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Il “Big Bang ” (Cosmologia Parte III)

Il “Big Bang ” (Cosmologia Parte III). 1° Evidenza a favore del Big Bang. G.Lema î tre nel 1927 propose lo scenario di un’esplosione iniziale.

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Il “Big Bang ” (Cosmologia Parte III)

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Presentation Transcript

  1. Il “Big Bang”(Cosmologia Parte III)

  2. 1° Evidenza a favore del Big Bang • G.Lemaître nel 1927 propose lo scenario di un’esplosione iniziale. • Negli anni 40 il fisico G.Gamow affrontò il problema in modo analogo ipotizzando che idrogeno, elio, deuterio e litio si siano formati nei primi istanti di vita del cosmo. Si è verificato che le percentuali di elementi presenti nella materia stellare corrispondono a quelle previste dalla teoria.

  3. 2° Evidenza a favore del Big Bang • Nel 1965 viene scoperta una debole radiazione isotropa di fondo, con massimo di intensità a  = 0.2 cm. • Si suppone che sia proprio ciò che si stava cercando: il residuo della radiazione prodotta nel Big Bang. La radiazione rivela uno spettro di corpo nero a 2.7 K

  4. Spettro di Corpo NeroRadiazione di fondo a 2.7 K Intensità della radiazione di fondo cosmica in funzione della frequenza, misurata dal satellite COBE. (NASA Goddard Space Flight Center)

  5. “Ipotesi di Lavoro” • Il Big Bang consente di spiegare molte osservazioni, perciò viene considerata “un’ipotesi di lavoro” attendibile ma non priva di problemi. • Nel modello l’Universo non inizia al tempo zero, ma ad un istante detto “tempo di Planck” tp = 10-43 s. • Prima dell’origine, materia, spazio e tempo costituivano una “singolarità”. • Al tp l'Universo era caldissimo (T=1032 gradi) con una dimensione di 10-33 cm.

  6. Era Radiativa • Dopo l’inizio si formano i quark dai quali nascono neutroni e protoni con antiparticelle. • Dopo 10-23 s, l’Universo è grande come un protone. • Fino a 10-6 s, protoni e antiprotoni si annichilano, trasformandosi in energia elettromagnetica. • In seguito compaiono elettroni e positroni. Anch’essi si annichilano producendo radiazione elettromagnetica. • L’Universo è dominato da radiazione, questo periodo prende il nome di “era radiativa”.

  7. Radiazione e Materia • Dopo 1 minuto la temperatura è sotto 109 K, protoni e neutroni danno luogo alle prime fusioni formando nuclei atomici (deuterio, elio e litio). • Dopo qualche migliaio di anni, l’Universo non è più dominato dalla radiazione EM; materia e radiazione sono accoppiate. • 300mila anni dopo, la diminuzione della temperatura consente a materia e radiazione di disaccoppiarsi. • l’Universo diviene trasparente alla radiazione. • Gli elettroni si uniscono ai nuclei formando gli atomi.

  8. La Formazione delle Stelle • Dopo alcune centinaia di milioni di anni la temperatura è scesa sotto i 4000 gradi. Gli elettroni si combinano con i nuclei: la materia divenne in gran parte elettricamente neutra. • La materia si aggrega: si formarono le prime protogalassie. • Dopo 2-3 miliardi di anni, si formano gli ammassi galattici • A 4 miliardi di anni si formarono le prime stelle.

  9. HST: protogalassia di prima generazione in formazione

  10. Quasar I Quasar sono associati a galassie in formazione.

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