno avvenuto meno di un miliardesimo di
secondo, con un improvviso rilascio di energia, con
conseguente accelerazione dell’espansione.
L’inflazione dell’U. richiede che la sua densità Ω sia
=1. Le galassie visibili sembrano suggerire una densità
100 volte inferiore.
Alcune teorie stimano che la materia a noi invisibile, sia
10 volte più abbondante di quella visibile.
IL 90% DELL’UNIVERSO È FATTO DI MATERIA ESOTICA
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