P. Galeotti Fisica e l'universo Cosmologia
Transcript of P. Galeotti Fisica e l'universo Cosmologia
P. Galeotti Fisica e l'universo
Cosmologia
2
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 3
Piero Galeotti, Università di Torino Cosmologia 4
Piero Galeotti 5
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 6
orbita dell'elettrone ~ 10-10 m
dimensione del nucleo ~ 10-15 m
5
15
10
10 =
10
10
m
m
�
�
Se il nucleo avesse
dimensioni di 1 cm
L'orbita dell'elettrone
sarebbe a 105 cm = 1 km
Lo spazio è vuoto
e-
p
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione
7
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 8
Piero Galeotti 9
u
d
c
s
t
b
e µ τ
νe νµ ντ
Carica
+2/3
-1/3
0
-1
quark
leptoni
Particelle fondamentali
massa crescente
10
s
µ
νe νµ
Raggi cosmici
c t
b
τ
ντ
Le particelle forza
g gluoni (8)
γ fotone
W+,W-, Z bosoni
H Higgs
Si possono produrre in laboratorio
+ le antiparticelle ossia l’antimateria
u
d
e
La materia di cui siamo fatti
Il modello standard
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 11
LEPTONI QUARK
Famiglia
I
e
(0,51 MeV)
νe
(< 3 eV)
u (2/3)
(da 1 a 5 MeV)
d (-1/3)
(da 3 a 9 MeV)
Famiglia
II
µ (105,6 MeV)
νµ
(< 0,19 MeV)
s (-1/3)
(da 75 a 170 MeV)
c (2/3)
(da 1,15 a 1,35 GeV)
Famiglia
III
τ (1777 MeV)
ντ (< 18,2 MeV)
b (-1/3)
(da 4,0 a 4,4 GeV)
t (2/3)
(174,3 GeV)
In parentesi sono riportati i valori delle masse e, per i
quark, delle loro cariche elettriche frazionarie. L’unita`
di misura delle energie e` l’elettronvolt, che corrisponde all’energia acquistata da 1 elettrone accelerato da una
differenza di potenziale di 1 volt.
Piero Galeotti 12
Intera-
zione Intensita`
Raggio
d’azione
Particelle
scambiate
Particelle
soggette Esempi
Gravita-
zionale
GN =
6·10-39 mP-2
∞
(∝ r-2)
gravitoni tutte corpi
celesti
Debole GF =
10-5 mp-2 10-16 cm
bosoni
(W+ e Z0)
leptoni e
adroni
decadi-
menti β
Elettro-
magnetica
α = 1/137 ∞
(∝ r-2)
fotoni con
carica
elettrica
strutture
atomiche
Forte g2 = 1 10-13 cm adroni adroni strutture
nucleari
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 14
Gluons (8)
Quarks
Mesons Baryons Nuclei
Graviton ? Bosons (W,Z)
Atoms Light Chemistry Electronics
Solar system Galaxies Black holes
Neutron decay Beta radioactivity Neutrino interactions Burning of the sun
Strong
Photon
Gravitational Weak
The particle drawings are simple artistic representations
Electromagnetic
Tau
Muon
Electron
Tau Neutrino
Muon Neutrino
Electron Neutrino
-1
-1
-1
0
0
0
Bottom
Strange
Down
Top
Charm
Up
2/3
2/3
2/3
-1/3
-1/3
-1/3
each quark: R , B , G 3 colours
Quarks Electric Charge
Leptons Electric Charge
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 15
Quantum Gravity
Super Unification
Grand
Unification
Electroweak
Model
QED
Weak Force
Nuclear Force
Electricity
Magnetism
Maxwell
Short range
Fermi
QCD
Long range
Short range
Terrestrial
Gravity
Celestial
Gravity
Einstein, Newton
Galilei
Kepler
Long range
?
Universal
Gravitation
Electro
magnetism
Weak TheoryStandard
model
Theories:
STRINGS? RELATIVISTIC/QUANTUM CLASSICAL
SU
SY
?
16
Nel XIX secolo, prima ancora della nascita della fisica atomica, si sviluppò una nuova tecnica di analisi della luce: la spettroscopia, che consiste nello studio delle righe di assorbimento o di emissione della luce rifratta da un prisma. Vennero così scoperte le principali righe di assorbimento dell'atmosfera solare (le righe di Fraunhofer) e nel 1885 Balmer osservò che le lunghezze d’onda dello spettro dell’idrogeno sono legate tra loro dalla semplice relazione:
Riga n λcalc(nm) λoss(nm)
Hα 3 656.21 656.21
Hβ 4 486.08 486.07
Hγ 5 434.00 434.01
Hδ 6 410.13 410.12
Solo 30 anni dopo Niels Bohr elaborò un modello dell’atomo di idrogeno per interpretare la formula di Balmer.
