II Scuola Estiva in Storia e Filosofia delle Scienze - Feltre

Presentazione sul tema: "II Scuola Estiva in Storia e Filosofia delle Scienze - Feltre"— Transcript della presentazione:

1 II Scuola Estiva in Storia e Filosofia delle Scienze - Feltre
Il tempo cosmologico II Scuola Estiva in Storia e Filosofia delle Scienze - Feltre “Nomi del tempo” Sabino Matarrese Dipartimento di Fisica e Astronomia “G. Galilei” Università degli Studi di Padova 19 luglio 2012

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3 (Il problema de) l’origine dell’Universo

4 Il Principio Cosmologico ( Principio Copernicano)
Noi non occupiamo una posizione privilegiata nell’Universo. Tutti gli osservatori “co-moventi” – alla stessa epoca cosmica - troveranno la stessa legge di Hubble. Mediando sulla scala tipica delle piu’ estese disomogeneita’ cosmiche, l’Universo e’ omogeneo ed isotropo. L’Universo e’ ben descritto dalla geometria di Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker.

5 13.7 miliardi di anni dopo il Big Bang
Noi possiamo vedere solo la superficie della nube dove la luce ha subito l’ultimo “scattering”. PRESENTE 13.7 miliardi di anni dopo il Big Bang La superficie di “ultimo scattering” della radiazione cosmica di fondo alle microonde e’ analoga alla luce che arriva ai nostri occhi, passando attraverso le nubi in una giornata nuvolosa.

6 La crisi del modello del Big Bang (circa 1980)
Problema dell’orizzonte: il nostro universo appartiene ad un insieme di misura zero? Problema della piattezza: dobbiamo assumere un “fine-tuning” delle condizioni iniziali del nostro universo? Problema delle fluttuazioni cosmiche: come sono state generate le “irregolarita’” nella distribuzione della materia nel cosmo?

7 Problema dell’orizzonte
La scala “comovente” di correlazione causale cresce con il tempo Kinney 2003

8 Soluzione: Inflazione nell’Universo primordiale! (circa 1981)
Un periodo di espansione accelerata nell’Universo primordiale Da tale periodo hanno tratto origine tutte le proprieta’ cosmiche osservate. Materia e radiazione sono nate alla fine del periodo di inflazione, dal decadimento dell’energia del vuoto che guidava l’espansione accelerata. Tutte le strutture cosmiche (ovvero tutta la complessita’ del nostro universo) hanno avuto origine durante la fase inflazionaria da fluttuazioni quantistiche del vuoto (su scala microscopica), successivamente amplificate e dilatate su scale macroscopiche (classiche)

9 Soluzione inflazionaria del problema dell’orizzonte
Un periodo sufficientemente lungo di espansione accelerata nell’Universo primordiale permette di risolvere il problema dell’orizzonte. Kinney 2003

10 Il ruolo dell’energia del vuoto
L’espansione accelerata dell’Universo, soluzione inflazionaria dei problemi del (vecchio) modello standard, richiede l’azione di una forza cosmica repulsiva nelle equazioni di Einstein. Poiche’ la forza gravitazionale “Newtoniana” causata dalla massa-energia del “fluido” cosmico puo’ solo essere attrattiva, e’ necessario sfruttare una proprieta’ dei fluidi relativistici: l’accelerazione/decelerazione e’ causata non solo dalla massa-energia, ma anche dalla pressione del fluido. Se la pressione e’ sufficientemente grande e negativa, si hanno le condizioni per l’accelerazione (“violazione della condizione di energia forte”  non inevitabilita’ della singolarita’ iniziale del Big Bang. Per realizzare un sistema fisico con pressione isotropa e negativa (“tensione”) e’ necessario fare riferimento alle proprieta’ del vuoto quantistico. Un esempio di queste proprieta’ e’ l’effetto Casimir in elettrodinamica quantistica. In ambito cosmologico si fa uso dell’energia del vuoto di un opportuno “campo scalare” detto ”inflatone”.

