Il Sistema geocentrico delle sfere celesti COSMOLOGIE ANTICHE Il Sistema geocentrico delle sfere celesti

Il sistema eliocentrico copernicano

I nove mondi vichinghi

L'universo secondo il pensiero cosmologico scandinavo In questo rozzo tentativo di rappresentazione grafica dell'universo scandinavo, l'universo è racchiusa in una sorta di bolla sferica, sostenuta dal frassino Yggdrasill. Ásgarðr è qui posta in cima a una montagna al centro del disco di Miðgarðr, che è a sua volta circondato dall'anello formato dal serpente Jörmungandr. Si riconoscono il ponte Bifröst e, in profondità, i fiumi Élivágar.

Cosmologia sumera

Cosmologia biblica

Cosmologia maya

La nascita della cosmologia moderna

La scoperta dell’universo Fino al 1921: universo = nostra galassia 1921 Hubble scopre (attraverso le Cefeidi) che alcune “Nebulose” hanno una distanza di oltre 900000 anni luce e quindi sono esterne alla nostra galassia il cui diametro è “solamente” di 100000 anni luce.

AMBULANZA SI ALLONTANA FREQUENZA MINORE SUONO EFFETTO DOPPLER L’AMBULANZA E’ FERMA FREQUENZA BASE, SUONO NORMALE AMBULANZA SI AVVICINA FREQUENZA MAGGIORE SUONO PIU’ ACUTO AMBULANZA SI ALLONTANA FREQUENZA MINORE SUONO PIU’ GRAVE

La frequenza della luce emessa aumenta (colore blu) rispetto ad un osservatore al quale la sorgente si avvicina e diminuisce (colore rosso) rispetto ad un osservatore rispetto al quale la sorgente si allontana

Dispersione della luce con un prisma

SPETTROSCOPIA Schema di uno spettrografo. La luce proveniente dalla lampada viene suddivisa dal prisma nelle sue componenti di diverso colore e va a formare nel piano focale della seconda lente altrettante immagini della fenditura d'ingresso.

Spettri di emissione e spettri di assorbimento

Spettro della luce: colori e frequenze SPETTROSCOPIA Spettro della luce: colori e frequenze Spettro a righe

Il “reshift” Ovvero lo spostamento delle righe spettrali verso la banda “rossa” dello spettro luminoso

La distanza delle galassie Idrogeno Azoto Zolfo

“Red shift”

Il redshift z = v/c = (osservata-laboratorio)/ laboratorio e quindi v = z x c (c=299792km/s) Esempio: osservata= 6602 A ; laboratorio=6562 A allora z = 0.00609 v= z x c = 0.00609 x 299792 = 1826 km/s

Legge di Hubble V=DxH0 H0=75 km/s/Mpc Ad esempio V=1826km/s  D=1826/75=24.3Mpc

I dati ottenuti da Hubble nel 1929

I dati ottenuti successivamente

Velocità e distanza delle galassie più lontane Velocità (km/s) 180000 264000 282000 15 12 Z=1.0 9 Miliardi di anni Z=0.5 6 3

Riga di emissione dell’idrogeno Questa riga viene emessa a 1216Å. Dato che da terra vediamo l’emissione spostata a 8300Å possiamo dedurre che il quasar si allontana a circa il 95% della velocità della luce.

Età dell’universo A seconda del valore della costante di Hubble si ottiene una differente età dell’universo. Infatti, se indichiamo con R la distanza raggiunta da una galassia al tempo T (relativamente all’origine dell’universo), con V la sua velocità attuale (ipotizzando una velocità costante nel tempo) e con H la costante di Hubble si ha: R = V x T (1) V = H x R (2) Sostituendo la (1) nella (12) si ottiene: V = HVT da cui: 1 = HxT e quindi T = 1/H

La determinazione dell'età dell’universo dipende quindi dal valore di H, ma risulta piuttosto imprecisa in quanto è difficile la misura della distanza d delle galassie lontane in modo indipendente dal red-shift. Il valore di riferimento (anno 2005) è intorno ai 72 km/(sec· Mpc) (72 ± 8) km/(sec· Mpc). Dalla legge di Hubble si deduce quindi che l’età dell'Universo é compresa tra 13 e 14 miliardi di anni