1
λ= 0,01
1
22−
1
n2
⎛⎝⎜
⎞⎠⎟
con n = 3,4,5...
Piero Galeotti
Nel 1913 Bohr propose un modello dell’atomo di idrogeno (l’atomo più semplice perchè formato di un solo protone nel nucleo e un solo elettrone orbitale) basato su alcune semplici ipotesi:
• l’elettrone si muove intorno al protone in orbite circolari, • solo alcune orbite sono permesse, per le quali l'elettrone non perde energia, • l’energia viene emessa (o assorbita) quando un elettrone passa da un’orbita a un’altra:
E1 – E2 = ΔE = hν,
Piero Galeotti 18
L'atomo di Bohr
Piero Galeotti 19
nenn vm
h
p
h==λdalla relazione di de Broglie
Ln= m
evnrn=nh
2π= n, da cui m
evn=
nh
2πrn
e dalla quantizzazione del momento angolare
λn=
h
nh2πrn( )
=2πr
n
n, ossia 2πr
n= nλ
nsi ottiene subito
Quindi la circonferenza dell'n-esima orbita deve
contenere esattamente n lunghezze d'onda dell'elettrone
Piero Galeotti, Università di Torino Anno internazionale della luce 20
La natura ondulatoria degli elettroni (De Broglie, 1924) implica che, come per le onde sonore, la lunghezza della
loro orbita sia uguale a 2πr = nλ (con n = 1,2,3...), ossia gli elettroni devono stare a distanze ben precise dal nucleo.
Piero Galeotti, Università di Torino 21
Onde sonore
Piero Galeotti 22
E=hc/λ E=hc/λ
Piero Galeotti 23
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 24
E = hν
λν = c
E =hc
λ
Piero Galeotti 25
• Modelli atomici:
di Thompson….. e di Rutherford (Bohr)
Elettroni (negativi)
Mezzo atomico (positivo)
Nucleo atomico
Sacco pieno di piume:
mpiuma< mproiettile
no retrodiffusione
Sacco pieno di mattoni:
mmattone> mproiettile
retrodiffusione
Piero Galeotti 26
La struttura dell’atomo e la scoperta del nucleo atomico è stata ottenuta da Rutherford in un classico esperimento del 1911.
Piero Galeotti 27
Piero Galeotti 28
L'esperimento di Rutherford, realizzato
da Geiger e Marsden, portò alla scoperta
dei nuclei degli atomi.
Rn
ECin =1
4πε0
qαqAu
d= 5, 3MeV
d =2 ⋅79 ⋅ (1,6 ⋅10
−19)2
4π (8.8 ⋅10−12) ⋅8,5 ⋅10
−13=
= 4, 3 ⋅10−14m = 43fm
Dalla legge di conservazione
dell'energia si puo calcolare
facilmente la minima distanza a
cui arriva una particella α da un
nucleo di Au (1 fm=10-15 m)
P.Galeotti 29
Catena pp nelle stelle di tipo solare
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 30
carta dei nuclidi
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 31
nu
mer
o d
i p
roto
ni
numero di neutroni
Schema dei decadimenti di un nucleo e prodotti finali del decadimento
Piero Galeotti, Università di Torino
32
eepn ν++→−
Decadimento β del neutrone
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 33
34
tempo (s)
Tem
pera
tura
(K
)
Densita’ (g/cm
3)
QGP Nei primissimi istanti: quark, gluoni, particelle strane e antiparticelle venivano continuamente create ed annichilate
Quando la temperatura scese sotto ≈1012 K i quark furono confinati all’interno dei nucleoni che divennero stabili. Inizio’ cosi’ la Nucleosintesi
Nei primi tre minuti vengono sintetizzati Deuterio ed Elio: l’Universo e’ ora composto da: γ, ν, e, n, p, d and He
Nulla di particolare succede per i successivi ≈106 di anni: L’Universo si espande e si raffredda… Quando la temperatura scende sotto ≈
103 K, gli elettroni si legano agli ioni: la materia diviene neutra e trasparente ai fotoni. Materia e radiazione si disaccoppiano e la materia si raffredda più rapidamente della radiazione
oggi
La Gravitazione gioca ora un ruolo determinante: vengono formate le galassie e al loro interno si accendono le stelle che vivono e muoiono sotto il controllo delle forze nucleari.
