L'universo

Materie:Appunti
Categoria:Astronomia

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L’universo
Come si è originato l'Universo? Circa 20 miliardi di anni fa un grande scoppio, il Big Bang fece esplodere il cosiddetto "Uovo primordiale" scaraventando nello spazio materia ed energia sotto forma di particelle elementari, che poco dopo si erano già differenziate in protoni, neutroni ed elettroni. Dopo lo scoppio le particelle, urtandosi fra di loro, si sono riunite a formare i primi elementi: idrogeno, elio ed elementi leggeri. Il gioco delle attrazioni gravitazionali produsse i primi agglomerati di materia da cui si sono formate stelle e galassie. L'Universo ha continuato ad espandersi e continua tuttora. La prova di ciò è il cosiddetto “red shift” cioè, lo spostamento verso il rosso che subisce la luce che ci giunge dai corpi celesti. Red shift Immaginiamo una fonte di onde sonore, ad esempio la sirena di un'autoambulanza. Se noi udiamo la sirena senza vedere l'autoambulanza possiamo renderci conto del suono che ci giunge se essa è ferma, si sta avvicinando o si sta allontanando. Questo viene detto effetto DOPPLER. Lo stesso avviene con la luce che ci giunge dalle stelle. Infatti la luce che ci giunge da tutte le sorgenti luminose dell' universo appare spostata verso il rosso dello spettro delle onde luminose (Red Shift) e cioè la sua lunghezza d'onda appare maggiore di com'è in realtà. Ciò si può spiegare solo con l’effetto Doppler, dovuto al fatto che tutti i corpi celesti si stanno allontanando da noi. Non solo, ma il red shift è tanto maggiore quanto più grande è la velocità con cui la fonte s'allontana dall'osservare per cui possiamo valutare la distanza di una stella dall'entità del red shift con cui ci giunge la sua luce. Se infatti accettiamo la teoria del Big Bang, i corpi celesti s'allontanano tanto più velocemente quanto più sono lontani. L'età dell'Universo Si può facilmente notare che l'inverso della costante di Hubble (1/H) indica approssimativamente il tempo che una galassia ha impiegato per arrivare ad una distanza d, cioè fornisce una stima dell'età dell'Universo. A seconda del valore della costante di Hubble (misurato da diversi autori con tecniche differenti) si ottiene una differente età. La determinazione dell'età dipende quindi dal valore di H e risulta piuttosto imprecisa in quanto difficile è la misura delle distanze delle galassie lontane in modo indipendente dal red-shift . Le galassie Nell'universo esistono miliardi di galassie -raggruppamenti di stelle, il cui numero varia da decine di miliardi a centinaia di miliardi- una di queste è la Via Lattea, essa comprende da 100 a 200 miliardi di stelle, ha un diametro di circa 100.000 anni luce ed una forma a disco rigonfio al centro; vista di fronte ha una forma a spirale. Generalmente le galassie presentano una forma ellittica, a spirale o a spirale barrata. In molti casi si ritiene che al centro delle galassie si trovi un buco nero. Oltre alle stelle, una galassia contiene gas e polvere interstellare e tutto l'insieme della galassia orbita intorno a un punto centrale. Nebulose gassose La materia interstellare non è ugualmente rarefatta ovunque, ma in alcune zone è più densa, formando delle specie di nubi. Se poi all'interno di queste vi sono delle stelle, la radiazione di quest'ultime le rende luminose, ottenendo così quei bellissimi effetti che si vedono osservando la nebulosa Laguna, la nebulosa di Orione, oppure la nebulosa Trifida. Solitamente, queste zone, formate prevalentemente da idrogeno, sono anche sede di formazione stellare. A seconda della temperatura di queste nebulose si possono individuare due tipologie di nubi: le regioni H I e le regioni H II. Le regioni H I sono più fredde e quindi non emettono radiazioni nella lunghezza d'onda del visibile, ma in quella dell'idrogeno, ossia onde radio con lunghezza d'onda di 21 cm. Per questo non sono visibili con i telescopi tradizionali, ma solo con radiotelescopi. Le regioni H II sono molto più calde, circa 20.000-30.000°K, quindi l'atomo di idrogeno perde il suo unico elettrone e diventa ionizzato. Queste