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LA MISURA DELLE DISTANZE NELLUNIVERSO UNA QUESTIONE DI METODO.

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Presentazione sul tema: "LA MISURA DELLE DISTANZE NELLUNIVERSO UNA QUESTIONE DI METODO."— Transcript della presentazione:

1 LA MISURA DELLE DISTANZE NELLUNIVERSO UNA QUESTIONE DI METODO

2 METODI MODERNI PER DETERMINARE LE DISTANZE PARALLASSE STELLARE MAGNITUDINE ASSOLUTA CEFEIDI RED - SHIFT PARALLASSE STELLARE MAGNITUDINE ASSOLUTA CEFEIDI RED - SHIFT

3 Le cefeidi

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5 cefeidi, giganti gialle che prendono il nome dalla stella δ Cephei, la prima di questo gruppo ad essere stata scoperta e studiata alla fine del XVIII secolo. La magnitudine di δ Cephei varia regolarmente da 3,6 a 4,3 in un periodo di 5,4 giorni. Le cefeidi note sono circa 700: anche la stella polare è una cefeide, la cui variazione luminosa è limitata a solo un decimo di magnitudine tra 2,5 e 2,6.

6 Il metodo delle Cefeidi 1912 Henrietta Leavitt, studiando alcune cefeidi, scopre la regolarità periodica della loro luminosità Studiando cefeidi a distanza nota (con la parallasse) scopre la relazione esistente tra il periodo di pulsazione e la magnitudine assoluta della stella

7 Grafico della variazione della luminosità in funzione del tempo di alcune cefeidi

8 Relazione periodo - luminosità Cefeidi che pulsano con lo stesso periodo hanno la stessa Magnitudine assoluta Conoscendo la magnitudine apparente (sempre misurabile), attraverso il periodo di pulsazione scopro la Magnitudine assoluta Applico M - m=5-5log d scopro la distanza

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10 Nubi di Magellano. Nel 1923 Edwin Hubble, studiando alcune cefeidi nella nube di Magellano, scopre che le nubi distano dalla terra a.l (48 Kps). Più lontane di qualsiasi stella appartenente alla Via Lattea. E il primo grande salto fuori dalla nostra galassia.

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12 GRANDE E PICCOLA NUBE DI MAGELLANO sono i membri più vicini a noi del Gruppo Locale di galassie. La Grande Nube(LMC) e la Piccola Nube(SMC) sono un laboratorio galattico di valore inestimabile, particolarmente per lo studio dell'evoluzione stellare. La LMC è una galassia di 10 miliardi di Soli, ha un diametro di anni luce, circa metà di quella della nostra Galassia, mentre la SMC è una galassia di medie dimensioni legata gravitazionalmente alla LMC, ha un diametro pari ad un terzo della nostra Galassia. Tra le due nubi esiste un lungo cordone di gas e stelle, formatosi al momento di una collisione o di un incontro ravvicinato avvenuto circa 200 milioni di anni fà. La caratteristica principale è la ricchezza di stelle giovani e molto luminose, i gas e le polveri primordiali delle nubi di Magellano iniziarono a collassare nello stesso periodo della materia prima della Via Lattea, ma nelle Nubi di Magellano il processo si arrestò molto presto. Sino a 2 miliardi di anni fa, le Nubi restarono in prevalenza oggetti gassosi, poi un passaggio particolarmente vicino alla nostra Galassia, accese un processo velocissimo di formazione stellare, dove nacquero quasi tutte le stelle che oggi brillano con eccezionale luminosità.

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15 Le prime ipotesi cosmologiche Perché di notte il cielo è buio? (Paradosso di Olbers 1826)

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17 Se la densità delle stelle o galassie è uniforme, se luniverso è statico e infinito Se Il numero di stelle aumenta come D 2 E la luminosità diminuisce come D 2 Ogni guscio dovrebbe inviare alla terra una quantità identica di energia luminosa…. Il cielo non dovrebbe essere buio!!