Le forze nucleari hanno giocato un ruolo fondamentale:
nei “primi tre minuti” creazione di p, n, d, He
negli … “ultimi” 10 miliardi di anni origine di stelle e galassie nascita, vita e morte delle stelle
1 secondo 1 minuto 1 giorno 1 anno 103 anni 106 anni 109 anni
L’evoluzione dell’Universo – la teoria del big-bang
Piero Galeotti, Università di Torino 35
A = 5 non esiste
Piero Galeotti, Università di Torino 36
La luce bianca che attraversa un prisma di vetro viene decomposta nei colori che la compongono.
Piero Galeotti 37
• Kirchhoff nel 1859 formula le leggi che definiscono gli spettri delle sorgenti: – Spettro continuo (da metalli, liquidi o gas densi -
opachi)
– Righe di emissione (da gas rarefatti)
– Righe di assorbimento su continuo (prodotte da gas freddi posti di fronte a sorgente opaca)
Piero Galeotti 38
Piero Galeotti, Università di Torino 39
Righe di assorbimento e di emissione nell’atmosfera di una stella
Anno internazionale della luce
Piero Galeotti 40
• Righe di emissione e di assorbimento hanno lunghezze d’onda caratteristiche del gas che emette o assorbe
Piero Galeotti 41
Spettro di emissione di alcuni elementi chimici
Piero Galeotti 42
Righe spettrali
• Fraunhofer nel 1812 cataloga in dettaglio le righe oscure che attraversano lo spettro del Sole
43
Le stelle sono classificate per il loro
spettro
come tipi spettrali O, B, A, F, G, K, M
Piero Galeotti Università di Torino 44
Abbondanze universali degli elementi
Piero Galeotti 45
La scoperta dell’espansione dell’universo (legge di Hubble: v = HR) e la sua immediata conseguenza che l’universo era in passato più compresso di ora (e quindi più caldo), permette di studiare fenomeni che non si possono studiare in altri modi. Con metodi astronomici si puo caratterizzare l’universo attuale per quanto riguarda la sua età (tH ~ H-1 ~ 14·109 anni), le sue dimensioni (R ~ 1026 m) e la sua temperatura (T ~ 2,7 K).
Con i modelli cosmologici si può ricostruirne il passato e prevederne l'evoluzione futura: il parametro Ω (densità di materia-energia) stabilisce se l’universo è aperto, chiuso o piatto.
47
P. Galeotti Cosmologia 48
• Velocità delle stelle relativa al Sole
• Curva di rotazione, equilibrio centrifugo gravitazionale
• Periodo di rotazione alla distanza del Sole circa 250 milioni di anni
• Misura della massa totale
GM (r)
r2
=vrot
2
r
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo
F = GmM
r2
F = mv2
r
v =GM
r
Piero Galeotti, Università di Torino 50
La galassia spirale M 101
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 51
Velocità di rotazione delle galassie spirali
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 52
Vera Rubin e Kent Ford, 1970 Curva di rotazione di Andromeda
53
P. Galeotti Cosmologia 54
• M/L è dell’ordine dell’unità per il Sole M
= 2 x 1033 g L
= 4 x 1033 erg s-1
compatibile con la produzione di energia termonucleare
• Le misure di massa delle galassie possono essere – fotometriche, contando le stelle – dinamiche, studiando la dinamica
• Le misure fotometriche danno valori intorno all’unità perché confrontano massa e luminosità delle stelle
• Le misure dinamiche danno valori maggiori dell’unità, fino a 1000 volte in ellittiche giganti
• Presenza di una componente “oscura” che si rivela solo attraverso la gravità che esercita
Piero Galeotti 55
• La propagazione dei raggi luminosi “sente” la gravità
• Illustrazione bidimensionale della fisica in uno spazio tridimensionale
• Tre tipi di superficie (spazio): piana, sferica e iperbolica
Piero Galeotti, Università di Torino 56
P. Galeotti Cosmologia 57
Universo con densità critica = Geometria euclidea
Universo con densità alta = Geometria curva
Universo con densità bassa = Geometria curva
14 miliardi di anni luce
1o
2o
0.5o
Alla ricerca di un righello cosmico
Righello
cosmico
Ω=1
Ω>1
Ω<1
P. Galeotti Cosmologia 58
La geometria dello spazio dipende dal parametro di densità
P. Galeotti Cosmologia 59
P. Galeotti Cosmologia 60
Apache Point Chicago, Fermilab, Institute Advanced Studies,
Johns Hopkins, Japan Participation Group, Los Alamos, Max-Planck,
New Mexico, Pittsburgh, Princeton, USNO, Washington
P. Galeotti Cosmologia 61
La distribuzione tridimensionale della materia
alle grandi scale
• Cataloghi profondi con spettroscopia Doppler
• La mappa del Centre for Astrophysics di Cambridge
• M.Geller & J. Huchra (1985)
• Ammassi (10 Mpc) e superammassi (30 Mpc)
P. Galeotti Cosmologia 62
P. Galeotti
Cosmologia
63
Scala 300 Mpc
Superammassi: strutture
primordiali perché le galassie al loro interno non sono
ancora virializzate
Vuoti
Il fondo cosmico a microonde
I fisici del gruppo di Princeton capirono che il rumore di fondo misurato da Penzias e Wilson altro non era che la radiazione proveniente dall’universo primordiale
Il fondo a microonde fu osservato per la prima volta per caso da Arno Penzias e Robert Wilson, nel 1965.