zone sono anche molto luminose, formando appunto quelle bellissime nebulose visibili al telescopio. Se però le stelle non sono abbastanza calde da eccitare gli atomi della nebulosa, questi non emetteranno luce propria, ma rifletteranno quella delle stelle. Le nebulose planetarie Quando una stella di media grandezza giunge alla fine della sua vita, poco prima della sua morte, in una tremenda esplosione espelle gli strati più esterni della propria atmosfera, formando così un guscio di gas incandescente in espansione. Ma allora perchè nelle foto vediamo un anello? Perchè noi vediamo uno spessore maggiore di gas verso i bordi che non al centro e quindi vediamo solo la parte più esterna dove si sovrappone una quantità maggiore di gas. Generalmente al centro di una nebulosa planetaria si può vedere una debole stellina di alta temperatura che altro non è che quello che rimane della stella originale. Questa piccola stella rimanente generalmente ha una densità molto elevata e ruota ad altissima velocità su sè stessa. In meno di 100.000 anni la stella centrale si raffredda e quindi la nebulosa scompare alla nostra vista, dato che il gas non è più ionizzato e reso luminescente dalle radiazioni dell'astro. Le nebulose oscure Queste sono facilmente osservabili solo quando appaiono per ragioni prospettiche sovrapposti a regioni luminose, quali possono essere delle nebulose gassose luminescenti. Sono molto probabilmente formate da polveri e da idrogeno molecolare relativamente denso (109 particelle per metro cubo) e una temperatura piuttosto bassa (10°K). Per questi motivi le nubi sono particolarmente opache; in particolare la polvere scherma le parti interne delle nebulose oscure dalle radiazioni ultraviolette, che altrimenti dissocierebbero l'idrogeno molecolare. Altri oggetti simili sono i globuli di Bok, che appaiono spesso sullo sfondo di nebulose luminose. A differenza delle nebulose oscure, questi hanno un'elevata emissione infrarossa. Cosmologia e ipotesi sulla genesi dell’universo Lo studio dell’origine, della costituzione, della struttura e dell’evoluzione dell’universo –o più semplicemente, la cosmologia- utilizza in modo particolare la teoria della gravitazione, la teoria della relatività, la geometria riemanniana e l’osservazione delle galassie e degli ammassi di galassie. Nel 1912 e nel 1925, V.M. Slipher ottenne gli spettri di 41 galassie; dallo spostamento verso il rosso di questi spettri si calcolò che la velocità delle galassie varia tra 300 km/sec, per quelle che si muovono verso di noi, a 1800 km/sec, per quelle che si allontanano. Nel frattempo, nel 1915, Albert Einstein aveva pubblicato la sua famosa teoria generale della relatività; poco dopo propose un modello statico dell’universo, non essendo ancora conosciuta la sua espansione. Willem de Sitter propose un modello cosmologico, basato sulla teoria di Einstein, che permetteva spostamenti verso il rosso sia positivi che negativi. Nel 1922 Aleksandr Friedmman derivò dalla teoria di Einstein un insieme di modelli cosmologici generali, fra cui il modello statico di Einstein e il modello di de Sitter. Secondo queste soluzioni matematiche l’universo in espansione ebbe origine da un unico corpo di densità infinita. George Lemaitre nel 1927 e Arthur Eddington nel 1930 proposero una teoria fisica, più tardi nota come teoria del Big Bang, secondo cui tutta la materia dell’ universo ebbe origine da un unico punto. Per collegare le sorgenti dei campi gravitazionali, cioè materia, energia e pressione, alla struttura geometrica dello spazio-tempo, Einstein introdusse dieci equazioni, basate sullo studio di dieci potenziali. Le difficoltà incontrate per ricavare le soluzioni cosmologiche da queste equazioni si possono ridurre al minimo con le ipotesi dette “principi cosmologici”: - l’universo è omogeneo, cioè la densità della materia (galassie) è la stessa in ogni luogo; - l’universo è isotropo cioè la distribuzione della materia (galassie) è la stessa in ogni direzione. Friedmman trovò un insieme completo di soluzioni cosmologiche e cioè: la struttura spazio-temporale (spazio tridimensionale