Si fuit aliquod tempus
antequam faceres caelum et terram
Alessandro De Angelis
Dipartimento di Fisica dell’Universita di Udine e INFN Trieste
Giornate Scientifiche di Udine e Pordenone, Marzo 2002
Time Millennium (top of the pops)
La piu’ bella canzone
Il miglior libro
Miglior attore/attrice
(…)
La piu’ importante idea scientifica
2
1920: Edwin Hubble e
l’espansione dell’Universo
Hubble osservo’ che le galassie
si allontanano da noi con una
semplice relazione tra distanza e
velocita’ di allontanamento
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Effetto Doppler
4
Redshift
5
Legge di Hubble
Pendenza = Ho (costante di Hubble)
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Parentesi: misure astronomiche
1 parsec (pc) ~ 3.26 anni luce (ly)
La stella piu’ vicina dopo il sole: ~ 4.3 ly
Raggio della Via Lattea: ~ 0.1 M ly
Diametro del gruppo locale di galassie: ~3 M ly
Distanza del prossimo gruppo locale: ~50 M ly
Raggio dell’Universo: ~ 15000 M ly
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Aspetti della legge di Hubble
Ogni punto recede da ogni altro punto (ogni
punto sembra essere al centro di un Universo in
espansione)
A differenza di cio’ che avviene in un’esplosione,
piu’ lontano e’ un punto e piu’ velocemente si
allontana
n
La relazione e’ lineare: doppia distanza, doppia
velocita’
n L’oggetto
sembra piu’ “rosso” (effetto Doppler)
8
Universo in espansione:
NOI QUI OGGI
9
Viaggio nel tempo passato...
L’Universo una volta era piu’ piccolo
Singolarita’
primordiale !!!
=> BIG BANG
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E “prima” ancora ?
Interrelazione spazio-tempomovimento: Aristotele, Fisica
NON CITO: il concetto di tempo è legato
a quello di movimento, spazio,
cambiamento. Il tempo determina il
movimento, essendo la misura di esso, ma
il movimento determina a sua volta il
tempo, poiché il tempo è dovuto alla
percezione di una relazione d'ordine
relativa al movimento.
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Quanto indietro nel tempo ?
Estrapolando la velocita’ attuale di espansione
indietro al Big Bang
T = 1/H0 ~ 15 miliardi di anni
Consistente con l’eta’ delle stelle piu’ vecchie
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Tempo e temperatura
L’Universo una volta era piu’ caldo
L’espansione richiede lavoro contro la gravita’
n La temperatura e’ proporzionale all’energia cinetica
media
n
n
Si pensi
all’espansione
del gas
contenuto in un
accendino
15 9
T ~ 10 K
t
13
Disaccoppiamento
Fotoni γ ↔ Particelle + Antiparticelle
(finche’ l’energia dei fotoni e’ sufficiente)
Tempo
γ ↔ protone-antiprotone
γ ↔ elettrone-antielettrone
(…)
dopodiche’ la materia diviene stabile
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Due epoche
15
L’unificazione delle forze
16
Tempo
Storia della
unificazione
Tempo
La fisica degli acceleratori e’ qui…
17
Riprodurre l’unificazione in
laboratorio...
18
Raggi cosmici
...e studiarla nel cosmo
19
Per formare galassie e
pianeti, molto piu’ tempo
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Dove siamo:
la radiazione di fondo
La radiazione di fondo
dell’Universo e’ isotropa
Corrisponde oggi a una
temperatura di 2.7 K
Identificata come la radiazione
fossile del Big Bang
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Viaggio nel tempo futuro
Dipende dalla densita’ di
materia dell’Universo
Definizione:
Ω = (densita’)/(densita’ critica)
Ω<1
l’Universo si
espande per sempre
Ω=1
si espande per
sempre (giusto giusto...)
Ω>1
l’Universo
raggiunge un raggio massimo,
poi ricollassa sotto l’azione
della gravita’
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Ritorno al futuro ?
Densita’ < Densita’ crítica
Raggio dell’Universo
Densita’ = Densita’ crítica
?
Densita’ > Densita’ crítica
Big Crunch
Tempo
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La densita’ di materia dell’Universo
La densita’ richiesta
all’Universo per ricollassare
gravitazionalmente e’ 4.5 10-27
kg/m3 (3 protoni per metro cubo)
La densita’ del materiale
luminoso (stelle etc.) osservato
e’ ~10 volte piu’ piccola…
E tuttavia il moto delle galassie
indica la presenza di materia
oscura
n
Potrebbe essere abbastanza per
raggiungere la densita’ critica
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Vediamo solo in parte
cio’ che ci circonda
C’e’ tutto un mondo di colori, ma i nostri occhi
vedono solo una stretta banda
Dal rosso al violetto nell’arcobaleno
n Ogni colore corrisponde a una diversa energia della luce
Anche i colori che non vediamo hanno nomi a noi familiari:
ascoltiamo la radio, scaldiamo il cibo nel microonde,
fotografiamo le nostre ossa mediante i raggi X...
n
25
E il resto ?
avete mai pensato che cosa accadrebbe se
vedessimo solo il verde ?
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L’universo
che non vediamo
Quando si fa una foto si
cattura la luce
(anche l’immagine del
telescopio, ingrandita, viene
dalla luce visibile)
Analogamente si puo’
mappare in falsi colori
l’immagine di un “telescopio
a raggi X”
L’elaborazione
dell’informazione e’ cruciale
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Il resto dello spettro: osservazioni
spaziali
Per limitare gli effetti di
diffusione
dell’atmosfera, i nuovi
telescopi vengono
lanciati nello spazio
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GLAST verra’ spedito in orbita nel 2006 da un vettore della NASA.
Lo strumento e’ ispirato alle tecniche della fisica delle particelle.
Utilizzando un know-how costruito in una pluriennale
collaborazione con il CERN di Ginevra e una preziosa
sinergia con Informatica, noi Fisici Computazionali di
Udine abbiamo la responsabilita’ del software di
simulazione e dell’event display e studiamo come
interpretare i segnali.
Come ci aspettiamo una mappa
del cielo nello spettro dei raggi
gamma dopo un anno di lavoro
di GLAST. Al centro la Via
Lattea, la nostra galassia.
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La materia oscura: candidati
30
Il futuro
se l’Universo torna indietro…
R
?
t
31
Se l’espansione continua…
R
t
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Fra i molti problemi aperti
(a cui stiamo lavorando)
Non sappiamo spiegare l’universo nei primi istanti di
vita, quando la meccanica quantistica era importante
n
C’e’ bisogno di una teoria quantistica della gravita’
Non sappiamo spiegare la formazione delle galassie,
delle stelle etc.
n
Perche’ mai dovrebbero essersi formate ?
L’omogeneita’ e’ una delle assunzioni fondamentali
Non sappiamo quale sara’ l’evoluzione futura
dell’Universo (e quanta sia la materia oscura, e di quale
natura)
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Ma il problema piu’ grande e’ quello
a cui non stiamo lavorando...
Nulla sappiamo su perche’ ci sia stato il big bang e
da dove venga l’Universo
et si fuit aliquod tempus antequam faceres caelum et terram
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