Lavorando ad una antenna per trasmissioni della Bell Telephone Company scoprirono la presenza di un “rumore di fondo”, indipendente dalla direzione del cielo osservata.
Piero Galeotti 65
L’Universo è pieno di fotoni freddi T = 2.725 K (COBE)
COBE
Da dove vengono i fotoni? Se l’Universo si è espanso da una forma più compatta, all’origine la sua temperatura
doveva essere elevatissima (Gamow 1940)
P.Galeotti Cosmologia 67
Elisa Falchini 68
Esperimenti su pallone
Fisica Astroparticellare
Piero Galeotti 69
Missione spaziale Planck (lancio nel 2009)
Piero Galeotti 70
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 71
PLANCK 2012
P.Galeotti L’uomo e il cosmo 72
ΔT/T ~ 0.3
ΔT/T ~ 3·10-5
distribuzione della temperatura nell'universo
distribuzione della temperatura a Terra
Piero Galeotti (Università di Torino) 73
P. Galeotti Fisica e l'universo
Cosmologia
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P. Galeotti Fisica e l'universo
Cosmologia
75
P. Galeotti Fisica e l'universo
Cosmologia
76
77
P. Galeotti Cosmologia 78
• Il 70% della materia/energia dell’Universo manca: l’energia oscura (costante cosmologica ?)
• L’osservazione delle supernove in galassie lontane l’indica che l’Universo sta accelerando: l’energia oscura è all’origine della forza repulsiva che accelera l’Universo !
Universo
accelerato
P. Galeotti Universo in inflazione 79
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 80
Piero Galeotti, Università e Planetario di Torino
Astronomia domani 81
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 82
Piero Galeotti, Università di Torino 83
The horizon
is 95% cloudy!
Piero Galeotti, Università di Torino 84
Astroparticle Physics 85 M. Bertaina
P. Galeotti Fisica e l'universo Cosmologia
86
P. Galeotti Cosmologia 87
supersimmetria
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 88
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 89
90
10 –6 sec 10 –4 sec 3 min 14 miliardi di anni
Big Bang 1 gennaio Formazione della Galassia 7 febbraio Formazione del sistema solare 14 agosto Prime forme di vita sulla Terra 4 settembre Estinzione dei dinosauri 30 dicembre I primi ominidi 31 dicembre ore 22:00:00 I primi esseri umani 23:43:00 L’antichità (le piramidi) 23:59:49 Nascita dell’era moderna (Galileo) 23:59:58 Nascita della fisica moderna 24:00:00
P. Galeotti Cosmologia 91
la temperatura di Planck TP=
ρPc2
a
⎛⎝⎜
⎞⎠⎟
14
≈1, 4 ⋅1032K ≈1019 GeV
Tempo di Planck
ΔE ⋅ Δt =mPc2tP= ρ
PlP
3c2tP=1
GtP
2c3tP
3c2tP=c5tP
4
GtP
2≥
Dal principio di
indeterminazione
lP= c ⋅ t
P=G
c3
⎛⎝⎜
⎞⎠⎟
12
≈1, 7 ⋅10−33cmla lunghezza di Planck
ρP=
1
GtP
2=
c2
G2≈4 ⋅10
93g/cm
3
la densità di Planck
tP=G
c5
⎛⎝⎜
⎞⎠⎟
12
≈10−43ssi ottiene il tempo di Planck
mP= ρ
PlP
3=c
G
⎛⎝⎜
⎞⎠⎟
12
≈2,5 ⋅10−5 gla massa di Planck
92
l’unificazione delle forze
Piero Galeotti, L'uomo e il cosmo 93
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 94
P. Galeotti Fisica e l'universo
Cosmologia
95
96 Piero Galeotti, Università di Torino
97 Piero Galeotti, Università di Torino
CERN - Ginevra
99
1232 magneti di 35 ton ciascuno, accelerano particelle e le focalizzano per farle collidere
100
Piero Galeotti, Università di Torino L'uomo e il cosmo 101
Negli urti si creano nuove particelle
