Big Bang ed Evoluzione dell’Universo

Presentazione sul tema: "Big Bang ed Evoluzione dell’Universo"— Transcript della presentazione:

1 Big Bang ed Evoluzione dell’Universo
Corso di Fondamenti di Fisica Moderna Relatrici Napolitano Anna Romano Stefania

2 Redshift dello spettro delle radiazioni emanate dalle galassie
Universo stazionario Redshift dello spettro delle radiazioni emanate dalle galassie Scoperta di Hubble Universo in espanzione

3 Legge di Hubble V=H0r Dove H0 è detta costante di Hubble con dimensione di un tempo alla meno 1 Età di Hubble = ~ 1.3x1010a Età di Hubble = Età dell’Universo

4 Conseguenza della legge di Hubble
La Terra non si trova al centro dell’Universo

5 Evoluzione dell’Universo

6 Consideriamo il moto di una singola galassia
Il futuro dell’Universo dipende dalla densità media della sua materia ρ0 Consideriamo il moto di una singola galassia Dati m massa della galassia R distanza galassia dalla Terra M massa totale galassie presenti nel volume sferico di raggio R v la velocità di recessione della galassia Energia potenziale gravitazionale della galassia: -GMm/R Energia totale della galassia: E=K+U=1/2mv2-GMm/r Dove E dipende da M cioè dipende dalla densità di massa volumica: ρ=M/((4/3)πR3) Energia totale E≥0: la galassia si allontana indefinitivamente dalla Terra Energia totale E<0: la galassia invertirà il moto di recessione ritornando sulla Terra

7 Eseguiamo le dovute semplificazioni su:
Uguagliando a zero l’energia totale otteniamo la densità critica media: ρc Eseguiamo le dovute semplificazioni su: sostituiamo v=Hr data dalla legge di Hubble e dividendo per m:

8 ρc~10-26kg/m3 da cui ricaviamo M: sostituendo M in ρc otteniamo:
Usando i valori attuali di H e G otteniamo: ρc~10-26kg/m3

9 Ovviamente, alla luce di questi calcoli, risulta fondamentale determinare la densità media attuale dell’Universo ρ0, dalla quale dipende il destino del Cosmo. Il problema è che l’attuale valore di ρ0 pari a circa il 4% di ρc, è stato stimato calcolando soltanto la massa di galassie visibili contro le 1010 esistenti nell’Universo osservabile. In base ai dati attuali, dunque, l’Universo dovrebbe espandersi indefinitivamente, ma è ancora tutto da vedere a causa della “massa mancante” del Cosmo che influenza il valore di ρ0.

10 In base ai risultati ottenuti, gli scienziati hanno individuato 3 possibili evoluzioni
dell’Universo: se la densità media ρ0 dell’Universo è minore della densità critica ρc , si ha un Universo aperto (Figura a sinistra) se la densità media ρ0 dell’Universo è maggiore della densità critica ρc, si ha un Universo chiuso (Figura a destra) se la densità media ρ0 dell’Universo è uguale alla densità critica ρc, ossia ρ0 = ρc, si ha una condizione limite in cui l’Universo continuerà ad espandersi, ma con velocità sempre minore fino ad arrestarsi senza poi contrarsi.

11 Origine dell’Universo

12 Big Bang L’Universo si è evoluto a partire da uno stato iniziale in cui la densità e, di conseguenza, la temperatura, avevano valori altissimi. In seguito, con il trascorrere del tempo, l’espansione dell’Universo comportò una diminuzione della temperatura e della densità.

13 Scoperte che portarono all’ipotesi di un Universo in evoluzione a partire dal momento iniziale: Big Bang Legge di Hubble Scoperta di Martin Ryle Abbondanza di elio Radiazione cosmica di fondo

14 Scoperta di Martin Ryle
una delle scoperte in questione è ad opera di Martin Ryle, il quale dedusse che le radiogalassie più lontane sono più numerose di quelle più vicine e, poiché osservazioni di oggetti più lontani corrispondono a istanti precedenti, poté dedurre che a istanti precedenti l’Universo appariva diverso da come appare oggi: l’Universo si è evoluto

15 Abbondanza di elio Una scoperta riguarda l’abbondanza di elio, infatti i cosmologi si resero conto che la nucleosintesi delle stelle non può spiegare l’abbondanza cosmica dell’elio che deve essersi formato a temperature estremamente alte ossia durante il Big Bang

