Il Big-Bang ...

1. Il Big-Bang... ...e la luce invisibile Gianluca Gemme

2. Cominciamo...dalla fine The Nobel Prize in Physics 2006 "for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the cosmic microwave background radiation" John C. Mather George F. Smoot

3. Un passo indietro • 1915: Einstein sviluppò la Teoria della Relatività Generale. Da questa scaturì una nuova teoria della gravità migliore di quella di Newton, perché valida anche in situazioni caratterizzate da una gravità molto intensa (ad esempio nel caso delle stelle)

4. 100 milioni di anni luce Relatività Generale e Cosmologia • Con la nuova teoria gravitazionale Einstein studiò l’intero Universo, basandosi sull’ipotesi che esso, a grandi scale, fosse omogeneo e isotropo: • Problema: L’attrazione gravitazionale avrebbe causato il collasso dell’Universo (se ne era accorto anche Newton...) • Soluzione: Einstein aggiunse alla sua teoria della relatività generale la Costante Cosmologica

5. Essa dava luogo a un effetto antigravitazionale (gravità repulsiva) • Riusciva ad arrestare il collasso dell’Universo • Ciò rendeva la visione di Einstein compatibile con l’idea generale di un Universo statico ed eterno

6. Nel frattempo... • Friedmann e Lemaitre accantorano la costante cosmologica e proposero l’idea che l’Universo potesse essere dinamico • Essi immaginavano un Universo in espansione Aleksander A. Friedmann

7. Lemaitre descriveva un atomo primordiale piccolo, compatto e denso, che esplose, si espanse e si evolse dando forma all’Universo come lo conosciamo oggi Big-Bang Georges Lemaître

8. Universo del “Big-Bang” oppure Universo statico ed eterno? • Friedmann e Lemaitre e il loro Universo in espansione furono ignorati. Privo del sostegno di qualsiasi evidenza sperimentale il modello del Big-Bang conobbe una fase di stasi • La grande maggioranza dei cosmologi continuò a credere in un Universo statico ed eterno

9. La Galassia • Da secoli gli astronomi costruiscono telescopi più grandi e migliori. Esplorano il cielo notturno e misurano le distanze delle stelle • Nel 1700 Herschel mostrò che il sistema solare è incastonato in un ampio raggruppamento di stelle, la Via Lattea Questa è la nostra Galassia... • ...l’unica galassia?

10. La Via Lattea Circa 100.000 anni luce x 10.000 anni luce

11. Il Grande Dibattito • Nel 1781 Messier catalogò le Nebulose (macchie indistinte) che non sembravano essere stelle (nitidi punti di luce). Il Grande Dibattito riguarda la natura di queste nebulose • Sono oggetti all’interno della Via Lattea? • O sono altre galassie? • La Via Lattea è l’unica Galassia o l’Universo è completamente cosparso di galassie?

12. Parallasse • La misura della distanza di una stella “vicina” è possibile grazie alla parallasse, cioè il moto apparente della stella, rispetto alle stelle “fisse” causato dal moto terrestre

13. Il “metro”dell’Universo • Nel 1912 Henrietta Leavitt studiò le stelle variabili Cefeidi e mostrò come il loro periodo di variazione poteva essere utilizzato per indicare la loro luminosità effettiva e per valutare la loro distanza • Gli astronomi possedevano ora un parametro per “misurare” l’Universo Henrietta Leavitt

14. Luminosità apparente = luminosità assoluta / (distanza)2

15. L’era di Hubble • Nel 1923 Edwin Hubble identificò una stella variabile in una nebulosa e dimostrò che si trovava molto distante dalla Via Lattea. Venne riconosciuto che la maggior parte delle nebulose erano galassie separate, ciascuna composta da miliardi di stelle, proprio come la Via Lattea • L’Universo era pieno di galassie Edwin P. Hubble

17. Breve digressione... Lo spettro elettromagnetico

18. Spettroscopia • Atomi specifici emettono o assorbono lunghezze d’onda di luce specifiche. Quindi gli astronomi potevano esaminare la luce delle stelle per vedere di che cosa fossero composte • Essi scoprirono che le lunghezze d’onda della luce stellare erano leggermente spostate. Questo fenomeno poteva essere spiegato tramite l’effetto Doppler • esempio