più una dimensione temporale) può essere descritta da uno spazio tridimensionale la cui curvatura dipenda dal tempo. Un aspetto importante dei modelli di Friedmman è che non vi sono soluzioni statiche: l’universo, descritto da uno spazio tridimensionale di curvatura positiva, negativa o zero, si espande. Una fase di contrazione può esistere solo nel caso della curvatura positiva. Dopo che l’universo si è espanso fino alle dimensioni massime, comincerà a contrarsi verso il raggio zero. Un universo statico può esistere solo o temporaneamente fra una fase di espansione e contrazione, o come stato finale dell’espansione nel caso della curvatura zero. George Gamow e R.A. Alpher nel 1949 introdussero la fisica nucleare nel modello di Friedmman. Gamow fece notare che i primi stadi dell’universo devono essere stati dominati dalla radiazione. Quando l’universo cominciò ad espandersi la densità di materia diminuì più lentamente della densità di radiazione. Perciò, dopo che l’universo si fu espanso per un certo tempo t, la densità di materia dominò quella della radiazione. Nel 1964 A.A.Penzias e R.W. Wilson scoprirono e misurarono questa radiazione di fondo. Esistono due forti indicazioni secondo cui l’universo all’inizio doveva veramente essere dominato dalla radiazione. In primo luogo è stato rivelato un fondo residuo di radiazione a microonde. In secondo luogo la percentuale della massa totale di elio nell’universo è di circa il 24%. Se l’elio fosse stato tutto creato nelle stelle, se ne sarebbe formato al massimo l’1%; d’altra parte la formazione di circa il 20-30% di elio sarebbe stata possibile nei primi istanti dell’universo quando la temperatura era fra 100 milioni e 10 miliardi. Le galassie, e probabilmente anche gli ammassi stellari, si formano solo dopo che la materia diventa dominante.Con lo scorrere del tempo, la temperatura diminuisce e le particelle e le antiparticelle si annichilano reciprocamente. Se il numero di particelle (o antiparticelle) è maggiore di quello delle antiparticelle (o particelle), quando l’universo si raffredda tutte le particelle (o antiparticelle) spariranno. Se la materia e l’antimateria fossero state create in origine in quantità uguali, soltanto una piccola frazione, e cioè meno di un centomilionesimo della materia finora osservata avrebbe potuto sopravvivere al processo iniziale di annichilazione. La radiazione di fondo dovrebbe essere ad almeno 300K. Ciò è incompatibile con le attuali osservazioni. Esiste un’altra teoria cosmologica chiamata dello stato stazionario, elaborata da Thomas Gold, Hermann Bondi e Fred Hoyle. Essi hanno modificato il primo principio cosmologico introducendovi il tempo e hanno enunciato il loro “principio cosmologico perfetto”: l’universo è omogeneo nello spazio e nel tempo. Secondo la loro teoria, la densità delle galassie nello spazio è stata sempre costante. Per rendere conto dell’espansione dell’universo si assume una creazione spontanea di materia. La quantità di materia che è necessario creare sarebbe troppo piccola per essere rilevata. Questa teoria predice un parametro di decelerazione negativo, ma è incapace di rendere conto della radiazione di fondo a microonde osservata. Futuro dell’universo Se l’universo è chiuso, alla fine l’espansione si fermerà e gli spostamenti verso il rosso diventeranno spostamenti verso il blu (fase di contrazione). Dopo un certo tempo l’universo ritornerà allo stato di singolarità, di densità infinita, e sparirà in un secondo Big Bang. Secondo la teoria di Einstein l’universo non potrà essere ricreato da questa singolarità (universo oscillante). Se l’universo è aperto, l’espansione continuerà per sempre. Alla fine tutta l’energia delle stelle si sarà consumata e l’universo si espanderà per sempre nel buio totale. Nuove conferme di un universo dalla struttura piatta la cui velocità di espansione accelera anziché rallentare sono state trovate nel corso del 2000. Appena nel 1998, due gruppi di astronomi avevano trovato i primi indizi che il nostro universo sta espandendosi a velocità sempre crescente, fatto palesemente in conflitto con la versione più