Luniverso oggi si caratterizza per ricchezza e complessità. Esistono strutture su scale dalle...
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L’universo oggi si caratterizza per ricchezza e complessità. Esistono strutture su scale dalle galassie ai superammassi. L’ordinaria materia “barionica”, in forma di protoni, nuclei ed elettroni, la si trova nelle stelle, nel gas diffuso caldo e freddo e in altre forme; la miscela cambia fortemente nelle varie condizioni ambientali. La maggior parte della materia nell’universo è oscura, nel senso che non emette radiazione né interagisce con essa: la sua conoscenza è inferita solo dai suoi effetti gravitazionali. La sua composizione è sconosciuta, e nella maggior parte è probabilmente non barionica; è difficile immaginare che si potrebbe dedurre come è venuta fuori dalle osservazioni del presente universo da solo. Durante le primissime fasi, tuttavia, l’universo era molto più semplice – un gas di fotoni, barioni e particelle di materia oscura distribuito in modo praticamente omogeneo. La radiazione di fondo cosmica a microonde (CMB) è un’istantanea dell’universo 300.000 anni dopo l’inizio, quando questi fotoni hanno interagito con i barioni e la materia oscura per l’ultima volta e sono stati quindi diffusi per l’ultima volta. In “quel momento” il plasma, da opaco, si è raffreddato abbastanza da diventare un gas trasparente di Fisica del Macrocosmo - Cosmologia
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L’universo oggi si caratterizza per ricchezza e complessità. Esistono strutture su scale dalle galassie ai superammassi. L’ordinaria materia “barionica”, in forma di protoni, nuclei ed elettroni, la si trova nelle stelle, nel gas diffuso caldo e freddo e in altre forme; la miscela cambia fortemente nelle varie condizioni ambientali. La maggior parte della materia nell’universo è oscura, nel senso che non emette radiazione né interagisce con essa: la sua conoscenza è inferita solo dai suoi effetti gravitazionali. La sua composizione è sconosciuta, e nella maggior parte è probabilmente non barionica; è difficile immaginare che si potrebbe dedurre come è venuta fuori dalle osservazioni del presente universo da solo.Durante le primissime fasi, tuttavia, l’universo era molto più semplice – un gas di fotoni, barioni e particelle di materia oscura distribuito in modo praticamente omogeneo.La radiazione di fondo cosmica a microonde (CMB) è un’istantanea dell’universo 300.000 anni dopo l’inizio, quando questi fotoni hanno interagito con i barioni e la materia oscura per l’ultima volta e sono stati quindi diffusi per l’ultima volta. In “quel momento” il plasma, da opaco, si è raffreddato abbastanza da diventare un gas trasparente di atomi neutri. Il CMB gioca il ruolo di “stele di Rosetta cosmica”.
astro-ph/0207199 “Measuring Spacetime: from Big Bang to Black Holes”astro-ph/0301012 “The State of the Universe: Cosmological Parameters 2002”
Fisica del Macrocosmo - Cosmologia
SENSIBILITÀ
RISOLUZIONE
http://www.anzwers.org/free/universe/
“cosmologia”
Sistema
Solare
10 kpc 3 Mpc 1000 Mpc
~ 7°
1 Mpc100 Mpc
3000 Mpc
1: dalle osservazioni...
Su larga scala osservo l’universo ISOTROPO
Legge di Wien: maxT = 0.29 cm K
T = 2.728 ± 0.002 K
2: un’ipotesi “filosofica”...
Principio copernicano: “l’osservatore non occupa una posizione privilegiata”
... su larga scala l’universo è OMOGENEO
per
l’isotropia...
Omogeneità: conferme osservative
ACO/Abell (1958): N ~ 3000Zwicky et al. (1968): N ~ 30000Texas Radio Sources (1987): N ~ 65000APM (1990): N ~ 2106
Sloan Digital Sky Survey (SDSS)perculiarità: spettro simultaneo di centinaia di galassie e quasar N ~ 100 106
15 terabyte di dati accumulati!
