Fisica del Macrocosmo - Cosmologia

Presentazione sul tema: "Fisica del Macrocosmo - Cosmologia"— Transcript della presentazione:

1 Fisica del Macrocosmo - Cosmologia
L’universo oggi si caratterizza per ricchezza e complessità. Esistono strutture su scale dalle galassie ai superammassi. L’ordinaria materia “barionica”, in forma di protoni, nuclei ed elettroni, la si trova nelle stelle, nel gas diffuso caldo e freddo e in altre forme; la miscela cambia fortemente nelle varie condizioni ambientali. La maggior parte della materia nell’universo è oscura, nel senso che non emette radiazione né interagisce con essa: la sua conoscenza è inferita solo dai suoi effetti gravitazionali. La sua composizione è sconosciuta, e nella maggior parte è probabilmente non barionica; è difficile immaginare che si potrebbe dedurre come è venuta fuori dalle osservazioni del presente universo da solo. Durante le primissime fasi, tuttavia, l’universo era molto più semplice – un gas di fotoni, barioni e particelle di materia oscura distribuito in modo praticamente omogeneo. La radiazione di fondo cosmica a microonde (CMB) è un’istantanea dell’universo anni dopo l’inizio, quando questi fotoni hanno interagito con i barioni e la materia oscura per l’ultima volta e sono stati quindi diffusi per l’ultima volta. In “quel momento” il plasma, da opaco, si è raffreddato abbastanza da diventare un gas trasparente di atomi neutri. Il CMB gioca il ruolo di “stele di Rosetta cosmica”. astro-ph/ “Measuring Spacetime: from Big Bang to Black Holes” astro-ph/ “The State of the Universe: Cosmological Parameters 2002”

2 SENSIBILITÀ RISOLUZIONE

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4 “cosmologia” Sistema Solare ~ 7° 100 Mpc 1 Mpc 10 kpc 3 Mpc 1000 Mpc

5 Su larga scala osservo l’universo ISOTROPO
1: dalle osservazioni... Legge di Wien: maxT = 0.29 cm K Su larga scala osservo l’universo ISOTROPO T = ± K

6 ... su larga scala l’universo è OMOGENEO
2: un’ipotesi “filosofica”... Omogeneità: conferme osservative Sloan Digital Sky Survey (SDSS) perculiarità: spettro simultaneo di centinaia di galassie e quasar  N ~ 100  106  15 terabyte di dati accumulati! Principio copernicano: “l’osservatore non occupa una posizione privilegiata” APM (1990): N ~ 2106 Texas Radio Sources (1987): N ~ 65000 ACO/Abell (1958): N ~ 3000 Zwicky et al. (1968): N ~ 30000  per l’isotropia... ... su larga scala l’universo è OMOGENEO

7 Principio Cosmologico: su larga scala l’universo è omogeneo e isotropo
 Teorema [geometria differenziale] Solo tre geometrie sono possibili in 2D...

8 è solo un’approssimazione! Di fatto...
Dinamica Primo segnale – 1929: E. Hubble osserva che le galassie recedono secondo la legge v = H0 d è solo un’approssimazione! Di fatto... H0  70 km s-1Mpc-1 F = L / 4 d 2 H0 d = c z + ½ (1 - q0) (c z) v = c z = c (oss - em) / em

9 Teoria della gravitazione: Relatività Generale
geometria  materia limite newtoniano singolarità: buchi neri e big bang lenti gravitazionali onde gravitazionali materia = energia: E = mc2

10 “Modello Cosmologico Standard”
Morale: “Modello Cosmologico Standard” ...dalle osservazioni... novità dalla RG ...alla geometria... “fatti non foste a viver come bruti, ma per seguir virtute e canoscenza.” (Comedia, Inferno, 26, 119) a(t) ~ ‘raggio dell’universo’ (visibile!) k ~ ‘curvatura’ della geometria (media!) Ricorda: H0 d = c z + ½ (1 - q0) (c z) ...alla distribuzione di energia media...

11 tuniverso < tammmassi globulari
a(0) = 0  big bang a(t) 1/a = 1 + z r(z) , T(z) , N(z) esempio: Modello SCDM “La teoria è basata sulla separazione dei concetti di campo gravitazionale e materia. Nonostante questa possa essere una valida approssimazione per campi deboli, può presumibilmente essere abbastanza inadeguata per densità di materia molto alte. Non si può pertanto assumere la validità delle equazioni per densità di energia molto alte ed è solo possibile che in una teoria unificata non ci debbano essere tali singolarità” (Einstein, 1950). t(z) = 2/3H0 (1+z) -3/2 misuro z modifico il modello! misuro r, T, N problema dell’età: tuniverso < tammmassi globulari controllo i parametri cosmologici del modello controllo il modello

12 CMB – Cosmic Microwave Background
CMB – Cosmic Microwave Background ±0.004 K T 2.728 K 0 (oggi) ~1200 z

13 CMB: Boomerang98 tot =

14 ? fluttuazioni quantistiche: nucleosintesi: fluttuazioni di materia:
Big Bang fluttuazioni quantistiche: dominano le interazioni deboli, forti ed elettromagnetiche nucleosintesi: formazione degli elementi leggeri (H,He,Li,...) Cominciano a formarsi le strutture cosmiche: galassie, ammassi e superammassi di galassie, strutture su larga scala. Come? E in che ordine? fluttuazioni di materia: dominano le interazioni gravitazionali

