Il contenuto dell`Universo (materiale per la LIM)

Il contenuto dell’Universo
Lezioni d'Autore
di Claudio Censori
INTRODUZIONE
(I)
VIDEO
INTRODUZIONE
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(II)
L’Universo ha un’età di circa 13,7 miliardi di anni e si sta
attualmente espandendo con una velocità che aumenta
con il passare del tempo, ossia in modo accelerato
Le stelle e le galassie visibili, insieme al gas
intergalattico),sono soltanto una piccolissima frazione di
tutta la materia che esiste nell’Universo (4-5%): il resto
(23-24%) non è osservabile al telescopio (materia
oscura) o è costituita da particelle non ordinarie.
Ma la maggior parte di ciò che esiste nell’Universo
(72%) non è affatto materia, bensì, alla luce delle
conoscenze attuali, si pensa sia una strana forma di
energia (energia oscura), la cui natura ci è del tutto
ignota e alla quale si attribuisce una sorta di effetto
antigravitazionale che a grandi distanze prevale
sull’attrazione gravitazionale della materia ed è
responsabile quindi dell’espansione accelerata
dell’Universo.
INTRODUZIONE
(III)
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Distribuzione
di materia ed
energia
nell’Universo
INTRODUZIONE
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(IV)
Il contenuto dell’Universo, visibile e non visibile, è
legato a doppio filo alla sua geometria; quest’ultima
risulta la chiave per conoscerne il comportamento
evolutivo del Cosmo e il suo destino finale, a partire da
una singolarità iniziale (Big Bang) di enorme densità e
temperatura dalla quale si è sprigionato lo spazio,
tessuto dal tempo e gravato dalla materia.
Va precisato che le percentuali relative alla presenza di
materia visibile, materia oscura ed energia oscura
nell’Universo sono soggette a continue modificazioni,
conseguenti a nuove osservazioni. Inoltre, tali
percentuali, ricavate per via teorica o sperimentale,
presentano qualche volta differenze di uno o più punti.
MATERIA
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(I)
Utilizzando le stime basate sulle supernovae, sulla
radiazione di fondo e sulla massa degli ammassi di
galassie, si deduce che la materia contribuisce a circa il
28% della densità totale, ma solo il 4% circa è dovuto alla
materia ordinaria.
Quest’ultima viene anche detta materia barionica, perché
la sua massa corrisponde essenzialmente a quella dei
barioni (cioè protoni e neutroni) che la costituiscono
assieme agli elettroni, molto più leggeri. La maggior parte
della materia, ossia circa un terzo della densità totale, è
dunque costituita da particelle non barioniche.
MATERIA
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(II)
Anche la radiazione deve essere inclusa nella densità
dell’Universo. La radiazione di fondo proveniente dal Big
Bang rappresenta solo lo 0,01% della densità totale, quella
emessa da tutte le stelle che hanno illuminato l’Universo
non supera lo 0,001%. Pertanto la materia barionica, di cui
noi stessi siamo formati, gioca un ruolo trascurabile nel
bilancio cosmico tanto che il 96% della materia e
dell’energia nell’Universo è ancora sconosciuto. In aggiunta
va sottolineato come solo lo 0,5% della densità totale è
dovuto a materia che risiede nelle stelle, detta quindi
anche materia luminosa.
Il resto è materia oscura, che include materia sia barionica
sia non barionica e non può essere osservata direttamente
attraverso la radiazione che emette, ma viene rivelata
grazie agli effetti gravitazionali che induce sulla materia
luminosa.
MATERIA
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(III)
Quasi tutta la materia barionica si presenta sotto forma di
idrogeno ed elio, gli atomi più leggeri. Infatti, gli altri
atomi, tutti forgiati nei nuclei delle stelle e dispersi
nell’Universo dai venti stellari e dalle esplosioni delle
supernovae a eccezione di una piccola quantità di litio
primordiale, rappresentano lo 0,01% del totale.
Questo implica che solo una piccola quantità di materia
oscura barionica potrebbe essere sotto forma di polveri,
anche perché osservando il cielo non ne percepiamo un
consistente effetto oscurante se non nella direzione del
piano galattico, dove si concentrano le polveri della Via
Lattea.
