L’energia oscura
Mosè Giordano
Introduzione
Prove del- l’esistenza Natura Conseguenze
L’energia oscura
Mosè Giordano
Università del Salento
16 settembre 2011
L’energia oscura
Mosè Giordano
Introduzione
Prove del- l’esistenza Natura Conseguenze
Piano della presentazione
1 Introduzione
2 Prove dell’esistenza dell’energia oscura
3 Natura dell’energia oscura
4 Conseguenze nel destino dell’Universo
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Prove del- l’esistenza Natura Conseguenze
Cos’è?
Energia oscura
Ipotetica forma di energia che permea l’Universo.
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Perché serve l’energia oscura?
L’Universo si sta espandendo in maniera accelerata.
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Supernove di tipo Ia
Derivano
dall’esplosione di una nana bianca e si distinguono dalle altre
supernove per la loro composizione chimica. Quando esplodono
possiedono tutte
la stessa massa
(m Ch ı 1:4 M ˛ )
quindi hanno la
stessa curva di
luce.
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Supernove di tipo Ia (continua)
Nel 1998 sono
state studiate
supernove Ia
meno luminose
(quindi più
distanti) di
quanto ci si
aspettava da
misure di redshift.
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Altre prove dell’espansione accelerata dell’Universo
Età dell’Universo
Radiazione cosmica di fondo Oscillazioni acustiche barioniche Struttura a grande scala dell’Universo Lensing gravitazionale
Conteggio degli ammassi di galassie
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Cos’è precisamente l’energia oscura?
Ci sono varie ipotesi Costante cosmologica Quintessenza
Altre idee alternative
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Equazioni fondamentali
Particella di massa m, mezzo sferico, isotropo e omogeneo in espansione di massa M = 4ır 3 =3.
F = GMm
r 2 = 4ıGrm 3 V = ` GMm
r = ` 4ıGr 2 m 3 T = 1
2 m _ r 2 U = T + V = 1
2 m _ r 2 ` 4ıGr 2 m
3
Poniamo ~ r(t) = R(t)~ x e kc 2 = `2U=mx 2 .
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Equazioni fondamentali (continua)
Equazione di Friedmann H 2 =
„ R _ R
« 2
= 8ıG
3 ` kc 2 R 2 Equazione del fluido
_
+ 3 R _ R
„
+ p c 2
«
= 0
Equazione di accelerazione R
R = ` 4ıG 3
„
+ 3p c 2
«
Si ha accelerazione nell’espansione se R > 0.
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Equazioni fondamentali (continua)
Equazione di Friedmann H 2 =
„ R _ R
« 2
= 8ıG
3 ` kc 2 R 2 Equazione del fluido
_
+ 3 R _ R
„
+ p c 2
«
= 0
Equazione di accelerazione R
R = ` 4ıG 3
„
+ 3p c 2
«
Si ha accelerazione nell’espansione se R > 0.
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Equazioni fondamentali (continua)
Equazione di Friedmann H 2 =
„ R _ R
« 2
= 8ıG
3 ` kc 2 R 2 Equazione del fluido
_
+ 3 R _ R
„
+ p c 2
«
= 0
Equazione di accelerazione R
R = ` 4ıG 3
„
+ 3p c 2
«
Si ha accelerazione nell’espansione se R > 0.
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Curvatura
Dalla Relatività Generale si ha che k rappresenta la curvatura. Non dipende né dal tempo né da x.
Valore Geometria Universo
k < 0 sferica chiuso
k = 0 piana piatto
k > 0 iperbolica aperto
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Costante cosmologica
Le equazioni precedenti da sole
non spiegano l’accelerazione nell’espansione.
Aggiungiamo alla forza di gravità un termine repulsivo del tipo legge di Hooke: +˜c 2 r=3.
Equazione di Friedmann modificata
H 2 = 8ıG
3 ` kc 2
R 2 + ˜c 2
3 ” 8ıG
3 0 ` kc 2
R 2
Costante cosmologica già introdotta da Einstein
per provare a spiegare un Universo statico.
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Fluido cosmologico
Universo è riempito da un fluido con densità
(t) = m (t) + r (t) + ˜ (t)
Componenti del fluido
m (t) = barioni (t) + materia oscura (t)
r (t) = ‚ (t) + (t)
˜ = ˜c 2
8ıG
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Fluido cosmologico
Universo è riempito da un fluido con densità
(t) = m (t) + r (t) + ˜ (t)
Componenti del fluido
m (t) = barioni (t) + materia oscura (t)
r (t) = ‚ (t) + (t)
˜ = ˜c 2
8ıG
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Fluido cosmologico
Universo è riempito da un fluido con densità
(t) = m (t) + r (t) + ˜ (t)
Componenti del fluido
m (t) = barioni (t) + materia oscura (t)
r (t) = ‚ (t) + (t)
˜ = ˜c 2
8ıG
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Fluido cosmologico
Universo è riempito da un fluido con densità
(t) = m (t) + r (t) + ˜ (t)
Componenti del fluido
m (t) = barioni (t) + materia oscura (t)
r (t) = ‚ (t) + (t)
˜ = ˜c 2
8ıG
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Fluido cosmologico (continua)
Per ciascuna componente del fluido si può scrivere Equazione di stato
p i = w i i c 2 Inserendo nell’equazione dei fluidi
Evoluzione della densità
i / 1
R 3(1+w
i)
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Fluido cosmologico (continua)
Per ciascuna componente del fluido si può scrivere Equazione di stato
p i = w i i c 2 Inserendo nell’equazione dei fluidi Evoluzione della densità
i / 1
R 3(1+w
i)
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Evoluzione delle densità
Materia: w m = 0 =) m / 1=R 3
Radiazione: w r = 1=3 =) r / 1=R 4
Energia oscura: w ˜ = `1 =) ˜ costante
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Parametro di densità
Ponendo k = 0 nell’equazione di Friedmann abbiamo crit = 3H 2 =(8ıG).
Parametri di densità dei fluidi
˙ i (t) = i (t)
crit
= 8ıG
3H 2 (t) i (t) Parametro di densità della curvatura
˙ k (t) = ` c 2 k
H 2 (t)R 2 (t) = 1 ` X
i
˙ i :
Quindi:
˙ + ˙ k ” ˙ m (t) + ˙ r (t) + ˙ ˜ (t) + ˙ k (t) = 1.
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Valori sperimentali dei parametri di densità
Sperimentalmente:
˙ m;0 ı 0:3
˙ r;0 ı 5 ´ 10 `5
˙ ˜;0 ı 0:7 L’energia oscura domina l’Universo!
Inoltre ˙ k;0 ı 0:
l’Universo è appros-
simativamente
piatto.
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Quintessenza
La costante cosmologica ha
densità costante in spazio e tempo.
Se invece ammettiamo che possa variare poniamo p Q = w Q Q c 2
con w Q 6= 1 e w Q . `1=3 affinché
si abbia l’espansione accelerata (cioè R > 0).
In questo caso l’energia oscura si chiama
quintessenza.
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