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Corso di Fondamenti di Fisica Moderna Relatrici Napolitano Anna Romano Stefania Big Bang ed Evoluzione dellUniverso.

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Presentazione sul tema: "Corso di Fondamenti di Fisica Moderna Relatrici Napolitano Anna Romano Stefania Big Bang ed Evoluzione dellUniverso."— Transcript della presentazione:

1 Corso di Fondamenti di Fisica Moderna Relatrici Napolitano Anna Romano Stefania Big Bang ed Evoluzione dellUniverso

2 Universo stazionario Redshift dello spettro delle radiazioni emanate dalle galassie Scoperta di Hubble Universo in espanzione

3 Legge di Hubble V=H 0 r Dove H 0 è detta costante di Hubble con dimensione di un tempo alla meno 1 Età di Hubble = ~ 1.3x10 10 a Età di Hubble = Età dellUniverso

4 La Terra non si trova al centro dellUniverso Conseguenza della legge di Hubble

5 Evoluzione dellUniverso

6 Il futuro dellUniverso dipende dalla densità media della sua materia ρ 0 Consideriamo il moto di una singola galassia Dati m massa della galassia R distanza galassia dalla Terra M massa totale galassie presenti nel volume sferico di raggio R v la velocità di recessione della galassia Energia potenziale gravitazionale della galassia: -GMm/R Energia totale della galassia: E=K+U=1/2mv 2 -GMm/r Dove E dipende da M cioè dipende dalla densità di massa volumica: ρ=M/((4/3)πR 3 ) Energia totale E0: la galassia si allontana indefinitivamente dalla Terra Energia totale E<0: la galassia invertirà il moto di recessione ritornando sulla Terra

7 Uguagliando a zero lenergia totale otteniamo la densità critica media: ρ c Eseguiamo le dovute semplificazioni su: sostituiamo v=Hr data dalla legge di Hubble e dividendo per m:

8 da cui ricaviamo M: sostituendo M in ρ c otteniamo: Usando i valori attuali di H e G otteniamo: ρ c ~ kg/m 3

9 Ovviamente, alla luce di questi calcoli, risulta fondamentale determinare la densità media attuale dellUniverso ρ 0, dalla quale dipende il destino del Cosmo. Il problema è che lattuale valore di ρ 0 pari a circa il 4% di ρ c, è stato stimato calcolando soltanto la massa di galassie visibili contro le esistenti nellUniverso osservabile. In base ai dati attuali, dunque, lUniverso dovrebbe espandersi indefinitivamente, ma è ancora tutto da vedere a causa della massa mancante del Cosmo che influenza il valore di ρ 0.

10 In base ai risultati ottenuti, gli scienziati hanno individuato 3 possibili evoluzioni dellUniverso: se la densità media ρ 0 dellUniverso è minore della densità critica ρ c, si ha un Universo aperto (Figura a sinistra) se la densità media ρ 0 dellUniverso è maggiore della densità critica ρ c, si ha un Universo chiuso (Figura a destra) se la densità media ρ 0 dellUniverso è uguale alla densità critica ρ c, ossia ρ 0 = ρ c, si ha una condizione limite in cui lUniverso continuerà ad espandersi, ma con velocità sempre minore fino ad arrestarsi senza poi contrarsi.

11 Origine dellUniverso

12 Big Bang LUniverso si è evoluto a partire da uno stato iniziale in cui la densità e, di conseguenza, la temperatura, avevano valori altissimi. In seguito, con il trascorrere del tempo, lespansione dellUniverso comportò una diminuzione della temperatura e della densità.

13 Scoperte che portarono allipotesi di un Universo in evoluzione a partire dal momento iniziale: Big Bang Legge di Hubble Scoperta di Martin Ryle Abbondanza di elio Radiazione cosmica di fondo

14 una delle scoperte in questione è ad opera di Martin Ryle, il quale dedusse che le radiogalassie più lontane sono più numerose di quelle più vicine e, poiché osservazioni di oggetti più lontani corrispondono a istanti precedenti, poté dedurre che a istanti precedenti lUniverso appariva diverso da come appare oggi: lUniverso si è evoluto Scoperta di Martin Ryle

