Tano Cavattoni L’Universo Età 13,7 miliardi di anni

Capitolo 10 L’universo lontano Che cosa sono le galassie? Prima del 1900 nessuno ne sapeva niente. Nel 1920 ne erano al corrente ben pochi. Dopo il 1924 non c’era più un solo astronomo che non lo sapesse. Allan Sandage

Capitolo 10 L’universo lontano Lezione 26 Galassie § 10.1 La nostra Galassia § 10.2 Galassie oltre la nostra § 10.3 Gruppi di galassie Lezione 27 Cenni di cosmologia § 10.4 Perché il cielo di notte è buio? § 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo § 10.6 Origine dell’universo § 10.7 Conferme della teoria del big bang § 10.8 Ipotesi sul futuro

§ 10.1 La nostra Galassia Dimensioni Mezzo interstellare Stimate da Shapley nel 1920 grazie alle cefeidi di Henrietta Leavitt negli ammassi globulari. Harlow Shapley Mezzo interstellare Shapley sovrastimò le dimensioni a causa della presenza del mezzo interstellare. M81, molto simile alla Galassia Materia oscura Giustifica l’anomalo moto di rotazione della galassia. I bracci La struttura a bracci è dovuta alla particolare rotazione differenziale.

§ 10.1 La nostra Galassia Il mezzo interstellare È la materia che occupa lo spazio fra le stelle: Il mezzo interstellare assorbe la luce delle stelle di sfondo • 90% idrogeno; • 9% elio; • 1% polveri, come quelle che compongono il fumo di sigaretta. 5 5

§ 10.1 La nostra Galassia La materia oscura I bracci di spirale È la materia la cui esistenza è stata ipotizzata per giustificare l’anomalo moto di rotazione delle galassie. I bracci di spirale Sono zone in cui l’aumento di densità porta alla formazione di nuove stelle. Materia visibile 1% Materia oscura 29% Energia oscura 70% Le ellissi rappresentano la traiettoria di polveri e gas. Gli assi maggiori delle ellissi ruotano a diverse velocità. Si formano degli addensamenti: i bracci di spirale. 6 6

§ 10.1 La nostra Galassia Oltre la Galassia Le nebulose a spirale come quella di Andromeda fanno parte della Galassia o sono esterne ad essa? Andromeda: galassia o nebulosa? Il Grande Dibattito che Shapley ebbe con Curtis nel 1920 fu vinto da quest’ultimo. Heber Doust Curtis Nel 1924 Edwin Powel Hubble dimostrò che Andromeda si trova oltre i 2 milioni di a.l. di distanza: la Via Lattea non è l’universo, ma una galassia fra le tante. 7 7

§ 10.2 Galassie oltre la nostra Galassie a spirale I bracci di spirale sono sede di formazione stellare. • massa: 109 ÷ 1011 m • diametro: 10.000 ÷ 300.000 a.l. M101 Galassie ellittiche Sono solitamente composte da stelle vecchie. • massa: 106 ÷ 1013 m • diametro: 5.000 ÷ 300.000 a.l. M87 M101 8 8

§ 10.2 Galassie oltre la nostra Galassie irregolari Sono ricche di gas interstellare e di stelle giovani. • massa: fino a 1010 m • diametro: fino a 25.000 a.l. NGC 6822 Lo scontro fra stelle è molto improbabile, ma la fusione dei mezzi interstellari provoca formazione di nuove stelle. Galassie interagenti NGC 4676 9 9

§ 10.2 Galassie oltre la nostra Strane galassie nello spazio I nuclei galattici attivi (AGN, Active Galactic Nucleus) sono nuclei di galassie con anomale emissioni di energia, non riconducibili agli usuali processi di fusione delle stelle. Si ritiene che al centro del nucleo vi sia un buco nero supermassiccio. Buco nero Getti di particelle a velocità relativistiche. Disco di accrescimento Toroide di polveri e gas Osservati dai diversi punti di vista gli AGN appaiono come: • galassie Seyfert, con forti emissioni nel visibile; • radiogalassie, con anomale emissioni nella banda radio; • i quasar, gli oggetti più luminosi che si conoscano. 10 10

§ 10.3 Gruppi di galassie Gli ammassi di galassie sono aggregazioni di galassie che interagiscono gravitazionalmente. Il Gruppo Locale è il piccolo ammasso, 36 galassie, a cui appartiene la nostra Galassia. La Galassia 11 11

§ 10.3 Gruppi di galassie L’ammasso di galassie a noi più vicino è quello della Vergine, a circa 55 milioni di a.l. di distanza. Contiene circa 2000 galassie e 5·1014 m. M86 M84 Le galassie ellittiche giganti M86 e M84. 12 12

§ 10.3 Gruppi di galassie La scala maggiore alla quale si è riusciti a vedere una struttura nell’universo è quella dei superammassi: aggregazioni di ammassi di galassie. Due milioni di galassie punteggiano grandi bolle vuote. I superammassi si formano in corrispondenza del punto di incontro fra più bolle. 13 13