11 Teorema cosmico di assenza di capelli (“no-hair”)
La presenza nelle equazioni di Einstein di una sorgente capace di generare espansione accelerata (come l’energia del vuoto) concude alla cancellazione asintotica di qualsiasi dettaglio (“hair”). L’inflazione tende a cancellare ogni memoria delle condizioni iniziali. Tutto cio’ che osserviamo oggi deve essere stato (ri-)generato alla fine dell’epoca inflazionaria.

12 Universo inflazionario auto-riproducentesi
Andrei Linde ~ 1989 “Inflationary theory describes the very early stages of the evolution of the Universe, and its structure at extremely large distances from us. For many years, cosmologists believed that the Universe from the very beginning looked like an expanding ball of fire. This explosive beginning of the Universe was called the big bang. In the end of the 70's a different scenario of the evolution of the Universe was proposed. According to this scenario, the early universe came through the stage of inflation, exponentially rapid expansion in a kind of unstable vacuum-like state (a state with large energy density, but without elementary particles). ... The stage of inflation can be very short, but the universe within this time becomes exponentially large.”

13 Universo inflazionario auto-riproducentesi
“Initially, inflation was considered as an intermediate stage of the evolution of the universe, which was necessary to solve many cosmological problems. At the end of inflation the scalar field decayed, the universe became hot, and its subsequent evolution could be described by the standard big bang theory. Thus, inflation was a part of the big bang theory. Gradually, however, the big bang theory became a part of inflationary cosmology. Recent versions of inflationary theory assert that instead of being a single, expanding ball of fire described by the big bang theory, the universe looks like a huge growing fractal. It consists of many inflating balls that produce new balls, which in turn produce more new balls, ad infinitum. Therefore the evolution of the universe has no end and may have no beginning. After inflation the universe becomes divided into different exponentially large domains inside which properties of elementary particles and even dimension of space-time may be different. Thus, the new cosmological theory leads to a considerable modification of the standard point of view on the structure and evolution of the universe and on our own place in the world.”

14 “… for the practical purposes of describing the observable part of our Universe one can still speak about the big bang, just as one can still use Newtonian gravity theory to describe the Solar system with very high precision.” Andrei Linde 1995

15  Il punto di vista attuale sull’Universo Universo osservabile
Disomogeneo su piccola scala Quasi omogeneo ed isotropo sulla scala dell’orizzonte attuale Fortemente disomogeneo su scale molto maggiori dell’orizzonte Universo osservabile Inflazione

16 Falsificabilita’ dell’inflazione?

17 Rivelare il fondo “stocastico” delle onde gravitazionali prodotte durante l’inflazione: Bpol, ...
Rivelare “segnali” specifici del modello (e.g. coerenza di fase – non-Gaussianita’ primordiali – nelle perturbazioni): Planck, Euclid, LSST, ...

18 Sono esistiti altri episodi di inflazione nella storia dell’Universo?
La risposta delle osservazioni e’ che … proprio oggi l’Universo sta sperimentando una di espansione accelerata, ovvero una “seconda inflazione” Tale espansione accelerata viene attribuita all’azione di una componente oggi dominante, detta “energia oscura”.

19 Storia termica dell’Universo
INFLATION

20 Evoluzione (il budget energetico del Cosmo)

21 Cosmologia di Precisione: dal “che cosa” al “perche’”
“Now that key cosmological parameters have been determined to within a few percent, we anticipate a generation of experiments that move beyond adding precision to measurements of what the universe is made of, but instead help us learn why the universe has the form we observe. […] observational cosmology will probe the detailed dynamics of the universe in the earliest instants after the Big Bang, and start to yield clues about the physical laws that governed that epoch. Future experiments will plausibly reveal the dynamics responsible both for the large-scale homogeneity and flatness of the universe, and for the primordial seeds of small-scale inhomogeneities, including our own galaxy.” (Baumann et al. 2008, CMBpol mission concept study)

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24 L’abbondanza e la distribuzione della luce nel cielo non rappresentano in modo fedele l’abbondanza e la distribuzione dell’energia nel cosmo!!