15 Abbondanza di elio Una scoperta riguarda labbondanza di elio, infatti i cosmologi si resero conto che la nucleosintesi delle stelle non può spiegare labbondanza cosmica dellelio che deve essersi formato a temperature estremamente alte ossia durante il Big Bang

16 Radiazione cosmica di fondo se effettivamente si è verificato il Big Bang, lalta temperatura avrebbe dovuto produrre un campo di radiazione termica che avrebbe dovuto raffreddarsi con il progredire dellespansione. Il modello teorico dellorigine dellUniverso, previde che i residui del campo di radiazione in questione dovevano essere individuati dalla Terra come segnale elettromagnetico proveniente da tutte le direzioni. Effettivamente nel 1963 quella che oggi è conosciuta come radiazione cosmica di fondo prevista dal modello teorico fu effettivamente scoperta da Arno Penzias e Robert Wilson

17 Modello standard o Big Bang canonico

18 Secondo questo modello, allistante t=0 s le quattro forze fondamentali della natura (forte, elettromagnetica, debole, gravitazionale) erano unificate in ununica forza. A circa listante t= dopo il Big Bang la forza gravitazionale si separò dalle altre tre. Tuttavia gli scienziati non sono ancora riusciti a descrivere che cosa avvenne tra listante t=0 e listante t= dopo il Big Bang. Dopo il fatidico istante t= s lUniverso cominciò a raffreddarsi al di sotto di K le altre tre forze fondamentali rimasero unificate; i quark e i leptoni erano indistinguibili. Fu durante questo periodo che si produsse un lieve eccesso di quark sugli antiquark il quale finì per dare origine alla materia presente attualmente nellUniverso.

19 Allistante t= s lUniverso si era espanso tanto da raffreddarsi a circa K; a questo punto la forza forte si separò dalle altre due forze che insieme costituirono quella che è denominata forza elettrodebole. A questo punto i quark cominciarono a combinarsi per dare origine agli adroni ed alle loro antiparticelle. Allistante t=10 -6 s lUniverso si era espanso tanto da raffreddarsi a circa K; a questo punto le coppie particella-antiparticella si annichilarono e non furono prodotte altre coppie che le sostituissero. Soltanto il lieve precedente eccesso di quark determinò un lieve eccesso di protoni e neutroni sulle loro antiparticelle. Le annichilazioni diedero origine a fotoni e leptoni e, dopo circa s, quelle particelle in numeri circa uguali, dominarono lUniverso. Era lera leptonica.

20 Allistante t=10 -2 s circa, inizia lera del plasma atomico, durante la quale lo spazio era pieno di elettroni, protoni, neutroni e nuclei leggeri che si muovevano troppo velocemente per formare atomi. Allistante t=10s circa, lUniverso si era espanso tanto da raffreddarsi a circa K; a questo punto lannichilazione eliminò la totalità dei positroni lasciando soltanto il piccolo eccesso di elettroni. Le particelle presenti erano principalmente fotoni e neutrini. Cominciò lera della radiazione. Entro qualche altro minuto, dopo circa s la temperatura era scesa tanto da permettere la fusione di protoni e neutroni per formare nuclei che non subivano immediatamente la fotodisintegrazione; in questo periodo di nucleosintesi, vennero prodotti deuterio, elio ed un po di litio, ma la rapida espansione fece scendere presto la temperatura ad un valore troppo basso perché la fusione continuasse e la formazione degli elementi più pesanti dovette attendere la nascita delle stelle. LUniverso era entrato nellattuale era dei processi chimici.

21 Fu a partire da questera che lUniverso divenne trasparente alla luce, infatti nelle precedenti ere della cosmogenesi lUniverso era opaco alle radiazioni elettromagnetiche; lo spazio, infatti, era pieno di particelle cariche libere, in grado di assorbire e riemettere in continuazione i fotoni. Con la scomparsa del plasma atomico e la formazione degli atomi neutri, invece, lUniverso divenne improvvisamente trasparente ai fotoni, che tutto dun tratto erano disaccoppiati dalla materia e in grado di percorrere distanze anche lunghissime prima di essere assorbiti.Molto tempo dopo, quando ormai la temperatura era scesa a 3000 K, si cominciarono a formare gli atomi degli elementi più pesanti che costituirono la materia che oggi domina lUniverso.


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