LA MISURA DELLE DISTANZE NELL’UNIVERSO UNA QUESTIONE DI METODO

METODI MODERNI PER DETERMINARE LE DISTANZE PARALLASSE STELLARE MAGNITUDINE ASSOLUTA CEFEIDI RED - SHIFT

Le cefeidi

cefeidi, giganti gialle che prendono il nome dalla stella δ Cephei, la prima di questo gruppo ad essere stata scoperta e studiata alla fine del XVIII secolo. La magnitudine di δ Cephei varia regolarmente da 3,6 a 4,3 in un periodo di 5,4 giorni. Le cefeidi note sono circa 700: anche la stella polare è una cefeide, la cui variazione luminosa è limitata a solo un decimo di magnitudine tra 2,5 e 2,6.

Il metodo delle Cefeidi 1912 Henrietta Leavitt, studiando alcune cefeidi, scopre la regolarità periodica della loro luminosità Studiando cefeidi a distanza nota (con la parallasse) scopre la relazione esistente tra il periodo di pulsazione e la magnitudine assoluta della stella

Grafico della variazione della luminosità in funzione del tempo di alcune cefeidi

Relazione periodo - luminosità Cefeidi che pulsano con lo stesso periodo hanno la stessa Magnitudine assoluta Conoscendo la magnitudine apparente (sempre misurabile), attraverso il periodo di pulsazione scopro la Magnitudine assoluta Applico M - m=5-5log d scopro la distanza

Nubi di Magellano. Nel 1923 Edwin Hubble, studiando alcune cefeidi nella nube di Magellano, scopre che le nubi distano dalla terra 157.000 a.l (48 Kps). Più lontane di qualsiasi stella appartenente alla Via Lattea. E’ il primo grande salto fuori dalla nostra galassia.

GRANDE E PICCOLA NUBE DI MAGELLANO  sono i membri più vicini a noi del Gruppo Locale di galassie. La Grande Nube(LMC) e la Piccola Nube(SMC) sono un laboratorio galattico di valore inestimabile, particolarmente per lo studio dell'evoluzione stellare. La LMC è una galassia di 10 miliardi di Soli, ha un diametro di 50.000 anni luce, circa metà di quella della nostra Galassia, mentre la SMC è una galassia di medie dimensioni legata gravitazionalmente alla LMC, ha un diametro pari ad un terzo della nostra  Galassia. Tra le due nubi esiste un lungo cordone di gas e stelle, formatosi al momento di una collisione o di un incontro ravvicinato avvenuto circa 200 milioni di anni fà.  La caratteristica principale è la ricchezza di stelle giovani e molto luminose,  i gas e le polveri primordiali delle nubi di Magellano iniziarono a collassare nello stesso periodo della materia prima della Via Lattea, ma nelle Nubi di Magellano il processo si arrestò molto presto. Sino a 2 miliardi di anni fa, le Nubi restarono in prevalenza oggetti gassosi,  poi un passaggio particolarmente vicino alla nostra  Galassia,  accese un processo velocissimo di formazione stellare, dove nacquero quasi tutte le stelle che oggi brillano con eccezionale luminosità.

Le prime ipotesi cosmologiche Perché di notte il cielo è buio? (Paradosso di Olbers 1826)

Se Il numero di stelle aumenta come D2 8 64 216 Se la densità delle stelle o galassie è uniforme, se l’universo è statico e infinito Se Il numero di stelle aumenta come D2 E la luminosità diminuisce come D2 Ogni guscio dovrebbe inviare alla terra una quantità identica di energia luminosa…. Il cielo non dovrebbe essere buio!!

Hubble risolve il problema delle distanze

Perché di notte il il cielo non è buio? La legge di Plank ci dice che E= H x f Quindi l’energia luminosa dipende dalla frequenza dell’onda. La ragione è l’espansione dell’Universo. Dai corpi celesti lontani rileviamo, a causa della velocità di recessione, una radiazione con frequenza minore di quella di partenza. Più sono lontani più l’Energia che giunge a noi è minore. Per esempio emettono nell’infrarosso e nelle microonde che l’occhio non percepisce.

