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Universo Paolo Bartoli – ottobre 2010 novembre 2012.

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Presentazione sul tema: "Universo Paolo Bartoli – ottobre 2010 novembre 2012."— Transcript della presentazione:

1 Universo Paolo Bartoli – ottobre 2010 novembre 2012

2 Sappiamo poco

3 Tutto è energia U = - G m M / rE = h f E = m c 2 E = n/2 k T

4 I numeri delluniverso : Problema: come sono scelte queste costanti e tutti i valori dei parametri del modello standard?

5 La quantità : Ha le dimensioni di un tempo TEMPO DI PLANCK

6 Nessunaltra combinazione formata da queste costanti ha le dimensioni di un tempo. Rappresenta il più piccolo intervallo di tempo. Prima di tale istante le leggi della fisica non si possono applicare. Vale la legge della gravitazione universale. Vale la legge della propagazione della luce nel vuoto. Valgono i principi della termodinamica.

7 Quali erano le leggi della fisica prima dell era di Planck? Problema:

8 Non possiamo capire luniverso! Forti indizi portano a credere che le interazioni fondamentali della natura siano unificate! Era di Planck Quanto è grande luniverso in questa fase?

9 Lunghezza di Planck La quantità: è detta lunghezza di Planck. Per immaginare un universo più piccolo dovremmo cambiare le costanti!

10 Massa di Planck Densità delluniverso allera di Planck:

11 Temperatura delluniverso nellera di Planck : Temperatura di Planck.

12 Densità elevatissima (Relatività generale) Dimensioni infinitesime (Meccanica quantistica) Quale fisica ritenere valida al momento del Big Bang? Problema della gravità quantistica.

13 Temperatura di soglia Temperatura al di sopra della quale una particella può essere liberamente creata dalla radiazione termica. Per creare un elettrone è sufficiente una temperatura dellordine di

14 Inizia lespansione

15

16 Era dei quark e leptoni In questa fase la temperatura delluniverso è Equilibrio tra radiazione e particelle. Separazione forza gravitazionale e elettronucleare Problema : unificazione delle forze della natura.

17 Perché si formano solo le particelle leggere? La temperatura è tale da poter formare tutte le altre particelle, ma lespansione è ancora troppo veloce. E favorita statisticamente la formazione di particelle più leggere.

18 Periodo inflazionario Luniverso raddoppia le sue dimensioni ogni Consideriamo due punti distanti

19 Passo 1 >> Passo 10 >> Passo 30 >> Passo 70 >>

20 Avvenimenti importanti Lo stiramento è così forte che lo spaziotempo si appiattisce (diventa euclideo) La forza elettronucleare si spezza in forza nucleare forte ed elettrodebole.

21 Periodo post-inflazione La temperatura è scesa La radiazione non è più in grado di formare particelle (vedi T di soglia) e la materia si annichila con lantimateria per formare altra radiazione. Risultato: forte asimmetria a vantaggio della radiazione. I quark vengono confinati nei protoni e nei neutroni. La forza elettrodebole si scinde in nucleare debole ed elettromagnetica.

22 Fine prima parte

23 Problema : scomparsa dellantimateria ? Materia e antimateria occupano regioni distinte di universo. Piccolo eccesso di materia sullantimateria. Materia e antimateria hanno proprietà fisiche diverse.

24 La prima mezzora Lenergia cinetica è tale da consentire la formazione di nuclei di deuterio (p,n). Collisioni tra nuclei di deuterio: (a quella temperatura) portano, in breve, alla formazione di nuclei di elio (2p,2n) La radiazione presente è ancora tale da impedire la cattura degli elettroni da parte dei nuclei.

25 Periodo radiazione opaca (purtroppo) La densità elevata di elettroni impedisce alla radiazione di uscire da questa nebbia. Motivi: i fotoni interagiscono con gli elettroni e vengono diffusi restando intrappolati. Conclusione: ora noi non possiamo, con i nostri strumenti, vedere cosa è successo prima di questo periodo ( anni dal big bang)! Speranza: neutrini e onde gravitazionali

26 Radiazione cosmica di fondo La temperatura si è abbassata e si formano i primi atomi. La radiazione può propagarsi liberamente. Essa è stata rivelata ai giorni nostri nella regione dello spettro appartenente elle microonde. (effetto Doppler gravitazionale) Lo spettro di questa radiazione è quello di un corpo nero intorno ai 2.7K.

27 Ora cè abbastanza materia e lespansione non è più tanto veloce: la gravità può iniziare il suo lavoro di addensamento della materia e formare galassie… 1 miliardo di anni dallinizio

28 Hubble

29 Assunta valida la legge di Hubble, possiamo servircene per calcolare le distanze delle galassie dalla misura del red shift ΔZ V = H rV = c ΔZ

30 Altra informazione contenuta nella legge di Hubble. H = H(t) La gravità rallenta lespansione

31 Età delluniverso V = H r Il raggio delluniverso si ottiene ponendo V = c C = H r Quanto tempo impiega la luce per percorrere la distanza r? r = c t Letà delluniverso è il reciproco della costante di Hubble! (stima)

32 Lincostante di Hubble (km/s/Mpc) 1929 (Hubble) (Wilson) (Sandage) ± 8.7 (15.6%) 1983 (Aaronson) – 82 ± 10 (12%) 2001 (Freedman) – 72 ± 8 (11%) 2009 (HST) ± 3.6 (4.8%)

33 H ~ 70 km/(s Mpc) Ciò conduce ad unetà compresa fra i 13 e i 14 miliardi di anni!

34 Densità critica E il valore della densità per cui luniverso, pur rallentando continuamente la sua espansione, seguiterà ad espandersi allinfinito. Per densità inferiori alla densità critica, lespansione seguiterà allinfinito, ma il frenamento sarà meno efficace. Per densità superiori, luniverso rallenterà fino ad una contrazione.

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36 Oggi Le osservazioni mostrano che siamo in una fase di accelerazione dovuta alla presenza di una energia repulsiva detta Energia Oscura (o energia del vuoto) Questa informazione, unita al fatto che la geometria delluniverso è aperta, conduce ad unespansione infinita. Problema : energia oscura e materia oscura

37 Risposte (?) Supersimmetria Teoria delle stringhe Gravità quantistica a loop (Carlo Rovelli) Geometria non commutativa (Alain Connes) Prima del big bang - Bojowald Che cosè il tempo? Che cosè lo spazio? – Carlo Rovelli

38 Bibliografia Barrow - I numeri delluniverso Barrow - Il libro degli universi Davies - I misteri del tempo Davies - La mente di Dio Green - La trama del cosmo Hack - Luniverso alle soglie del 2000 Laughlin - Un universo diverso Rees - Prima dellinizio Smolin - La vita del cosmo Smolin - Universo senza stringhe Susskind - Il paesaggio cosmico Weinberg - I primi tre minuti Weinberg - Il sogno dellunità delluniverso


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