25 Spiral galaxy

26 Spiral galaxy

27 Evidenza di materia oscura dalle curve di rotazione di galassie a spirale
Lo studio delle galassie a spirale mostra che la curva della velocita’ di rotazione rimane costante, o piatta, all’aumentare della distanza dal centro galattico. Sulla base della teoria Newtoniana la velocita’ di rotazione dovrebbe diminuire per le componenti piu’ lontane dal centro galattico. La curva di rotazione piatta suggerisce che le galassie sono circondate da una significativa quantita’ di materia oscura, ldistribuita in massicci aloni oscuri di forma approssimativamente sferica. Nelle parti piu’ esterne delle galassie la luminosita’ e’ trascurabile; nubi di gas che orbitano in tali regioni permettono di measurare lcome varia la velocita’ di rotazione con la distanza dal centro galattico, portando alla conclusione che essa tende a rimanere costante. La masss deve continuare a crescere poiche’ la velocita’ di rotazione deve soddisfa alla legge (di Keplero): v2=GM/r dove M e’ la massa entro il raggio r; quindi M a r. Il rapporto massa/luminosita’ della galassia e’ molto lmaggiore di quello stimato dalla regione luminosa interna.

28 La geometria dello spazio (e del tempo) non e` un dato fisso,
come per Newton, ma dipende dalla materia in esso contenuta Le traiettorie dei corpi celesti seguono le linee piu` brevi (geodetiche). Vicino a una massa lo spazio è curvo e la linea più breve non è la linea retta!

29 Il Lensing Gravitazionale
Abell 2218: A Galaxy Cluster Lens, Andrew Fruchter et al. (HST)

30 La distribuzione della Materia Oscura
La materia oscura forma la struttura dell’Universo su grande scala, mentre la materia “ordinaria” , luminosa, viene gravitazionalmente attratta da questa. N-body Simulation by the Virgo Consortium

31 Sloan Digital Sky Survey (~ 1 milione di galassie)
The 2.5-meter telescope at Apache Point Observatory, named the Sloan Foundation Telescope in recognition of the pivotal and generous support of the Alfred P. Sloan Foundation through all phases of the SDSS. All SDSS imaging and spectroscopy were carried out with the Sloan Telescope, equipped with a large format digital camera and fiber-fed spectrographs that measured spectra of 640 objects at a time.

32 Il cielo a microonde (nei dati del satellite WMAP)
David Wilkinson

33 CMB: la posizione dei “picchi acustici” nelle anisotropie in temperatura implica che l’universo e’ spazialmente piatto  necessita’ di un ingrediente additivo: materia ordinaria, oscura + ??? Hinshaw et al. 2006

34 Il futuro prossimo: Planck
Il satellite Planck lanciato nel 2009 dall’ESA misura le “anisotropie” nella temperatura (e polarizzazione) del CMB con un livello di risoluzione angolare senza precedenti. “Data release” nel 2013

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36 Evidenza di accelerazione cosmica dalle Supernovae piu’ distanti

37 L’espansione dell’Universo
accelera L’espansione accelerata sembra richiedere l’esistenza di un fluido cosmico con pressione negativa: Energia Oscura

38 Il “budget” cosmico Circa il 4% del budget cosmico e’ sotto forma di materia ordinaria (“barioni”), della quale solo una piccola frazione brilla nelle galassie (molto probabilmente la maggior parte della materia ordinaria e’ localizzata in “filamenti” di gas ad alta temperatura nel mezzo intergalattico). Circa il 23% del budget cosmico e’ fatto di Materia Oscura, una componente della quale percepiamo la presenza solo gravitazionalmente. Circa il 73% del contenuto energetico del nostro Universo e’ sotto forma di una componente “esotica”, chiamata Energia Oscura, o “Quintessenza” (quando e’ causata dall’energia di un opportuno campo scalare), che causa una forma di repulsione cosmica su grande scala tra gli oggetti celesti, mimando una sorta di effetto di anti-gravita’.