102
LHC collisioni protone-protone
100 billion protons per bunch, 20 collisions per crossing
1 crossing every 25ns, 600 million collisions per second
Piero Galeotti Fisica e l'universo, 2008 Introduzione 104
Space-time Evolution of Collisions
e γ
space
time jet
Pre-equilibrium
Pb Pb
Hadronization
p K π φ
Freeze-out
Λ µ
QGP
γ e
Alice
105
106
CMS
107
CMS decadimento di Higgs in γγ
L’intervallo + 5 σ comprende il 99,99994 % della probabilità
4 luglio 2012
109
110
Il premio Nobel
Piero Galeotti, Università di Torino 111
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 112
Large Area Telescope (LAT)
• 16 Tracker Modules (silicon-strip detector)
• Calorimeter
• Anti coicidence detector
20 MeV < E < 300 GeV
field of view ≈ 2.5 sr
Burst Monitor
10 KeV < E < 25 MeV
field of view: 8 sr
Lanciato nel 2007
AMS is studying extraterrestrial p+,
e-, γ; antimatter nuclei (anti-He, C,
10-9); light isotopes;
P.Galeotti Raggi cosmici 116
The ANTARES Detector 12 lines of 25 storeys
900 PMs
P.Galeotti Raggi cosmici 118
Il “Gruppo Raggi Cosmici” guidato da Bruno Rossi al M.I.T. mette a punto una nuova tecnica per determinare l’energia e la direzione di arrivo del CR primario che ha originato lo sciame EAS:
I metodi “density sampling” e “fast timing”
1955 1947
“Density sampling”: la distribuzione della densità di particelle secondarie osservate in diverse posizioni in un array di contatori è usata per localizzare il centro dello sciame EAS, e per risalire all’energia del CR primario.
“Fast timing”: la direzione d’arrivo del CR primario (assunta coincidente con l’asse dello sciame EAS) è determinata dalle differenze tra i tempi d’arrivo del fronte dello sciame di particelle sui vari contatori.
La tecnica del “density sampling” e del “fast timing” è alla base dei tanti esperimenti con array di rivelatori di particelle …
EAS
Atmosfera
1÷2 m
array di rivelatori a terra
Fronte dello sciame
v~c
MCM’02
P.Galeotti Raggi cosmici 119
AGASA Akeno Giant Air Shower Array
111 Electron Det. 27 Muon Det.
0 4km
P.Galeotti Raggi cosmici 120
– Fly ‘s eye (US, 81-92)
P.Galeotti Raggi cosmici 122
la radiazione cosmica di fondo a 3 0K rende l’Universo opaco ai raggi cosmici di energia molto elevata K. Greisen - G.T.Zatsepin & V.A.Kuz’min (1966)
p
p+γ p+π0
p+γ n+π+
Ethr=6.8 1019 eV
l=1/σρ=6Mpc
ρ~410 γ/cm3
σ=135mbarn
GZK Cutoff
Raggi cosmici con energia E> 7•1019 eV devono avere la loro sorgente entro 50Mpc
P.Galeotti Raggi cosmici 123
P.Galeotti, Univ. Torino I lunedi dell'Università
5/3/2012
124
L’osservatorio Auger, Area ≈ 3000 km2
• SD 1600 contatori spaziati ogni 1.5 km
• FD 24 telescopi in 4 siti
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 125
Cosmic Ray Propagation
in our Galaxy
Deflection angle < 1 degree at 1020eV
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 127
Ice Cube
P.Galeotti Raggi cosmici 128
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 130
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 131
P.Galeotti, Univ. Torino Raggi cosmici 132
Progetto EEE Studio dei raggi cosmici nelle Scuole
Raggi cosmici e didattica Il Progetto EEE (Extreme Energy Events)
Il telescopio del progetto EEE presso il Liceo classico Massimo D’Azeglio a Torino