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Cosmologia Le immagini presenti in questo file sono state reperite in rete o modificate da testi cartacei e vengono utilizzate solo per lelevato contenuto.

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1 Cosmologia Le immagini presenti in questo file sono state reperite in rete o modificate da testi cartacei e vengono utilizzate solo per lelevato contenuto didattico Appunti di geografia per gli studenti delle sezioni C e D a cura della prof.ssa A. Pulvirenti.

2 COSMOLOGIA ORIGINE ED EVOLUZIONE CONFIGURAZIONE GEOMETRICA ESTENSIONE PRINCIPIO DELLATTUALISMO Le stesse leggi fisiche, gli stessi elettroni, le stesse r.e.m. che osserviamo nei laboratori devono trovarsi in tutto lUniverso. Consapevolezza dei limiti delle conoscenze (alcuni fatti potrebbero essere ignoti).

3 PRINCIPIO COSMOLOGICO Nessun osservatore deve essere privilegiato; quindi lUniverso nelle sue grandi linee deve apparire identico da qualunque punto di osservazione. PRINCIPIO COSMOLOGICO PERFETTO Luniverso deve apparire in media sempre uguale da qualunque punto dello spazio ed in qualunque istante. Ciò non significa che non cambia nulla, ma che i cambiamenti sono LOCALI e si compensano statisticamente. TEORIA DELLO STATO STAZIONARIO.

4 GALASSIE ED UNIVERSO IN ESPANSIONE Una stella che si allontana da noi mostra un red shift con una variazione della lunghezza donda delle righe proporzionale alla velocità di allontanamento: = Dove 0 = lunghezza donda della linea spettrale considerata v= velocità radiale della sorgente rispetto allosservatore da cui:

5 LEGGE DI HUBBLE LA VELOCITA DI ALLONTANAMENTO DELLE GALASSIE E DIRETTAMENTE PROPORZIONALE ALLA LORO DISTANZA V= H 0 *r Hubble conosceva gli spettri di 46 galassie; di 18 ne conosceva la distanza; di queste notò che il red shift era maggiore tanto più lontana era la galassia; di quelle di cui non conosceva la distanza notò che il red shift era tanto maggiore quanto più pallide erano le galassie.

6 IL RECIPROCO DELLA COSTANTE DI HUBBLE E IL TEMPO DELLUNIVERSO. se Ho vale km /sec*Mpc ( il valore di questa costante non è certo!!!)

7 In un miliardo di anni ci sono 3,1*10 16 sec 6,2*10 17 sec/3,1*10 16 = 20 miliardi di anni! ETA DELLUNIVERSO! 1Mpc= 3,1*10 19 Km = 6,2*10 17 sec

8 PROVE Big bang Moto di recessione delle galassie (legge di Hubble) Isotropia dellespansione cosmica: lespansione procede in tutte le direzioni dello spazio, nessun punto delluniverso è privilegiato. radiazione di fondo

9 Scoperta da Penzias e Wilson nel 1965, e poi riosservata successivamente con il satellite COBE e recentemente con WMAP, la distribuzione di energia di questa radiazione segue landamento di un corpo nero a temperatura T=2.725 ±0.002 K. Le variazioni di colore sono variazioni di temperatura (ΔT), fluttuazioni rispetto al valore medio o in altre parole anisotropie al momento del disaccoppiamento materia-radiazione.

10 Big Bang

11 Da uno stato iniziale in cui materia e radiazione erano mescolati in una forma molto calda e densa, e le 4 forze fondamentali della natura erano unificate, lUniverso ha cominciato ad espandersi e la materia a raffreddarsi.

12 Durante i primi secondi si sono formati protoni, neutroni ed elettroni, quando i fotoni si scontravano e convertivano la loro energia in massa, e le 4 forze si sono separate.

13

14 Approssimativamente 3 minuti dopo il Big Bang T è scesa a 1 miliardo di gradi e protoni and neutroni si unirono a formare i nuclei degli atomi.

15 Circa anni dopo il Big Bang, si raggiunse la temperatura di 3000 gradi, e gli elettroni si sono combinati con i nuclei a formare atomi neutri (epoca della ricombinazione). Senza più elettroni liberi in grado di diffondere i fotoni, lUniverso divenne trasparente alla radiazione (epoca del disaccoppia- mento), ed è questa luce che oggi chiamiamo radiazione di fondo. Circa 1 miliardo di anni dopo il Big Bang cominciarono a formarsi le stelle e le galassie, e da questa fase in poi lUniverso ha continuato a espandersi e a raffreddarsi sempre più.

16 PARADOSSO DI OLBERS Luniverso infinito e in espansione Perché il cielo è buio? 1. è in espansione 2. se è infinito la luce non è ancora arrivata 3.Se è finito ha un diametro troppo piccolo per contenere un numero di stelle sufficienti a rendere il cielo luminoso

17 1. E' "nato" da una esplosione iniziale Big Bang. 2. Dopo un certo periodo di tempo (circa anni dall'origine) si sono formate le Galassie 3. Ha tre possibilità di evoluzione: Le prime due comportano una espansione illimitata la terza invece ammette che l'universo collasserà di nuovo su se stesso

18 Quale futuro per lUniverso? Alexander Friedmann (1922): assumendo che lUniverso su larga scala appaia lo stesso in ogni direzione propone 3 ipotesi:

19 Modello aperto" Espansione dell'universo: avviene esattamente alla velocità richiesta per impedirne la ricontrazione, senza fine ma sempre più lenta Non cè abbastanza materia per bloccare lespansione, le galassie continuano ad allontanarsi le une dalle altre ma con maggiore lentezza. Velocità tra le Galassie diminuisce sempre ma non si annulla.

20 Modello piatto" Espansione dell'universo:a velocità sempre più grandi. Attrazione gravitazionale: non riuscirà mai ad arrestarne la espansione. In un universo piatto, cè materia sufficiente a bloccare lallontanamento delle galassie, ma non a impedire lespansione allinfinito.

21 Modello Chiuso" Espansione dell'universo: lenta Attrazione gravitazionale: rallentamento fino allarresto dellespansione Contrazione dell'universo su se stesso. All'inizio dell'espansione il raggio è zero (BIG BANG) Alla fine dell'espansione il raggio è zero (BIG CRUNCH)

22 E la densità dellUniverso ciò che determina il suo futuro. Al variare del parametro di densità Ω, che è il rapporto fra la densità dellUniverso e la sua densità critica (che a sua volta è funzione della costante di Hubble), si ottiene un universo aperto, piatto o chiuso.

23 DENSITÀ Ω: distribuzione di materia nell'universo 9,7 x (g/cm 3 ). Il valore misurato dipende dalla quantità di materia osservabile sotto forma di radiazione luminosa Se sommiamo stelle e galassie = Se consideriamo anche la materia oscura presente nelle galassie e negli ammassi di galassie = distribuzione della " materia oscura " ? misura del parametro di decelerazione ?

24 Teoria dellinflazione UNESPLOSIONE TROPPO ORDINATA. Le esplosioni diffondono gas e particelle in modo casuale, lU. appare irregolare solo su scala locale. Nel 1980 fu aggiunta la teoria dellinflazione. Un fenomeno avvenuto meno di un miliardesimo di secondo, con un improvviso rilascio di energia, con conseguente accelerazione dellespansione. Linflazione dellU. richiede che la sua densità sia =1. Le galassie visibili sembrano suggerire una densità 100 volte inferiore. Alcune teorie stimano che la materia a noi invisibile, sia 10 volte più abbondante di quella visibile. IL 90% DELLUNIVERSO È FATTO DI MATERIA ESOTICA


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