39 Di cos’e` fatta l’energia oscura?

40 Energia oscura ed energia del vuoto
L’accelerazione cosmica sembra richiedere l’esistenza di un fluido capace di sviluppare una forza repulsiva, una sorta di antigravita’. (alternative??) Tale forza repulsiva e’ generata se l’universo e’ permeato da un fluido con pressione isotropa negativa, detto Energia Oscura. Per ottenere un sistema con pressione negativa appare naturale’ ricorrere alle proprieta’ dell’energia del vuoto nella Teoria Quantistica dei Campi (esempio: l’effetto Casimir in elettrodinamica quantistica).

41 Effetto Casimir Nel 1948 il fisico olandese Hendrick Casimir propose un test sull’esistenza dell’energia del vuoto, che, nella teoria quantistica dei campi, prende la forma di particelle (dette “virtuali”) che costantemente si formano e scompaiono su scala microscopica. Normalmente, il vuoto e’ riempito di tali particelle su tutte le lunghezzze d’onda. Egli argui’ che, se due sottili piastre metalliche scariche e parallele vengono piazzate a piccola distanza reciproca le lunghezze d’onda piu’ grandi vengono escluse tra le piastre. Le particelle al di fuori delle piastre con le lunghezze d’onda escluse all’interno tendono a spingere le piastre l’una contro l’altra: tanto piu’ vicine sono le piastre, tanto piu’ forte e’ l’attrazione. Lamoureuex (1996) misuro’ l’effetto Casimir trovando buon accordo con la teoria. La prima misura con piastre parallela e’ stata effettuata da Bressi et al. (2002). Forza di Casimir F ~ A / d4 (A = area delle piastre, d = distanza reciproca)

42 La Costante Cosmologica
geometria materia Gmn+ L gmn= 8pG Tmn Quanto grande e’ L? Albert Einstein

43 Problemi con la Costante Cosmologica
L ≠ 0 e in accordo coi dati osservativi pone due problemi: fine-tuning (sintonizzazione fine): perche’ L e’ cosi’ piccola? coincidenza cosmica: perche’ differenti forme di energia (DE, DM, barioni) hanno oggi abbondanza confrontabile?

44 Modelli per l’Energia Oscura:
Costante Cosmologica “Quintessenza” Modifiche della legge di Gravitazione “Backreaction” delle disomogeneita’ locali

45 il destino dell’Universo
“Modello Standard”: il destino dell’Universo

46 Il destino (probabile dell’Universo
In tutta generalita’ la presenza dell’Energia Oscura porta a ritenere piu’ probabile un futuro dell’Universo di mera espansione accelerata (“cosmic no-hair theorem”) con una graduale scomparsa di tutte le strutture cosmiche: una sorta di lentissimo (infinito) congelamento e svuotamento dell’Universo.

47 Falsificabilita’ dell’energia oscura?

48 ?

49 Prospettive ossevative
Misurare le proprieta’ attuali dell’Energia oscura Studiarne l’evoluzione cosmica Dedurne la natura microscopica

50 Conclusioni A partire dalla meta’ degli anni ’80 e’ gradualmente emersa una lettura della cosmologia secondo la quale l’universo su scale di distanza molto maggiori di quelle accessibili (in linea di principio) alle osservazioni e’ verosimilmente dotato di proprieta’ affatto diverse da quelle a noi familiari. La regione del cosmo da noi abitata e l’epoca cosmica in cui viviamo appaiono avere caratteristiche peculiari che possono venir considerate come una sorta di criterio di selezione nella costruzione delle leggi fisiche che regolano il nostro essere nel cosmo ed analizzarne le proprieta’. In questo quadro appare del tutto ragionevole pensare che l’Universo nel suo insieme non abbia mai avuto inizio e non avra’ mai fine.

51 “L’eternita’ e’ lunghissima, specialmente verso la fine”
Woody Allen

52 letture consigliate George F.R. Ellis ”Issues in the Philosophy of Cosmology”, arXiv:astro-ph/ v2 (2008) Martin Rees “Il nostro ambiente cosmico”, Adelphi Edizioni, Milano (2004) George F.R. Ellis “On the flow of time”, Essay for the Fqxi essay contest on The Nature of Time” (2009) Alex Vilenkin “Un solo mondo o infiniti? Alla ricerca di altri universi”, Raffaello Cortina Editore, Milano (2007)