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Luniverso oggi si caratterizza per ricchezza e complessità. Esistono strutture su scale dalle galassie ai superammassi. Lordinaria materia barionica, in.

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Presentazione sul tema: "Luniverso oggi si caratterizza per ricchezza e complessità. Esistono strutture su scale dalle galassie ai superammassi. Lordinaria materia barionica, in."— Transcript della presentazione:

1 Luniverso oggi si caratterizza per ricchezza e complessità. Esistono strutture su scale dalle galassie ai superammassi. Lordinaria materia barionica, in forma di protoni, nuclei ed elettroni, la si trova nelle stelle, nel gas diffuso caldo e freddo e in altre forme; la miscela cambia fortemente nelle varie condizioni ambientali. La maggior parte della materia nelluniverso è oscura, nel senso che non emette radiazione né interagisce con essa: la sua conoscenza è inferita solo dai suoi effetti gravitazionali. La sua composizione è sconosciuta, e nella maggior parte è probabilmente non barionica; è difficile immaginare che si potrebbe dedurre come è venuta fuori dalle osservazioni del presente universo da solo. Durante le primissime fasi, tuttavia, luniverso era molto più semplice – un gas di fotoni, barioni e particelle di materia oscura distribuito in modo praticamente omogeneo. La radiazione di fondo cosmica a microonde (CMB) è unistantanea delluniverso anni dopo linizio, quando questi fotoni hanno interagito con i barioni e la materia oscura per lultima volta e sono stati quindi diffusi per lultima volta. In quel momento il plasma, da opaco, si è raffreddato abbastanza da diventare un gas trasparente di atomi neutri. Il CMB gioca il ruolo di stele di Rosetta cosmica. astro-ph/ Measuring Spacetime: from Big Bang to Black Holes astro-ph/ The State of the Universe: Cosmological Parameters 2002 Fisica del Macrocosmo - Cosmologia

2 SENSIBILITÀ RISOLUZIONE

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4 cosmologia Sistema Solare 10 kpc3 Mpc 1000 Mpc ~ 7° 1 Mpc 100 Mpc 3000 Mpc

5 1: dalle osservazioni... Su larga scala osservo luniverso ISOTROPO Legge di Wien: max T = 0.29 cm K T = ± K

6 2: unipotesi filosofica... Principio copernicano: losservatore non occupa una posizione privilegiata... su larga scala luniverso è OMOGENEO per lisotropia... Omogeneità: conferme osservative ACO/Abell (1958): N ~ 3000Zwicky et al. (1968): N ~ 30000Texas Radio Sources (1987): N ~ APM (1990): N ~ Sloan Digital Sky Survey (SDSS) perculiarità: spettro simultaneo di centinaia di galassie e quasar N ~ terabyte di dati accumulati!

7 Principio Cosmologico: su larga scala luniverso è omogeneo e isotropo Teorema [geometria differenziale] Solo tre geometrie sono possibili in 2D...

8 Dinamica Primo segnale – 1929: E. Hubble osserva che le galassie recedono secondo la legge v = H 0 d v = c z = c ( oss - em ) / em F = L / 4 d 2 H 0 70 km s -1 Mpc -1 è solo unapprossimazione! Di fatto... H 0 d = c z + ½ (1 - q 0 ) (c z)

9 Teoria della gravitazione: Relatività Generale geometria materia materia = energia: E = mc 2 singolarità: buchi neri e big bang limite newtoniano lenti gravitazionali onde gravitazionali

10 Morale: Ricorda: H 0 d = c z + ½ (1 - q 0 ) (c z) novità dalla RG...dalle osservazioni......alla geometria......alla distribuzione di energia media... Modello Cosmologico Standard fatti non foste a viver come bruti, ma per seguir virtute e canoscenza. (Comedia, Inferno, 26, 119) a(t) ~ raggio delluniverso (visibile!) k ~ curvatura della geometria (media!)

11 La teoria è basata sulla separazione dei concetti di campo gravitazionale e materia. Nonostante questa possa essere una valida approssimazione per campi deboli, può presumibilmente essere abbastanza inadeguata per densità di materia molto alte. Non si può pertanto assumere la validità delle equazioni per densità di energia molto alte ed è solo possibile che in una teoria unificata non ci debbano essere tali singolarità (Einstein, 1950). a(0) = 0 big bang a(t)1/a = 1 + z (z), T(z), N(z) esempio: Modello SCDM misuro z misuro, T, N controllo i parametri cosmologici del modello controllo il modello problema delletà: t universo < t ammmassi globulari t(z) = 2/3H 0 (1+z) -3/2 modifico il modello!

