tano cavattoni

Tano CavattoniTano Cavattoni

L’UniversoEtà 13,7 miliardi di anniL’UniversoEtà 13,7 miliardi di anni

T. Cavattoni - l’Universo età 13,7 miliardi di anni - © Italo Bovolenta editore 2010 2

Capitolo 10 L’universo lontano

Che cosa sono le galassie? Prima del 1900 nessuno ne sapeva niente. Nel 1920 ne erano al corrente ben pochi. Dopo il 1924 non c’era più un solo astronomo che non lo sapesse.

Allan Sandage


Lezione 26 Galassie

§ 10.1 La nostra Galassia

§ 10.2 Galassie oltre la nostra

§ 10.3 Gruppi di galassie

Lezione 27 Cenni di cosmologia

§ 10.4 Perché il cielo di notte è buio?

§ 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo

§ 10.6 Origine dell’universo

§ 10.7 Conferme della teoria del big bang

§ 10.8 Ipotesi sul futuro

Capitolo 10 L’universo lontano



Materia oscuraGiustifica l’anomalo moto di rotazione della galassia.

I bracciLa struttura a bracci è dovuta alla particolare rotazione differenziale.

DimensioniStimate da Shapley nel 1920 grazie alle cefeidi di Henrietta Leavitt negli ammassi globulari.

Harlow Shapley

M81, molto simile alla Galassia

Mezzo interstellareShapley sovrastimò le dimensioni a causa della presenza del mezzo interstellare.



Il mezzo interstellare

È la materia che occupa lo spazio fra le stelle:

Il mezzo interstellare assorbe la luce delle stelle di sfondo

• 90% idrogeno;

• 9% elio;

• 1% polveri, come quelle che compongono il fumo di sigaretta.



La materia oscuraÈ la materia la cui esistenza è stata ipotizzata per giustificare l’anomalo moto di rotazione delle galassie.

I bracci di spiraleSono zone in cui l’aumento di densità porta alla formazione di nuove stelle.

Materia visibile

1%

Materia oscura

29%

Energia oscura

70%

Le ellissi rappresentano la traiettoria di polveri e gas.

Gli assi maggiori delle ellissi ruotano a diverse velocità.

Si formano degli addensamenti: i bracci di spirale.



Oltre la Galassia

Le nebulose a spirale come quella di Andromeda fanno parte della Galassia o sono esterne ad essa?

Andromeda: galassia o nebulosa?

Il Grande Dibattito che Shapley ebbe con Curtis nel 1920 fu vinto da quest’ultimo.

Heber Doust Curtis

Nel 1924 Edwin Powel Hubble dimostrò che Andromeda si trova oltre i 2 milioni di a.l. di distanza: la Via Lattea non è l’universo, ma una galassia fra le tante.



M101

Galassie a spiraleI bracci di spirale sono sede di formazione stellare.

• massa: 109 ÷ 1011 m

• diametro: 10.000 ÷ 300.000 a.l.

M101

Galassie ellitticheSono solitamente composte da stelle vecchie.

• massa: 106 ÷ 1013 m

• diametro: 5.000 ÷ 300.000 a.l.

M87



Galassie irregolariSono ricche di gas interstellare e di stelle giovani.

• massa: fino a 1010 m

• diametro: fino a 25.000 a.l.

NGC 6822

Lo scontro fra stelle è molto improbabile, ma la fusione dei mezzi interstellari provoca formazione di nuove stelle.

Galassie interagenti

NGC 4676



Strane galassie nello spazioI nuclei galattici attivi (AGN, Active Galactic Nucleus) sono nuclei di galassie con anomale emissioni di energia, non riconducibili agli usuali processi di fusione delle stelle. Si ritiene che al centro del nucleo vi sia un buco nero supermassiccio.

Buco nero

Getti di particelle a velocità relativistiche.

Disco di accrescimento

Toroide di polveri e gas

Osservati dai diversi punti di vista gli AGN appaiono come:

• galassie Seyfert, con forti emissioni nel visibile;

• radiogalassie, con anomale emissioni nella banda radio;

• i quasar, gli oggetti più luminosi che si conoscano.

T. Cavattoni - l’Universo età 13,7 miliardi di anni - © Italo Bovolenta editore 2010

Il Gruppo Locale è il piccolo ammasso, 36 galassie, a cui appartiene la nostra Galassia.

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Gli ammassi di galassie sono aggregazioni di galassie che interagiscono gravitazionalmente.

La Galassia



L’ammasso di galassie a noi più vicino è quello della Vergine, a circa 55 milioni di a.l. di distanza. Contiene circa 2000 galassie e 5·1014 m.

Le galassie ellittiche giganti M86 e M84.

M86M84



La scala maggiore alla quale si è riusciti a vedere una struttura nell’universo è quella dei superammassi: aggregazioni di ammassi di galassie.

Due milioni di galassie punteggiano grandi bolle vuote.