Principio Cosmologico: su larga scala l’universo è omogeneo e isotropo
Teorema [geometria differenziale] Solo tre geometrie sono possibili
in 2D...
Dinamica
Primo segnale – 1929: E. Hubble osserva che le galassie recedono secondo la legge
v = H0 d
v = c z = c (oss - em) / em
F = L / 4 d 2H0 70 km s-1Mpc-1è solo un’approssimazione! Di fatto...
H0 d = c z + ½ (1 - q0) (c z)2 + ...
Teoria della gravitazione: Relatività Generale
geometria materia
materia = energia: E = mc2
singolarità: buchi neri e big bang
limite newtoniano
lenti gravitazionali
onde gravitazionali
)/3(3
41
)(3
81
22
22
2
22
cpG
dt
ad
aqH
a
ka
G
dt
da
aH
Morale:
)/3(3
4
)(3
8
2
22
cpG
a
a
aG
a
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a
a
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)/3(3
4
)(3
8
2
22
cpG
a
a
aG
a
aH
Ricorda: H0 d = c z + ½ (1 - q0) (c z)2 + ...
novità dalla RG
...dalle osservazioni...
...alla geometria...
...alla distribuzione di energia media...
“Modello Cosmologico Standard”
“fatti non foste a viver come bruti,ma per seguir virtute e canoscenza.”(Comedia, Inferno, 26, 119)a(t) ~ ‘raggio dell’universo’ (visibile!)
k ~ ‘curvatura’ della geometria (media!)
“La teoria è basata sulla separazione dei concetti di campo gravitazionale e materia. Nonostante questa possa essere una valida approssimazione per campi deboli, può presumibilmente essere abbastanza inadeguata per densità di materia molto alte. Non si può pertanto assumere la validità delle equazioni per densità di energia molto alte ed è solo possibile che in una teoria unificata non ci debbano essere tali singolarità” (Einstein, 1950).
a(0) = 0 big bang
a(t) 1/a = 1 + z
(z) , T(z) , N(z)
esempio: Modello SCDM
misuro z
misuro , T, Ncontrollo i parametri cosmologici del modello
controllo il modelloproblema dell’età:
tuniverso < tammmassi globulari
t(z) = 2/3H0 (1+z) -3/2
modifico il modello!
CMB – Cosmic Microwave Background
http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest3.html
±0.004 K
z
T
0 (oggi)
2.728 K
~1200
CMB: Boomerang98
tot = 1.03 +0.05-0.06
Big Bang
? fluttuazioni quantistiche:dominano le interazioni deboli, forti ed elettromagnetiche
fluttuazioni di materia:dominano le interazioni gravitazionali
nucleosintesi:formazione degli elementi leggeri
(H,He,Li,...)
Cominciano a formarsi le strutture cosmiche: galassie, ammassi e superammassi di galassie, strutture su larga scala. Come? E in che ordine?
~ 300000 anni ~ 0.1% età dell’universo
fluttuazioni di temperaturaT = T - Tmedia
fluttuazioni di materia:media
dalle anisotropie del CMB…
“parametri cosmologici”…ai “semi” delle strutture cosmiche:
tempo
media media
?
attrazione gravitazionale vs espansione di Hubble
medi
o
è un“parametro cosmologico”tempo
medio !
Z 1200
Z 5
Regime lin
eare
Regime non lin
eare
http://zebu.uoregon.edu/~js/ast123/images/nbod2.mpg
CLUSTERING GERARCHICOte
mp
o
oggetti di piccola massa:galassie
oggetti di grande massa :ammassi e superammassi di galassie
massa
~ 10 10 anni ~ 90% età dell’universo
QSO
La componente barionica predominante degli ammassi di galassie consiste di una componente calda (T ~ 5-14 107 K), diffusa (ne ~ 3-10 cm-3), che emette raggi X per effetto Bremsstrahlung termico (i.e., scattering di elettroni nel campo coulombiano generato ad ioni ed elettroni) e una frazione di linee di emissione da elementi pesanti altamente ionizzati.