15 dalle anisotropie del CMB…
fluttuazioni di temperatura DT = T - Tmedia dalle anisotropie del CMB… fluttuazioni di materia: Dr = r - rmedia ~ anni  ~ 0.1% età dell’universo …ai “semi” delle strutture cosmiche: Dr “parametri cosmologici” tempo ? r  rmedia r  rmedia attrazione gravitazionale vs espansione di Hubble

16 Regime lineare Regime non lineare Z  1200 tempo r  rmedio
è un“parametro cosmologico” Z  1200 tempo r  rmedio Regime lineare Regime non lineare r  rmedio ! Z  5

17 CLUSTERING GERARCHICO
oggetti di piccola massa: galassie QSO tempo oggetti di grande massa : ammassi e superammassi di galassie massa ~ anni  ~ 90% età dell’universo

18 MEZZO INTER CLUSTER: EMISSIONE X
Emissione ottica La componente barionica predominante degli ammassi di galassie consiste di una componente calda (T ~ K), diffusa (ne ~ 3-10 cm-3), che emette raggi X per effetto Bremsstrahlung termico (i.e., scattering di elettroni nel campo coulombiano generato ad ioni ed elettroni) e una frazione di linee di emissione da elementi pesanti altamente ionizzati.

19 CMB nucleosintesi formazione strutture

20 SIMULAZIONI N-BODY xi t Fi = -ΣkGmimk /rik2 =miai vi t + Dt xi
Simulazione estratta da una più larga, con N = 2563 particelle e 2199 passi temporali. Durante l’animazione l’ universo si espande di un fattore 90 circa; alla fine stiamo guardando un piccolo alone di materia oscura cluster mentre il resto dell’universo simulato si è “mosso fuori dallo schermo”. xi

21 CLUSTERING: SIMULAZIONE
1. gravitazione + fluidodinamica & elettrodinamica 2. + chimica 1. conteggi 2. spettroscopia

22 MODELLO SCDM (*): SIMULAZIONE
Click sul filmato per mettere in PAUSA (*) SCDM = Standard Cold Dark Matter

23 MODELLO LCDM (*): SIMULAZIONE
(*) LCDM = Cold Dark Matter + L (= costante cosmologica)

24 MERGING: SIMULAZIONE 1 Click sul filmato per mettere in PAUSA

25 MERGING: SIMULAZIONE 2 Click sul filmato per mettere in PAUSA
Sinistra: Evoluzione di un alone con una storia di merging “tranquilla” Destra: Evoluzione di un alone con una storia di merging “violenta”

26 Mezzo intergalattico – Lyman-a forest
QSO

27 1216Å (1+z) = 1408Å  IR 1216Å (1+z) = 5618Å  V Lyman-a forest

28 Lyman-a forest: ricostruzione della distribuzione dell’HI su scale cosmologiche con tecnica di coincidenza

29 MATERIA OSCURA luce = tracciante di massa “oscura” = non emette luce
rilevata solo dai suoi effetti gravitazionali non rientra nel Modello Standard delle particelle elementari uno dei principali costituenti dell’universo? luce = tracciante di massa “oscura” = non emette luce

30 materia oscura nelle galassie (Zwicky, 1933)
effetti gravitazionali - prima evidenza: materia oscura nelle galassie (Zwicky, 1933) Keplero: ...“massa mancante”

31 materia oscura nei cluster di galassie
effetti gravitazionali - seconda evidenza: materia oscura nei cluster di galassie cluster di galassie: Contengono gas caldo che emette radiazione X materia oscura  equilibrio meccanico: senza materia oscura il gas caldo si dissolverebbe

32 massa alone  forma degli archi
effetti gravitazionali - terza evidenza: lenti gravitazionali massa alone  forma degli archi Abell 2218, un cluster di galassie lontano circa 3 miliardi di anni luce, piega la luce dalle galassie retrostanti creando lunghi e deboli archi.

33 Candidati di Materia Oscura
Barionica: materia ordinaria fatta di protoni e neutroni? Alcune idee: Nane Brune o pianeti tipo Giove Resti di stelle fredde (buchi neri, stelle di neutroni, nane bianche, Buchi neri primordiali (lasciati dopo il Big Bang) Tutte queste forme di materia oscura barionica sono collettivamente chiamate Massive Compact Halo Objects (MACHOs) Non barionica: prodotta nei primi istanti dopo il Big Bang Alcune idee: Neutrini massivi Nuove particelle esotiche Tutte queste forme di materia oscura non barionica sono collettivamente chiamate Weak Interactive Massive Particles (WIMPs)  oltre il Modello Standard

34 Indagine cosmologica 
?

35 INFLAZIONE & ENERGIA OSCURA
dopo il Big Bang... ESPANSIONE ACCELERATA ... e oggi? COSTANTE COSMOLOGICA  oltre il Modello Standard?

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