16 Radiazione cosmica di fondo
se effettivamente si è verificato il Big Bang, l’alta temperatura avrebbe dovuto produrre un campo di radiazione termica che avrebbe dovuto raffreddarsi con il progredire dell’espansione. Il modello teorico dell’origine dell’Universo, previde che i residui del campo di radiazione in questione dovevano essere individuati dalla Terra come segnale elettromagnetico proveniente da tutte le direzioni. Effettivamente nel 1963 quella che oggi è conosciuta come radiazione cosmica di fondo prevista dal modello teorico fu effettivamente scoperta da Arno Penzias e Robert Wilson

17 Modello standard o Big Bang canonico

18 Secondo questo modello, all’istante t=0 s le quattro forze fondamentali
della natura (forte, elettromagnetica, debole, gravitazionale) erano unificate in un’unica forza. A circa l’istante t=10-43 dopo il Big Bang la forza gravitazionale si separò dalle altre tre. Tuttavia gli scienziati non sono ancora riusciti a descrivere che cosa avvenne tra l’istante t=0 e l’istante t=10-43 dopo il Big Bang. Dopo il fatidico istante t=10-43 s l’Universo cominciò a raffreddarsi al di sotto di 1032 K le altre tre forze fondamentali rimasero unificate; i quark e i leptoni erano indistinguibili. Fu durante questo periodo che si produsse un lieve eccesso di quark sugli antiquark il quale finì per dare origine alla materia presente attualmente nell’Universo.

19 All’istante t=10-35 s l’Universo si era espanso tanto da raffreddarsi
a circa 1027 K; a questo punto la forza forte si separò dalle altre due forze che insieme costituirono quella che è denominata forza elettrodebole. A questo punto i quark cominciarono a combinarsi per dare origine agli adroni ed alle loro antiparticelle. All’istante t=10-6 s l’Universo si era espanso tanto da raffreddarsi a circa 1013 K; a questo punto le coppie particella-antiparticella si annichilarono e non furono prodotte altre coppie che le sostituissero. Soltanto il lieve precedente eccesso di quark determinò un lieve eccesso di protoni e neutroni sulle loro antiparticelle. Le annichilazioni diedero origine a fotoni e leptoni e, dopo circa 10-4 s, quelle particelle in numeri circa uguali, dominarono l’Universo. Era l’era leptonica.

20 All’istante t=10-2 s circa, inizia l’era del plasma atomico, durante la quale
lo spazio era pieno di elettroni, protoni, neutroni e nuclei leggeri che si muovevano troppo velocemente per formare atomi. All’istante t=10s circa, l’Universo si era espanso tanto da raffreddarsi a circa 1010 K; a questo punto l’annichilazione eliminò la totalità dei positroni lasciando soltanto il piccolo eccesso di elettroni. Le particelle presenti erano principalmente fotoni e neutrini. Cominciò l’era della radiazione. Entro qualche altro minuto, dopo circa 1013 s la temperatura era scesa tanto da permettere la fusione di protoni e neutroni per formare nuclei che non subivano immediatamente la fotodisintegrazione; in questo periodo di nucleosintesi, vennero prodotti deuterio, elio ed un po’ di litio, ma la rapida espansione fece scendere presto la temperatura ad un valore troppo basso perché la fusione continuasse e la formazione degli elementi più pesanti dovette attendere la nascita delle stelle. L’Universo era entrato nell’attuale era dei processi chimici.

21 Fu a partire da quest’era che l’Universo divenne trasparente alla luce,
infatti nelle precedenti ere della cosmogenesi l’Universo era opaco alle radiazioni elettromagnetiche; lo spazio, infatti, era pieno di particelle cariche libere, in grado di assorbire e riemettere in continuazione i fotoni. Con la scomparsa del plasma atomico e la formazione degli atomi neutri, invece, l’Universo divenne improvvisamente trasparente ai fotoni, che tutto d’un tratto erano disaccoppiati dalla materia e in grado di percorrere distanze anche lunghissime prima di essere assorbiti. Molto tempo dopo, quando ormai la temperatura era scesa a 3000 K, si cominciarono a formare gli atomi degli elementi più pesanti che costituirono la materia che oggi domina l’Universo.