MEZZO INTER CLUSTER: EMISSIONE X
Emissione ottica
Emissione X
CMB
formazione strutturenucleosintesi
SIMULAZIONI N-BODY
xi
Fi = -ΣkGmimk /rik2
=miai
vi
xi
t
t + t
Simulazione estratta da una più larga, con N = 2563 particelle e 2199 passi temporali. Durante l’animazione l’ universo si espande di un fattore 90 circa; alla fine stiamo guardando un piccolo alone di materia oscura cluster mentre il resto dell’universo simulato si è “mosso fuori dallo schermo”.
CLUSTERING: SIMULAZIONE
gravitazione
fluidodinamica& elettrodinamica
chimica
+
+
1. conteggi2. spettroscopia
1.
2.
www.pr.infn.it/albert
MODELLO SCDM (*): SIMULAZIONE
(*) SCDM = Standard Cold Dark Matter
Clic
k su
l fi
lmato
per
mett
ere
in P
AU
SA
MODELLO CDM (*): SIMULAZIONE
(*) CDM = Cold Dark Matter + (= costante cosmologica)
MERGING: SIMULAZIONE 1C
lick
sul fi
lmato
per
mett
ere
in P
AU
SA
Sinistra: Evoluzione di un alone con una storia di merging “tranquilla”
Destra: Evoluzione di un alone con una storia di merging “violenta”
MERGING: SIMULAZIONE 2C
lick
sul fi
lmato
per
mett
ere
in P
AU
SA
http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/For/Exg/Igm/index.html
Mezzo intergalattico – Lyman- forest
http://www.astr.ua.edu/keel/agn/forest.html
QSO
1216Å (1+z) = 1408Å IR
1216Å (1+z) = 5618Å V
Lyman- forest
Lyman- forest: ricostruzione della distribuzione dell’HI su scale cosmologiche con tecnica di coincidenza
MATERIA OSCURA
luce =
tracc
iante di m
assa
1. rilevata solo dai suoi effetti gravitazionali2. non rientra nel Modello Standard delle particelle elementari3. uno dei principali costituenti dell’universo?
“oscura” = non emette luce
Keplero:
effetti gravitazionali - prima evidenza:materia oscura nelle galassie (Zwicky, 1933)
...“massa mancante”
effetti gravitazionali - seconda evidenza:materia oscura nei cluster di galassie
cluster di galassie:Contengono gas caldo che emette radiazione X
materia oscura equilibrio meccanico:
senza materia oscura il gas caldo si dissolverebbe
effetti gravitazionali - terza evidenza:lenti gravitazionali
http://ngst.gsfc.nasa.gov/science/gravlens.htm
Abell 2218, un cluster di galassie lontano circa 3 miliardi di anni luce, piega la luce dalle galassie retrostanti creando lunghi e deboli archi.
massa alone forma degli archi
Candidati di Materia Oscura
Barionica: materia ordinaria fatta di protoni e neutroni?Alcune idee: 1. Nane Brune o pianeti tipo Giove2. Resti di stelle fredde (buchi neri, stelle di neutroni, nane
bianche, 3. Buchi neri primordiali (lasciati dopo il Big Bang)
Tutte queste forme di materia oscura barionica sono collettivamente chiamate Massive Compact Halo Objects (MACHOs)
Non barionica: prodotta nei primi istanti dopo il Big Bang
Alcune idee: 1. Neutrini massivi2. Nuove particelle esotiche
Tutte queste forme di materia oscura non barionica sono collettivamente chiamate Weak Interactive Massive Particles (WIMPs)
oltre il Modello Standard
Indagine cosmologica
?
INFLAZIONE & ENERGIA OSCURA
COSTANTE COSMOLOGICA
ESPANSIONE ACCELERATA
oltre il Modello Standard?
dopo il Big Bang...
... e oggi?
