5 – La Cosmologia

Lezioni di Astronomia 5 – La Cosmologia

I fatti :

- 1916: la Teoria della Relatività Generale

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- 22 maggio 1919: prima conferma sperimentale della teoria di Einstein.

London News

22 november 1919 London News

22 november 1919

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- 1922 Alexander Friedmann : tre possibili modelli non statici per l’universo

Einstein non trova soluzioni statiche per l’universo e introduce nelle sue equazioni una costante ad hoc.

- 1927 George Lemaitre, sulla base dei

dati di Hubble ipotizza che l’universo sia in espansione e che si sia originato da un

atomo primitivo

- 1929 Hubble mostra che le galassie si allontanano con velocità proporzionale alla distanza.

d H V  ₀

(1894-1966)

6

8

V= 1 milione anni luce/100 milioni anni = 0.01 anni luce/anno= 3000 km/s

V= 2 milioni anni luce/100 milioni anni = 0.02 anni luce/anno= 6000 km/s

km l

a. . 9.46 10¹²

1  

s a 3 10⁷ 1  

d H

V  ₀ ^{3 1 1}

0 6 3 10 km sec (a.l.)

10

H  3000   ^{  }

Lemaitre (1927)

10

- 1930 Robertson e Walker ritrovano il risultato di Friedmann (e di Lemaitre). Le

“metriche” possibili per l’universo sono

solo 3 e dipendono dal contenuto in massa (ed energia) dell’universo

Quest’ultimo determina la storia dell’universo e la sua “geometria”

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qualunque sia la geometria la presenza di espansione fa

supporre uno stato iniziale di elevata densità e temperatura

E’ il Big Bang, l’atomo primordiale di Lemaitre

-1948 Gamow e collaboratori invocano il Big

Bang per giustificare l’abbondanza osservata di He e predicono la radiazione di fondo.

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La ricombinazione dell’ idrogeno T 3000 K t= 400 000 anni

La ricombinazione dell’ idrogeno T 3000 K t= 400 000 anni

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-1964 Penzias e Wilson casualmente rilevano la radiazione di fondo

(Nobel per la Fisica 1978)

E’ il trionfio del Big Bang

A sostegno della teoria del Big Bang

L’espansione dell’ Universo

L’abbondanza osservata di He, D e Li

La radiazione cosmica di fondo a 2.7 K

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-3 29 gr cm 10^

cr 



-3 31 gr cm 10^

oss 



gr 10

1.7  ^24

p  m

-3 5 protoni cm 10^

cr 

 ^{cr  10 protoni m-3}

L’universo è “aperto”

Quale futuro per l’universo ?

La massa è solo quella che vediamo?

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Anche con la materia oscura, l’universo resta aperto

È un problema ? Sì

1998 ²⁶

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COBE1992

WMAP2008

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d H V  ₀

Se l’espansione

decelera col tempo, H era più grande nel passato (cresce con la distanza)

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1998, l’universo sta accelerando

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Possiamo esistere siamo salvi!

M

è la densità di energia di

materia (visibile e oscura)



è la densità di energia del vuoto

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Siamo granellini di polvere originati da uno sparuto

numero di stelle