19. Spostamento verso il rosso • Un stella in avvicinamento presenta uno spostamento della sua luce verso lunghezze d’onda più corte (blueshift) • Una stella in allontanamento presenta uno spostamento della sua luce verso lunghezze d’onda più elevate (redshift) • La maggior parte delle galassie sembrava fuggire dalla Via Lattea

20. La Legge di Hubble • Nel 1929 Hubble mostrò che esisteva un rapporto diretto tra la distanza di una galassia e la sua velocità. Questa è nota come la Legge di Hubble • Se le galassie sono in recessione: • Domani saranno tutte più lontane da noi • Ma ieri erano tutte più vicine a noi • E a un certo punto nel passato tutte le galassie dovevano essere ammassate su di noi v = H0d

21. Lemaitre considerò le osservazioni di Hubble di un universo in espansione come prova che il suo modello di creazione del Big-Bang fosse corretto • Einstein cambiò la sua idea originaria e sostenne il modello del Big-Bang • Occorrevano però ulteriori prove a sostegno della teoria del Big-Bang

22. Nucleosintesi • Un fondamentale campo di prova fu la teoria atomica. La teoria del Big-Bang poteva spiegare perché gli atomi leggeri (idrogeno ed elio) sono più comuni rispetto agli atomi pesanti (p.es. ferro e oro) nell’universo attuale?

23. Struttura dell’atomo • Il nucleo centrale contiene protoni (+) e neutroni, e attorno al nucleo orbitano gli elettroni (-) • Fusione: due piccoli nuclei si fondono per formare un nucleo più grande: è ciò che avviene nel Sole!

24. Negli anni quaranta, Gamow, Alpher e Herman descrissero l’Universo primordiale come un semplice “brodo” caldo e denso di protoni, neutroni ed elettroni e radiazione elettromagnetica (luce). Essi sperarono di poter ottenere atomi sempre più grandi dal processo di fusione nel calore del Big-Bang

25. Successo: Il modello del Big-Bang spiega perché oggi l’Universo è composto per il 90% da atomi di idrogeno e per il 9% da atomi di elio • Fallimento: Il Big-Bang non spiega la formazione di alcun atomo più pesante dell’elio

26. Gamow, Alpher e Herman predissero che un’eco luminosa del Big-Bang veniva prodotta circa 300.000 anni dopo il momento iniziale e poteva ancora oggi essere rivelata • La scoperta di questa eco avrebbe fornito una prova della realtà del Big-Bang, ma nessuno ricercò la cosiddetta Radiazione Cosmica di Fondo a Microonde(CMB) George Gamow

27. CMB • La CMB era rimasta in equilibrio termico con la materia fino all’epoca della “ricombinazione” 300.000 anni dopo il Big-Bang, quando la temperatura caratteristica dell’universo era circa 3.000 gradi kelvin e l’Universo era circa 1.000 volte più “piccolo” di adesso • Conseguenze: • Deve possedere uno spettro di “corpo nero” • La sua temperatura caratteristica oggi dovrebbe essere circa 3 gradi kelvin

28. Emissione di radiazione elettromagnetica da un corpo Alla temperatura di 37 gradi centigradi (circa 310 gradi kelvin) l’emissione è concentrata nell’infrarosso

29. Al diminuire della temperatura il massimo della curva della radiazione di corpo nero si sposta verso minori intensità e maggiori lunghezze d’onda Lo spettro di un filamento incandescente in un tipico flash. La temperatura del fiilamento è di circa 4.600 kelvin, corrispondenti ad un picco di emissione intorno a 630 nanometri

30. Problemi aperti • Se c’era stato un Big-Bang perché l’Universo sembrava essere più giovane delle stelle? • Come avevano avuto origine gli elementi più pesanti? • Dove era la radiazione cosmica di fondo a microonde?

