Cosmologia Appunti di geografia per gli studenti delle sezioni C e D a cura della prof.ssa A. Pulvirenti. Le immagini presenti in questo file sono state reperite in rete o modificate da testi cartacei e vengono utilizzate solo per l’elevato contenuto didattico

COSMOLOGIA ORIGINE ED EVOLUZIONE CONFIGURAZIONE GEOMETRICA ESTENSIONE PRINCIPIO DELL’ATTUALISMO Le stesse leggi fisiche, gli stessi elettroni, le stesse r.e.m. che osserviamo nei laboratori devono trovarsi in tutto l’Universo. Consapevolezza dei limiti delle conoscenze (alcuni fatti potrebbero essere ignoti).

PRINCIPIO COSMOLOGICO Nessun osservatore deve essere privilegiato; quindi l’Universo nelle sue grandi linee deve apparire identico da qualunque punto di osservazione. PRINCIPIO COSMOLOGICO PERFETTO L’universo deve apparire in media sempre uguale da qualunque punto dello spazio ed in qualunque istante. Ciò non significa che non cambia nulla, ma che i cambiamenti sono LOCALI e si compensano statisticamente. TEORIA DELLO STATO STAZIONARIO.

GALASSIE ED UNIVERSO IN ESPANSIONE Una stella che si allontana da noi mostra un red shift con una variazione della lunghezza d’onda delle righe  proporzionale alla velocità di allontanamento: = Dove 0 = lunghezza d’onda della linea spettrale considerata v= velocità radiale della sorgente rispetto all’osservatore da cui:

LEGGE DI HUBBLE V= H0*r Hubble conosceva gli spettri di 46 galassie; di 18 ne conosceva la distanza; di queste notò che il red shift era maggiore tanto più lontana era la galassia; di quelle di cui non conosceva la distanza notò che il red shift era tanto maggiore quanto più pallide erano le galassie. LA VELOCITA’ DI ALLONTANAMENTO DELLE GALASSIE E’ DIRETTAMENTE PROPORZIONALE ALLA LORO DISTANZA V= H0*r

IL RECIPROCO DELLA COSTANTE DI HUBBLE E’ IL TEMPO DELL’UNIVERSO.  IL RECIPROCO DELLA COSTANTE DI HUBBLE E’ IL TEMPO DELL’UNIVERSO. se Ho vale 50-55 km /sec*Mpc ( il valore di questa costante non è certo!!!)

1Mpc= 3,1*1019 Km = 6,2*1017sec In un miliardo di anni ci sono 3,1*1016 sec 6,2*1017sec/3,1*1016 = 20 miliardi di anni! ETA’ DELL’UNIVERSO!

PROVE Big bang Moto di recessione delle galassie (legge di Hubble) Isotropia dell’espansione cosmica: l’espansione procede in tutte le direzioni dello spazio, nessun punto dell’universo è privilegiato. radiazione di fondo

Scoperta da Penzias e Wilson nel 1965, e poi riosservata successivamente con il satellite COBE e recentemente con WMAP, la distribuzione di energia di questa radiazione segue l’andamento di un corpo nero a temperatura T=2.725 ±0.002 K. Le variazioni di colore sono variazioni di temperatura (ΔT), fluttuazioni rispetto al valore medio o in altre parole anisotropie al momento del disaccoppiamento materia-radiazione.

Big Bang

Da uno stato iniziale in cui materia e radiazione erano mescolati in una forma molto calda e densa, e le 4 forze fondamentali della natura erano unificate, l’Universo ha cominciato ad espandersi e la materia a raffreddarsi.

Durante i primi secondi si sono formati protoni, neutroni ed elettroni, quando i fotoni si scontravano e convertivano la loro energia in massa, e le 4 forze si sono separate.

Approssimativamente 3 minuti dopo il Big Bang T è scesa a 1 miliardo di gradi e protoni and neutroni si unirono a formare i nuclei degli atomi.

Circa 700.000 anni dopo il Big Bang, si raggiunse la temperatura di 3000 gradi, e gli elettroni si sono combinati con i nuclei a formare atomi neutri (epoca della ricombinazione). Senza più elettroni liberi in grado di diffondere i fotoni, l’Universo divenne trasparente alla radiazione (epoca del disaccoppia-mento), ed è questa luce che oggi chiamiamo radiazione di fondo. Circa 1 miliardo di anni dopo il Big Bang cominciarono a formarsi le stelle e le galassie, e da questa fase in poi l’Universo ha continuato a espandersi e a raffreddarsi sempre più.

PARADOSSO DI OLBERS L’universo infinito e in espansione Perché il cielo è buio? è in espansione se è infinito la luce non è ancora arrivata Se è finito ha un diametro troppo piccolo per contenere un numero di stelle sufficienti a rendere il cielo luminoso

E' "nato" da una esplosione iniziale Big Bang. Dopo un certo periodo di tempo (circa 100.000 anni dall'origine) si sono formate le Galassie Ha tre possibilità di evoluzione: Le prime due comportano una espansione illimitata la terza invece ammette che l'universo collasserà di nuovo su se stesso

Quale futuro per l’Universo? Alexander Friedmann (1922): assumendo che l’Universo su larga scala appaia lo stesso in ogni direzione propone 3 ipotesi:

Modello “aperto" Espansione dell'universo: avviene esattamente alla velocità richiesta per impedirne la ricontrazione, senza fine ma sempre più lenta Non c’è abbastanza materia per bloccare l’espansione, le galassie continuano ad allontanarsi le une dalle altre ma con maggiore lentezza. Velocità tra le Galassie diminuisce sempre ma non si annulla.

Modello “piatto" Espansione dell'universo:a velocità sempre più grandi. Attrazione gravitazionale: non riuscirà mai ad arrestarne la espansione. In un universo piatto, c’è materia sufficiente a bloccare l’allontanamento delle galassie, ma non a impedire l’espansione all’infinito.

Modello “Chiuso" Espansione dell'universo: lenta Attrazione gravitazionale: rallentamento fino all’arresto dell’espansione Contrazione dell'universo su se stesso. All'inizio dell'espansione il raggio è zero (BIG BANG) Alla fine dell'espansione il raggio è zero (BIG CRUNCH)

E’ la densità dell’Universo ciò che determina il suo futuro. Al variare del parametro di densità Ω, che è il rapporto fra la densità dell’Universo e la sua densità critica (che a sua volta è funzione della costante di Hubble), si ottiene un universo aperto, piatto o chiuso.

DENSITÀ Ω: distribuzione di materia nell'universo 9,7 x 10-30 (g/cm3). Il valore misurato dipende dalla quantità di materia osservabile sotto forma di radiazione luminosa Se sommiamo stelle e galassie   = 0.044  0.004 Se consideriamo anche la materia oscura presente nelle galassie e negli ammassi di galassie   = 0.27  0.04 distribuzione della "materia oscura"? misura del parametro di decelerazione ?

Teoria dell’inflazione UN’ESPLOSIONE TROPPO ORDINATA. Le esplosioni diffondono gas e particelle in modo casuale, l’U. appare irregolare solo su scala locale. Nel 1980 fu aggiunta la teoria dell’inflazione. Un fenomeno avvenuto meno di un miliardesimo di secondo, con un improvviso rilascio di energia, con conseguente accelerazione dell’espansione. L’inflazione dell’U. richiede che la sua densità  sia =1. Le galassie visibili sembrano suggerire una densità 100 volte inferiore. Alcune teorie stimano che la materia a noi invisibile, sia 10 volte più abbondante di quella visibile. IL 90% DELL’UNIVERSO È FATTO DI MATERIA ESOTICA