12 CMB – Cosmic Microwave Background ±0.004 K z T 0 (oggi) K ~1200

13 CMB: Boomerang98 tot =

14 Big Bang ? fluttuazioni quantistiche: dominano le interazioni deboli, forti ed elettromagnetiche fluttuazioni di materia: dominano le interazioni gravitazionali nucleosintesi: formazione degli elementi leggeri (H,He,Li,...) Cominciano a formarsi le strutture cosmiche: galassie, ammassi e superammassi di galassie, strutture su larga scala. Come? E in che ordine?

15 ~ anni ~ 0.1% età delluniverso fluttuazioni di temperatura T = T - T media fluttuazioni di materia: media dalle anisotropie del CMB… parametri cosmologici …ai semi delle strutture cosmiche: tempo media ? attrazione gravitazionale vs espansione di Hubble

16 medio è unparametro cosmologico tempo medio ! Z 1200 Z 5 Regime lineare R e g i m e n o n l i n e a r e

17 CLUSTERING GERARCHICO tempo oggetti di piccola massa: galassie oggetti di grande massa : ammassi e superammassi di galassie massa ~ anni ~ 90% età delluniverso QSO

18 La componente barionica predominante degli ammassi di galassie consiste di una componente calda (T ~ K), diffusa (n e ~ 3-10 cm -3 ), che emette raggi X per effetto Bremsstrahlung termico (i.e., scattering di elettroni nel campo coulombiano generato ad ioni ed elettroni) e una frazione di linee di emissione da elementi pesanti altamente ionizzati. MEZZO INTER CLUSTER: EMISSIONE X Emissione ottica Emissione X

19 CMB formazione strutturenucleosintesi

20 SIMULAZIONI N-BODY xixi F i = -Σ k Gm i m k /r ik 2 =m i a i vivi xixi t t + t Simulazione estratta da una più larga, con N = particelle e 2199 passi temporali. Durante lanimazione l universo si espande di un fattore 90 circa; alla fine stiamo guardando un piccolo alone di materia oscura cluster mentre il resto delluniverso simulato si è mosso fuori dallo schermo.

21 CLUSTERING: SIMULAZIONE gravitazione fluidodinamica & elettrodinamica chimica conteggi 2. spettroscopia

22 MODELLO SCDM (*) : SIMULAZIONE (*) SCDM = Standard Cold Dark Matter Click sul filmato per mettere in PAUSA

23 MODELLO CDM (*) : SIMULAZIONE (*) CDM = Cold Dark Matter + (= costante cosmologica)

24 MERGING: SIMULAZIONE 1 Click sul filmato per mettere in PAUSA

25 Sinistra: Evoluzione di un alone con una storia di merging tranquillaEvoluzione di un alone c Destra: Evoluzione di un alone con una storia di merging violenta Evoluzione di un alone c MERGING: SIMULAZIONE 2 Click sul filmato per mettere in PAUSA

26 Mezzo intergalattico – Lyman- forest QSO

27 1216Å (1+z) = 1408Å IR 1216Å (1+z) = 5618Å V Lyman- forest

28 Lyman- forest: ricostruzione della distribuzione dellHI su scale cosmologiche con tecnica di coincidenza

29 MATERIA OSCURA luce = tracciante di massa 1.rilevata solo dai suoi effetti gravitazionali 2.non rientra nel Modello Standard delle particelle elementari 3.uno dei principali costituenti delluniverso? oscura = non emette luce

30 Keplero: effetti gravitazionali - prima evidenza: materia oscura nelle galassie (Zwicky, 1933)...massa mancante

31 effetti gravitazionali - seconda evidenza: materia oscura nei cluster di galassie cluster di galassie: Contengono gas caldo che emette radiazione X materia oscura equilibrio meccanico: senza materia oscura il gas caldo si dissolverebbe

32 effetti gravitazionali - terza evidenza: lenti gravitazionali Abell 2218, un cluster di galassie lontano circa 3 miliardi di anni luce, piega la luce dalle galassie retrostanti creando lunghi e deboli archi. massa alone forma degli archi

33 Candidati di Materia Oscura Barionica: materia ordinaria fatta di protoni e neutroni? Alcune idee: 1.Nane Brune o pianeti tipo Giove 2.Resti di stelle fredde (buchi neri, stelle di neutroni, nane bianche, 3.Buchi neri primordiali (lasciati dopo il Big Bang) Tutte queste forme di materia oscura barionica sono collettivamente chiamate Massive Compact Halo Objects (MACHOs) Non barionica: prodotta nei primi istanti dopo il Big Bang Alcune idee: 1. Neutrini massivi 2. Nuove particelle esotiche Tutte queste forme di materia oscura non barionica sono collettivamente chiamate Weak Interactive Massive Particles (WIMPs) oltre il Modello Standard

34 Indagine cosmologica ?

35 INFLAZIONE & ENERGIA OSCURA COSTANTE COSMOLOGICA ESPANSIONE ACCELERATA oltre il Modello Standard? dopo il Big Bang e oggi?

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