È così? § 10.4 Perché il cielo di notte è buio? Il paradosso di Olbers Supponiamo che l’universo sia: È così? • uniformemente popolato di stelle; • statico; • infinito, sia nello spazio che nel tempo. Guardando il cielo notturno in qualsiasi direzione, la linea di vista dovrebbe prima o poi incontrare una stella: una luce accecante dovrebbe provenire da ogni direzione. 14 14

§ 10.4 Perché il cielo di notte è buio? Quando Olbers ripropose il paradosso nel 1826 sottointendeva una precisa cosmologia. Heinrich Wilhelm Mathias Olbers La cosmologia è la scienza che studia le proprietà e l’evoluzione dell’universo. Come dimostrò Vesto Melvin Slipher nel 1914, le ipotesi di Olbers non erano corrette. In particolare non è possibile considerare l’universo come un aggregato statico di stelle. Vesto Melvin Slipher 15 15

§ 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo Slipher misurò la velocità di recessione delle “nebulose a spirale” grazie all’effetto Doppler. Righe senza alcuno spostamento Righe spostate verso il blu Righe spostate verso il rosso 16 16

§ 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo Nel 1929, Hubble, con l’aiuto di Milton Humason, dimostrò che l’universo è in espansione secondo una precisa legge. La legge di Hubble L’apparente velocità (v) di recessione delle galassie è direttamente proporzionale alla loro distanza (r): Distanza (Mpc) Velocità (km/s) v = H0·r 17 17

§ 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo L’attuale stima della costante di Hubble H0 è: H0 = 72 (km/s)/Mpc • Se tutte le galassie si stanno allontanando da noi, vuol dire che siamo al centro dell’universo? • Sono le galassie a muoversi nello spazio o è lo spazio fra una galassia e l’altra che si espande? • Se le galassie si stanno “allontanando” le une dalle altre, c’è stato un momento in cui erano unite? 18 18

§ 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo L’apparente spostamento delle galassie è dovuto alla dilatazione dello spazio: In questo modello lo spazio è la superficie del palloncino, non tutto il palloncino. Le galassie si allontanano le une dalle altre e non c’è un centro. 19 19

§ 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo La legge di Hubble misura le distanze Lo spostamento verso il rosso cosmologico, dovuto all’espansione dello spazio, è misurato dal parametro di redshift z, il rapporto fra la variazione di lunghezza d’onda e la lunghezza d’onda emessa: z = ∆λ/λ Dal parametro z si può ricavare la velocità (v) di recessione della galassia: 20 20

§ 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo La legge di Hubble misura le distanze Nota la velocità di recessione (v), utilizzando la legge di Hubble si può ricavare la distanza (r): r = v/H0 La legge di Hubble è lo strumento che permette di misurare le distanze maggiori. Attenzione, la scala è logaritmica. 21 21

§ 10.6 Origine dell’universo Nel 1927 Georges Lamaître pubblicò la sua teoria sull’origine dell’universo, origine che chiamò: atomo primordiale. Fu un lavoro di Arthur Eddington del 1933 a far conoscere la teoria di Lamaître e a diffonderla. Oggi la teoria più accettata dalla comunità scientifica è quella del big-bang*: l’evento iniziale da cui hanno avuto origine lo spazio e il tempo. * Il termine fu coniato da Fred Hoyle negli anni Cinquanta con l’intenzione di deridere la nascente teoria sull’origine dell’universo. 22 22

§ 10.6 Origine dell’universo Ere Tempo trascorso dal big-bang Temperatura media Particelle presenti Era di Planck 0 ÷ 10–43 s Da ? a 1034 K ? GUT 1030 K Fotoni, quark, elettroni 10–43 ÷ 10–35 s (Grand Unified Theory) Da 380.000 anni a oggi Da 3.000 K a 3 K Atomi Era della materia Era inflazionaria 1028 K 10–35 ÷ 10–32 s Fotoni, quark, elettroni Era della radiazione Da 1013 a 109 K Da 10–32 s a 380.000 anni Nuclei di elio, deuterio Protoni,neutroni 23 23

§ 10.7 Conferme della teoria del big-bang La principale conferma della validità della teoria del big-bang è la CBR, la radiazione cosmica di fondo, scoperta nel 1965 da Arno Penzias e Robert Wilson. Una mappa del cielo, nelle microonde, realizzata nel 2003 dalla sonda MAP. • temperatura maggiore; • temperatura minore. 24 24

§ 10.8 Ipotesi sul futuro Secondo l’attuale modello, il futuro dell’universo dipende dal parametro di densità Ω: il rapporto fra la densità media dell’universo e la densità critica, pari a 10–27 kg/m3. Ω < 1: espansione senza fine; universo aperto. Ω = 1: espansione che rallenta, ma senza fermarsi; universo aperto. Ω > 1: l’espansione è destinata ad arrestarsi e l’universo a implodere in un big-crunch; universo chiuso. 25 25

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