MATERIA
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(IV)
La maggior parte della materia oscura barionica deve
essere racchiusa in oggetti oscuri e compatti come, per es.,
i pianeti giganti simili a Giove, le nane brune, le nane
bianche e i buchi neri (che rappresentano le fasi finali
dell’evoluzione delle stelle di grande massa).
Tali oggetti sono i cosiddetti MACHO (Massive Astronomical
Compact Halo Objects), i quali popolano gli aloni di materia
oscura che avvolgono la nostra e le altre galassie.
MATERIA
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( V)
Negli ultimi anni sono stati avviati diversi programmi di
osservazione alla ricerca dei MACHO in direzione della
galassia di Andromeda e della Grande Nube di
Magellano, sfruttando l’effetto di lente gravitazionale
che si ha quando l’oggetto oscuro si trova di fronte a
una stella luminosa più lontana: il campo di gravità del
MACHO devia la luce della stella, focalizzandone
l’immagine per breve tempo, e ciò produce una
variazione della sua luminosità, che si misura ponendo a
confronto immagini rilevate in epoche diverse.
ENERGIA
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(I)
La scoperta dell'espansione accelerata dell'Universo ha
evidenziato come questo non sia semplicemente
governato dall'attrazione gravitazionale esercitata dalla
materia, ma anche da un'altra entità con proprietà
opposte, cioè repulsive, capace di accelerarlo, chiamata
energia oscura, la cui natura risulta ancora sconosciuta.
La causa dell'energia oscura è stata cercata sia nella
teoria della relatività generale sia nella meccanica
quantistica.
La relatività permette di individuare forme di energia
che producono una gravità repulsiva, già introdotta da
A. Einstein nel tentativo di mantenere in equilibrio il suo
primo modello statico dell'Universo. Si parla anche in
termini quantistici di energia del vuoto, che non va
pensato come realmente vuoto, ma costituito da
particelle virtuali capaci di esercitare forze di repulsione.
ENERGIA
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(II)
Se la densità dell'energia oscura diminuirà con il
tempo, si potrà arrivare a una situazione in cui la
materia tornerà dominante, con alcuni scenari
possibili.
Se invece la densità resterà costante o addirittura
aumenterà, gli oggetti visibili nell'Universo saranno
sempre meno numerosi. Si stima che tra 30 miliardi di
anni tutti i milioni di galassie che attualmente
possiamo osservare con i telescopi non saranno più
visibili: le galassie più lontane saranno quelle
dell'ammasso della Vergine, attualmente l'agglomerato
di galassie più vicino. In 100 miliardi di anni la nostra
galassia rimarrà sola e tutte le altre, anche le più
vicine, saranno uscite dalla nostra visuale.
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ENERGIA
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(III)
Si è anche ipotizzato che il ruolo dell'energia oscura
diventi così rilevante, a causa della sua azione
repulsiva, da lacerare la materia anche nelle sue
strutture più intime. Si avrebbe così a che fare con una
distruttiva energia fantasma che porterebbe l'Universo
alla sua fine, chiamata big rip, cioè grande
disgregazione: 60 milioni di anni prima del big rip la
nostra galassia sarà distrutta, 3 mesi prima anche il
Sistema solare si dissolverà, 30 minuti prima la Terra
esploderà e 10−19 s prima del big rip anche i nuclei
atomici si disgregheranno completamente.
Tutto questo può sembrare fantastico, speculazione
spinta all'estremo, e in un certo senso lo è: soltanto
quando la natura dell'energia oscura diventerà più
comprensibile, grazie all'ausilio di accurate
osservazioni astronomiche, si potranno avanzare
alcune ipotesi sul destino dell'Universo.
ENERGIA
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(IV)
L’evoluzione futura dell’Universo quindi dipende dalla natura,
ancora sconosciuta, di tale forma energetica e da come la
sua densità varierà con il tempo.
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A sinistra, i possibili scenari
futuri dell’Universo in
relazione al comportamento
dell’energia oscura, estremi
rispetto a un’espansione
continua: big crunch,
l’Universo implode o si
comprime; big rip,
l’Universo si espande
violentemente
FINE