IL DESTINO DELLA
COSTANTE
COSMOLOGICA
L’”ERRORE PIÙ GRAVE” DI
EINSTEIN
La Relatività Generale
Le forze di gravità sono associate a deformazioni
dello spazio ed eventualmente del tempo
( Lo spazio si deforma
come la superficie di
una lamina elastica
tesa orizzontalmente
su cui si appoggino
sferette pesanti. )
La luce che lambisce
una stella viene
deflessa dalla
deformazione dello
spazio indotta dalla
stessa stella.
Immagine da S. Carroll http://pancake.uchicago.edu/~carroll/grbook/
Einstein Cosmologo (1917)
z L’Universo è:
z 1) Isotropo
z 2) Omogeneo
z 3) Statico
(così appare)
(Copernico+1)
(Newton, Mach,..)
Il problema della stabiltà
La distribuzione omogenea e statica delle masse stellari
incurva uniformemente lo spazio. Le masse attraendosi
indurrebero il collasso dell’intero Universo
Ripristino dell’equilibrio
Einstein introdusse nelle sue equazioni un nuovo
termine cosmologico matematicamente
accettabile, ma difficile da interpretare sul piano
fisico, corrispondente a un contributo all’energia
di origine non
dinamica accompagnata da
forze che si oppongono al collasso dell’Universo.
Conclusioni di Einstein
z L’equilibrio di un universo statico richiede
un’energia cosmologica
z Lo spazio tridimensionale è sfericamente
limitato ( in contrasto con l’universo
Newtoniano )
z Ma come mai di notte il cielo è scuro?
(Olbers 1826)
Aleksandr A. Friedmann
L’Universo potrebbe
non essere statico e
l’equilibrio potrebbe
essere dinamico
(1922)
Einstein
1922
I risultati di Friedmann
mi paiono sospetti..
1923
I risultati di Friedmann
gettano nuova luce sulla
cosmologia
Edwin Hubble
inaugura la
cosmologia
osservativa
(1929).
Le scoperte principali di
Hubble
z L’Universo si estende oltre la Via
Lattea
z Vi sono moltissime galassie esterne
alla Via Lattea che si allontanano da
essa con velocità crescente con la
distanza.
z La loro luce ci appare spostata verso
il rosso.
La pendenza della retta viene chiamata H,
la costante di Hubble
(da http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm)
Il cosmo di Hubble (1929)
z Omogeneo
z Isotropo
z In espansione
z Tutto ha avuto inizio da una grande
esplosione, il big bang.
z Friedmann aveva ragione
Una rappresentazione dello spazio-tempo fornita da
http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm
Condizioni di equilibrio
(dinamico)
z L’energia cinetica di espansione va spesa
per contrastare le forze gravitazionali
attrattive dovute alla materia e alla
radiazione.
z Non c’è bisogno del termine cosmologico
z L’universo è spazialmente piatto se
l’energia di espansione equilibra
esattamente quella gravitazionale. (Ω=1)
Ma H è veramente costante?
z La densità delle masse, quella della
radiazione rallentano in modo diverso
l’espansione dell’Universo
z Il termine cosmologico la accelera
z Quindi, osservando come la costante di
Hubble è variata nel passato, è possibile
dedurre i valori dei vari termini.
Il satellite WMAP esplora la radiazione di
fondo, residuo del Big Bang.
I risultati di WMAP in falsi colori.
Mostrano notevole uniformità con piccole fluttuazioni
locali che forniscono il valore della costante di Hubble
al momento della formazione della radiazione
Le osservazioni estremamente precise del
Telescopio Spaziale Hubble
forniscono informazioni altrettanto precise
sulla velocità di espansione a tempi remoti,
cioè per grandi valori dello
spostamento verso il rosso.
La ricerca delle supernove I-a
Il meccanismo di
formazione determina
l’intensità dell’esplosione
e quindi la quantità di
luce emessa.
Sono ottime sorgenti
campione.
Da:http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/supernovae/type1.html
I risultati recenti (2003)
z L’universo risulta piatto entro un margine
di errore notevolmente piccolo - Newton,
messo alla porta da Einstein, rientra
sorprendentemente dalla finestra z La densità di energia cosmologica vale
circa il triplo di quella materiale
z Il ruolo della materia stellare e quello della
radiazione sono trascurabili
Conclusioni
z Le origini fisiche dell’energia cosmica e
della maggior parte della materia sono
ignote
z Anche per questo si parla di energia
oscura e di materia oscura!