31. L’età dell’Universo • Prima Baade e successivamente Sandage ri-calibrarono la scala delle distanze delle galassie e dimostrarono che in realtà il Big-Bang prevedeva un Universo molto più vecchio delle stime precedenti, compatibile con l’età delle stelle e delle galassie (10-20 miliardi di anni) • La stima più recente dell’età dell’Universo è di 13.7 miliardi di anni ( 200 milioni di anni)

32. Hoyle (l’inventore del termine “Big-Bang” e feroce avversario della teoria) riuscì a dimostrare che gli elementi pesanti si erano originati per fusione all’interno dei nuclei delle stelle “morenti” • Era stato risolto il problema della nucleosintesi: • Gli elementi pesanti si formano nelle stelle morenti • Gli elementi leggeri si formano subito dopo il Big-Bang (nei “primi tre minuti”) Fred Hoyle

33. La luce invisibile • Negli anni sessanta fiorì la radioastromonia e si scoprirono nuove galassie che si trovavano nelle remote distese dell’Universo • Nel 1964, Penzias e Wilson scoprirono casualmente la radiazione CMB, prevista nel 1948 dal Gamow, Alpher e Herman • Questa scoperta valse ai due scienziati il premio Nobel per la Fisica nel 1978 Arno Penzias Robert Wilson

34. L’antenna dei Bell Telephone Laboratories, nel New Jersey, usata per la scoperta della CMB La “mappa” del cielo a microonde conferma l’omogeneità dell’Universo primordiale...ma non permette di spiegare il meccanismo di formazione delle strutture che osserviamo

35. Alcune domande Cosmologia Inflazionaria + Meccanica Quantistica • Cosa ha causato il “Bang”? • Da dove venivano gli ingredienti del brodo primordiale? • Il problema dell’orizzonte • Il problema della piattezza • Da dove vengono le stelle, le galassie e gli altri agglomerati di materia che osserviamo?

36. COBE • 1992: Il satellite COBE misurò lo spettro della radiazione CMB e scoprì alcune minuscole variazioni della sua intensità proveniente da diverse zone del cielo che indicavano lievi variazioni di densità nell’Universo primordiale, le quali avrebbero portato alla formazione delle galassie.

37. T = 2.725  0.002 kelvin

38. La “mappa” del cielo a microonde vista da COBE. Le variazioni di temperatura nelle varie zone del cielo sono dell’ordine dello 0.001% (una parte su centomila)

39. WMAP WMAP è in grado di misurare variazioni di temperatura dell’ordine di un milionesimo di grado kelvin

40. La distribuzione angolare delle fluttuazioni di temperatura prevista dalla teoria inflazionaria confrontata con i dati misurati da WMAP

41. ? FINE

42. Materia oscura

43. Espansione accelerata • A partire dai primi istanti la gravità attrattiva ha iniziato a rallentare l’espansione dello spazio • Una misura diretta della velocità di espansione in funzione del tempo permetterebbe di calcolare la materia totale nell’Universo: più materia (oscura o visibile)  più gravità  più decelerazione • Per misurare la variazione della velocità dell’espansione nel tempo dovremmo “andare indietro nel tempo”. • E’ facile: basta guardare abbastanza lontano! E confrontare la velocità di allontanamento di corpi situati a diverse distanze.

44. Sappiamo già come si fa: • Si usa l’effetto Doppler per misurare la velocità • Si usa una “candela standard” per misurare la distanza • Per guardare molto lontano occorre una candela molto luminosa Supernovae di tipo Ia

45. Energia oscura • Due gruppi di ricercatori riuscirono verso la fine degli anni novanta a identificare una quarantina di Sn-Ia a varie distanze dalla Terra. • La loro conclusione fu che l’espansione non sta rallentando (come ci aspetteremmo in un Universo dominato dalla materia), ma, a partire da 7 miliardi di anni dopo il Big-Bang ha accelerato. • Questo fenomeno viene “spiegato” ipotizzando l’esistenza di una forma di energia “antigraviatazionale” (come la vecchia costante cosmologica di Einstein...)

46. La storia del tempo

47. Ciò che “sappiamo” sull’Universo C’è ancora MOLTO lavoro da fare! Il 96% del contenuto del nostro Universo è oscuro

48. Per “saperne” di più... • Weinberg, I primi tre minuti, Mondadori • Hawking, Dal Big Bang ai Buchi Neri, Rizzoli • Singh, Big Bang, Rizzoli • Greene, La Trama del Cosmo, Einaudi • Penrose, La strada che porta alla realtà, Rizzoli • Siti web, p.es Wikipedia... • The 2006 Review of Particle Physics