18 Hubble risolve il problema delle distanze

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26 Perché di notte il il cielo non è buio? La legge di Plank ci dice che E= H x f Quindi lenergia luminosa dipende dalla frequenza dellonda. La ragione è lespansione dellUniverso. Dai corpi celesti lontani rileviamo, a causa della velocità di recessione, una radiazione con frequenza minore di quella di partenza. Più sono lontani più lEnergia che giunge a noi è minore. Per esempio emettono nellinfrarosso e nelle microonde che locchio non percepisce.

27 Come ci immaginiamo lUniverso? Come uno spazio fisso sullo sfondo del quale si muovono stelle e pianeti. E limmagine dellUniverso fino al 1930

28 Ma cosa esattamente si sta espandendo?

29 The most incomprehensible thing about the universe is that it is comprehensible A.Einstein

30 Applicando tutto questo all'universo Einstein elaborò la seconda parte della teoria, la Relatività Generale,dove entra in gioco un'altra forza fondamentale, quella gravitazionale, a cui praticamente si sottomette persino la luce. Infatti, nello spazio cosmico, un raggio di luce che transita in prossimità di una grande massa viene da questa deviato verso se stessa in maniera direttamente proporzionale all'entità del corpo celeste.

31 L'astronomo inglese Sir Arthur Eddington riuscì per primo a provare l'influenza della forza gravitazionale sulla luce. Durante l'eclissi solare del 29 maggio 1919, riprese le immagini di una stella la cui luce, passando vicina al sole, le faceva giungere a Terra con un'angolazione spostata di di 1,75 arcosecondi rispetto alla posizione originale, confermando quanto previsto da Einstein.

32 Gennaio 1933 P. Lemaitre e A. Einstein sono in California per una serie di seminari. Dopo lesposizione da parte di Lemaitre dei dettagli della teoria del Big Bang, Einstein dirà:questa è la più bella e soddisfacente spiegazione della creazione che io abbia mai sentito.

33 In breve, le equazioni di campo di Einstein descrivono la curvatura dello spaziotempo, in funzione della densità di materia, dell'energia e della pressione.spaziotempomateriaenergiapressione Se la densità è maggiore di un certo valore, l'universo si ricontrarrà, se pari o inferiore, si espanderà per sempre L'equazione di campo indicata da Einstein si distingue per la semplicità dell'accoppiamento tra materia/energia e curvatura. La soluzione di Lemaître dell'equazione di campo di Einstein studia il comportamento dell'universo in equilibrio dinamico, tenendo conto della scoperta di Hubble. Lequazione di Einstein è risolta in modo da avere un istante iniziale con R = 0equazione di campo di Einsteinuniverso la fisica poteva dare un senso, nei limiti delle proprie competenze, alla nozione di inizio dell'universo, ma questa nozione non poteva essere confusa, così come tale, con la nozione di creazione in senso filosofico o teologico. Per questo Lemaître si può considerare il padre della teoria del Big Bang (o dellATOMO PRIMORDIALE).Big Bang Cosa centra Einstein con il modello dellUniverso?

34 1940 Alpher, Gamow, Herman Ipotizzano che se lUniverso ha avuto un inizio, esso doveva essere infinitamente denso e infinitamente caldo. LUniverso doveva conservare, come radiazione cosmica di fondo, il residuo dellesplosione iniziale. Nel 1948, essi predissero che tale radiazione, proveniente dal Big Bang, raffreddata dallespansione dellUniverso, doveva corrispondere ad una T°=5°K

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36 k > 0: universo aperto, l'energia cinetica è superiore di quella potenziale e quindi l'universo continuerà ad espandersi indefinitamente k = 0: universo aperto critico, in cui l'attrazione gravitazionale non è sufficiente a far collassare l'universo su sé stesso come per quello chiuso ma non è nemmeno sufficiente a garantire un'espansione perpetua, si avrà allora un universo che arriverà ad un tempo infinito con velocità zero. k < 0: universo chiuso, in cui l'attrazione gravitazionale provoca un rallentamento dell'espansione ed un successivo collasso dell'universo, che quindi comincerà a contrarsi

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39 Mappa della radiazione cosmica di fondo, dopo la rimozione dei contributi dovuti a sorgenti locali e dell'anisotropia di dipolo.


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