Densità critica d* e destino dell’universo L’evoluzione dell’universo dipende dal valore della sua densità d , confrontata con un d* valore detto “densità critica”, circa uguale a 10-27 kg/dm3, ovvero 3 atomi di idrogeno per metro cubo. Se d  d* allora l’universo di espanderà per sempre Universo Aperto Se d > d* allora l’universo collasserà infine in un big crunch Universo Chiuso

Fisica e geometria (2) La deformazione dello spazio appare quindi come l'azione di una forza che acceleri il nostro oggetto e ne curvi la traiettoria. In realtà non vi è nessuna forza, nel senso classico del termine, ma solo un campo di deformazione spaziale originato dalla massa ed estendentesi all'infinito. Non c’è più bisogno di postulare una forza agente a distanza: il corpo di piccola massa si muove sempre nello stesso modo, ma è lo spazio stesso ad essere deformato.

Evoluzione dell’universo e geometria dello spazio-tempo. Densità minore di d* universo aperto curvature negativa Densità uguale a d* universo aperto curvature nulla: universo euclideo Densità maggiore di d* universo chiuso curvature positiva “Big crunch”

Il Big Bang

Le varie fasi dell’evoluzione dell’universo dopo il big bang L’universo si espande e si raffredda, (T0 = 1032 K) attraversando diverse fasi durante le quali si sono separate le varie interazioni e si è sviluppata la materia (quark, protoni, neutroni ) Dopo i primi 3 minuti (T < 109 K) l’universo è composto da protoni, neutroni, nuclei leggeri, elettroni, fotoni, neutrini e materia oscura. Dopo circa 300.000 anni la radiazione si separa dalla materia e l’universo diventa “trasparente” ovvero la materia e la radiazione cessano di trasformarsi l’una nell’altra Dopo qualche centinaio di milioni di anni la temperatura è scesa sotto i 4000 gradi e si formano i primi atomi, nei miliardi di anni successivi si formano le prime stelle di prima generazione (200 – 400 milioni di anni) e le prime galassie.

La radiazione cosmica di fondo Le prove sperimentali del “modello standard” La radiazione cosmica di fondo CMB (Cosmic Microwave Background) La radiazione cosmica di fondo è ciò che rimane dei fotoni primordiali. Corrisponde ad una temperatura di 2.73 K (spettro di corpo nero) Ha molta meno energia di quando è stata emessa a causa dell’enorme red shift dovuto all’espansione dell’universo (z dell’ordine di 1000) Lo spostamento spettrale ha portato la radiazione nello spettro delle microonde ( = 0.2 cm). La radiazione è isotropa, (ovvero ci giunge da tutte le direzione perché il Big Bang è accaduto ovunque !) ed è stata scoperta casualmente da due astronomi Penzias e Wilson nel 1964.

Mappatura delle fluttuazioni della CMB rilevata dal WMAP della NASA nel 2001. La radiazione catturata in questa immagine risale a 379000 anni dopo il Big Bang. Le disomogeneità che si possono osservare corrispondono alle piccole disomogeneità nella distribuzione della materia che hanno prodotto le aggregazioni per attrazione gravitazionale da cui sono nate stelle e galassie.

Abbondanza degli elementi leggeri Attraverso il modello standard del Big Bang è possibile calcolare la concentrazione di Elio 3 e 4, Deuterio e Litio nell’universo. Le previsioni sono confermate dalle misure. Nessuna altra ragione, attualmente riesce a spiegare tali concentrazioni, se non il Big Bang.

La materia oscura Prove e natura Esistono prove indirette dell’esistenza di un tipo di materia invisibile (la cui massa dovrebbe addirittura superare quella della materia visibile) che lega galassie e ammassi di galassie attraverso l’attrazione gravitazionale. La natura di questa materia è tuttavia ancora sconosciuta (neutrini?, particelle sconosciute?)