I superammassi si formano in corrispondenza del punto di incontro fra più bolle.



Il paradosso di Olbers

Supponiamo che l’universo sia:

È così?

Guardando il cielo notturno in qualsiasi direzione, la linea di vista dovrebbe prima o poi incontrare una stella: una luce accecante dovrebbe provenire da ogni direzione.

• uniformemente popolato di stelle;

• statico;

• infinito, sia nello spazio che nel tempo.



La cosmologia è la scienza che studia le proprietà e l’evoluzione dell’universo.

Quando Olbers ripropose il paradosso nel 1826 sottointendeva una precisa cosmologia.

Heinrich Wilhelm Mathias Olbers

Come dimostrò Vesto Melvin Slipher nel 1914, le ipotesi di Olbers non erano corrette. In particolare non è possibile considerare l’universo come un aggregato statico di stelle.

Vesto Melvin Slipher



Slipher misurò la velocità di recessione delle “nebulose a spirale” grazie all’effetto Doppler.

Righe senza alcuno spostamento Righe spostate verso il rossoRighe spostate verso il blu



La legge di Hubble

L’apparente velocità (v) di recessione delle galassie è direttamente proporzionale alla loro distanza (r):

Nel 1929, Hubble, con l’aiuto di Milton Humason, dimostrò che l’universo è in espansione secondo una precisa legge.

v = H0·rv = H0·r Distanza (Mpc)

Ve

loc

ità

(k

m/s

)



• Se le galassie si stanno “allontanando” le une dalle altre, c’è stato un momento in cui erano unite?

• Sono le galassie a muoversi nello spazio o è lo spazio fra una galassia e l’altra che si espande?

L’attuale stima della costante di Hubble H0 è:

H0 = 72 (km/s)/MpcH0 = 72 (km/s)/Mpc

• Se tutte le galassie si stanno allontanando da noi, vuol dire che siamo al centro dell’universo?



Espansione dell’universo

L’apparente spostamento delle galassie è dovuto alla dilatazione dello spazio:

Le galassie si allontanano le une dalle altre e non c’è un centro.

In questo modello lo spazio è la superficie del palloncino, non tutto il palloncino.



La legge di Hubble misura le distanze

Lo spostamento verso il rosso cosmologico, dovuto all’espansione dello spazio, è misurato dal parametro di redshift z, il rapporto fra la variazione di lunghezza d’onda e la lunghezza d’onda emessa:

z = ∆λ/λ z = ∆λ/λ

Dal parametro z si può ricavare la velocità (v) di recessione della galassia:

€

v = c(z +1)2 –1

(z +1)2 +1



La legge di Hubble misura le distanze

Nota la velocità di recessione (v), utilizzando la legge di Hubble si può ricavare la distanza (r):

La legge di Hubble è lo strumento che permette di misurare le distanze maggiori.

Attenzione, la scala è logaritmica.

r = v/H0



Nel 1927 Georges Lamaître pubblicò la sua teoria sull’origine dell’universo, origine che chiamò: atomo primordiale.

Oggi la teoria più accettata dalla comunità scientifica è quella del big-bang*: l’evento iniziale da cui hanno avuto origine lo spazio e il tempo.

Fu un lavoro di Arthur Eddington del 1933 a far conoscere la teoria di Lamaître e a diffonderla.

* Il termine fu coniato da Fred Hoyle negli anni Cinquanta con l’intenzione di deridere la nascente teoria sull’origine dell’universo.



EreTempo trascorso

dal big-bangTemperatura

mediaParticelle presenti

Era di Planck 0 ÷ 10–43 s Da ? a 1034 K ?

Da 380.000 anni a oggi

Da 3.000 K a 3 K

AtomiEra della materia

Era della radiazione

Da 1013 a 109 KDa 10–32 s a

380.000 anni Nuclei di elio, deuterioProtoni,neutroni

Era inflazionaria

1028 K10–35 ÷ 10–32 sFotoni, quark,

elettroni

GUT 1030 KFotoni, quark,

elettroni10–43 ÷ 10–35 s

(Grand Unified Theory)


§ 10.7 Conferme della teoria del big-bang

La principale conferma della validità della teoria del big-bang è la CBR, la radiazione cosmica di fondo, scoperta nel 1965 da Arno Penzias e Robert Wilson.

Una mappa del cielo, nelle microonde, realizzata nel 2003 dalla sonda MAP.

• temperatura maggiore;

• temperatura minore.


§ 10.8 Ipotesi sul futuro

Secondo l’attuale modello, il futuro dell’universo dipende dal parametro di densità Ω: il rapporto fra la densità media dell’universo e la densità critica, pari a 10–27 kg/m3.

Ω < 1: espansione senza fine; universo aperto.

Ω = 1: espansione che rallenta, ma senza fermarsi; universo aperto.

Ω > 1: l’espansione è destinata ad arrestarsi e l’universo a implodere in un big-crunch; universo chiuso.

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