Come ci immaginiamo l’Universo Come ci immaginiamo l’Universo? Come uno spazio fisso sullo sfondo del quale si muovono stelle e pianeti. E’ l’immagine dell’Universo fino al 1930

Ma cosa esattamente si sta espandendo?

“The most incomprehensible thing about the universe is that it is comprehensible” A.Einstein

Applicando tutto questo all'universo Einstein elaborò la seconda parte della teoria, la Relatività Generale,dove entra in gioco un'altra forza fondamentale, quella gravitazionale, a cui praticamente si sottomette persino la luce. Infatti, nello spazio cosmico, un raggio di luce che transita in prossimità di una grande massa viene da questa deviato verso se stessa in maniera direttamente proporzionale all'entità del corpo celeste.

L'astronomo inglese Sir Arthur Eddington riuscì per primo a provare l'influenza della forza gravitazionale sulla luce. Durante l'eclissi solare del 29 maggio 1919, riprese le immagini di una stella la cui luce, passando vicina al sole, le faceva giungere a Terra con un'angolazione spostata di di 1,75 arcosecondi rispetto alla posizione originale, confermando quanto previsto da Einstein.

Gennaio 1933 P. Lemaitre e A. Einstein sono in California per una serie di seminari. Dopo l’esposizione da parte di Lemaitre dei dettagli della teoria del Big Bang, Einstein dirà:”questa è la più bella e soddisfacente spiegazione della creazione che io abbia mai sentito.”

Cosa c’entra Einstein con il modello dell’Universo? In breve, le equazioni di campo di Einstein descrivono la curvatura dello spaziotempo, in funzione della densità di materia, dell'energia e della pressione. Se la densità è maggiore di un certo valore, l'universo si ricontrarrà, se pari o inferiore, si espanderà per sempre L'equazione di campo indicata da Einstein si distingue per la semplicità dell'accoppiamento tra materia/energia e curvatura. La soluzione di Lemaître dell'equazione di campo di Einstein studia il comportamento dell'universo in equilibrio dinamico, tenendo conto della scoperta di Hubble. L’equazione di Einstein è risolta in modo da avere un istante iniziale con R = 0 la fisica poteva dare un senso, nei limiti delle proprie competenze, alla nozione di inizio dell'universo, ma questa nozione non poteva essere confusa, così come tale, con la nozione di creazione in senso filosofico o teologico . Per questo Lemaître si può considerare il padre della teoria del Big Bang (o dell’ATOMO PRIMORDIALE).

1940 Alpher, Gamow, Herman Ipotizzano che se l’Universo ha avuto un inizio, esso doveva essere infinitamente denso e infinitamente caldo. L’Universo doveva conservare, come radiazione cosmica di fondo, il residuo dell’esplosione iniziale. Nel 1948, essi predissero che tale radiazione, proveniente dal Big Bang, raffreddata dall’espansione dell’Universo, doveva corrispondere ad una T°=5°K

k > 0: universo aperto, l'energia cinetica è superiore di quella potenziale e quindi l'universo continuerà ad espandersi indefinitamente k = 0: universo aperto critico, in cui l'attrazione gravitazionale non è sufficiente a far collassare l'universo su sé stesso come per quello chiuso ma non è nemmeno sufficiente a garantire un'espansione perpetua, si avrà allora un universo che arriverà ad un tempo infinito con velocità zero. k < 0: universo chiuso, in cui l'attrazione gravitazionale provoca un rallentamento dell'espansione ed un successivo collasso dell'universo, che quindi comincerà a contrarsi

Mappa della radiazione cosmica di fondo, dopo la rimozione dei contributi dovuti a sorgenti locali e dell'anisotropia di dipolo.