Presentazione di PowerPoint

1
COSMOLOGIE ANTICHE
Il Sistema geocentrico delle sfere celesti
2
Il sistema eliocentrico copernicano
3
I nove mondi vichinghi
4

• 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.

5
Cosmologia sumera
6
Cosmologia biblica
7
Cosmologia maya
8
La nascita della cosmologia moderna
9
La scoperta delluniverso

• 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.

10
EFFETTO DOPPLER
LAMBULANZA E FERMA FREQUENZA BASE, SUONO
NORMALE
AMBULANZA SI AVVICINA FREQUENZA MAGGIORE SUONO
PIU ACUTO
AMBULANZA SI ALLONTANA FREQUENZA MINORE SUONO
PIU GRAVE
11
(No Transcript)
12
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
13
Dispersione della luce con un prisma
14
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.
15
Spettri di emissione e spettri di assorbimento
16
SPETTROSCOPIA
Spettro della luce colori e frequenze Spettro a
righe
17
Il reshift Ovvero lo spostamento delle righe
spettrali verso la banda rossa dello spettro
luminoso
18
La distanza delle galassie
Idrogeno
Azoto
Zolfo
19
Red shift
20
z v/c (?osservata-?laboratorio)/
?laboratorioe quindi v z x c (c299792km/s)
Il redshift
Esempio ?osservata 6602 A ?laboratorio6562 A
allora z 0.00609 v z x c 0.00609 x 299792
1826 km/s
21
Legge di Hubble
VDxH0 H075 km/s/Mpc
Ad esempio V1826km/s ? D1826/7524.3Mpc
22
I dati ottenuti da Hubble nel 1929
23
I dati ottenuti successivamente
24
(No Transcript)
25
Velocità e distanza delle galassie più lontane
Velocità (km/s)
180000
264000
282000
15
12
Z1.0
9
Miliardi di anni
Z0.5
6
3
26
Riga di emissione dellidrogeno
Questa riga viene emessa a 1216Å. Dato che da
terra vediamo lemissione spostata a 8300Å
possiamo dedurre che il quasar si allontana a
circa il 95 della velocità della luce.
27
Età delluniverso
A seconda del valore della costante di Hubble si
ottiene una differente età delluniverso.
Infatti, se indichiamo con R la distanza
raggiunta da una galassia al tempo T
(relativamente allorigine delluniverso), 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
28
La determinazione dell'età delluniverso 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 letà dell'Universo é
compresa tra 13 e 14 miliardi di anni
29
Densità critica d e destino delluniverso
Levoluzione delluniverso 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 luniverso di
espanderà per sempre Universo Aperto Se d gt d
allora luniverso collasserà infine in un big
crunch Universo Chiuso
30
(No Transcript)
31

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 cè 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.
32
Evoluzione delluniverso 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
33
Il Big Bang
34
(No Transcript)
35
Le varie fasi dellevoluzione delluniverso dopo
il big bang
Luniverso 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 lt 109 K) luniverso 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 luniverso diventa trasparente
ovvero la materia e la radiazione cessano di
trasformarsi luna nellaltra
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.
36
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 dellenorme red shift dovuto allespansione
delluniverso (z dellordine 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.
37
(No Transcript)
38
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.
39
Abbondanza degli elementi leggeri

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

40
La materia oscura
Prove e natura Esistono prove indirette
dellesistenza di un tipo di materia invisibile
(la cui massa dovrebbe addirittura superare
quella della materia visibile) che lega galassie
e ammassi di galassie attraverso lattrazione
gravitazionale. La natura di questa materia è
tuttavia ancora sconosciuta (neutrini?,
particelle sconosciute?)