semplice del modello del Big Bang. Secondo questo modello, l’universo si sta espandendo a partire da un evento esplosivo iniziale, ma la velocità di espansione verrebbe progressivamente rallentata dalla gravità che si esercità tra le sue parti. Anche se l’universo dovesse espandersi per sempre, la teoria predice che dovrebbe farelo a velocità decrescente. Recenti osservazioni di supernovae, tuttavia, mostrano che la velocità di espansione va crescendo. Nuovi dati raccolti nel 1999 hanno confermato i primi dati, anche se nessun cosmologo i è ancora azzardato, nel corso del 2000, ad accreditare con certezza la nuova immagine dell’universo. Nessun astronomo, però, ha trovato serie obiezioni al modello di un universo che accelera la sua espansione. La prova osservativa dell’accelerazione deriverebbe dall’osservazione comparata delle supernove di tipo I in regioni lontane e in regioni vicine dell’universo. Per spiegare questa espansione accelerata i cosmologi hanno ipotizzato una nuova forma di energia distribuita uniformemente nel cosmo. Attualmente questa energia avrebbe una densità maggiore della materia e la sua gravità repulsiva dominerebbe tutto il cosmo. Questa nuova energia viene chiamata da alcuni cosmologi costante cosmologica, un termine introdotto da Ein stein nel 1917 per rendere conto di un universo statico, quale allora si credeva fosse il nostro universo. Quando si incominciò a capire che il nostro universo è in espansione, Einstein abbandonò la costante cosmologica considerandola come il suo più grande errore. Per spiegare le nuove osservazioni, i cosmologi hanno ora resuscitato la costante cosmologica e molti di loro ne associano l’energia al mare di particelle e antiparticelle che popolano lo spazio “vuoto”. Un’altra esperienza condotta nel febbraio 2000 ha mostrato che il nostro universo, oltre che essere in espansione accelerata è anche piatto, come peraltro si supponeva per ragioni teoriche. La conseguenza di questa struttura è che l’universo si espanderà per sempre. Secondo la teoria cosmologica dell’inflazione il nostro universo non è altro che una bolla fra le tantissime che si sono sviluppate in un mezzo saturo di energia, come l’acqua di una pentola che va in ebollizione. Per i cosmologi Andrej Linde e Alan Guth, che hanno ideato e perfezionato la teoria dell’inflazione, un’universo di questo tipo oggi dovrebbe essere perfettamente piatto come la superficie di uno stagno, il che, in termini cosmologici, implica che il nostro universo si espanderà per sempre. Teorie cosmologiche alternative Vi sono alcune coincidenze numeriche che costituiscono il punto di partenza di teorie cosmologiche speculative. Per esplorare queste possibilità verso la fine degli anni settanta e l’inizio degli ottanta si sono avuti numerosi sviluppi importanti nella teoria cosmologica. Utilizzando i concetti base della teoria del Big Bang questi sviluppi hanno avuto come argomento prevalente i processi avvenuti nei primissimi istanti di vita dell’universo, quando la densità e la temperatura erano così elevate che le teorie tradizionali della materia non sono più applicabili. Un contributo notevole è quello del fisico inglese Stephen Hawking, che ha dimostrato che la materia avrebbe potuto crearsi spontaneamente nel cosiddetto “evento orizzonte” di un buco nero, cioè il punto di prossimità ad un buco nero nel quale lo spostamento verso il rosso è verosimilmente così grande che i segnali di luce emessi non possono raggiungere un osservatore. I teorici stanno prendendo in considerazione anche numerosi altri modelli di universo. Alcuni di questi comportano complicate variazioni del numero di dimensioni richiesto per spiegare un universo che debba anche soddisfare i principi della meccanica quantistica e della relatività all’interno del concetto di Big Bang. Altri, come la “cosmologia del plasma”, vanno oltre i confini della teoria del Big Bang e nella direzione della teoria dello stato stazionario, largamente rifiutata. Anche la recente scoperta di galassie che sembrano di nuova formazione mette in crisi alcune assunzioni fondamentali della teoria del Big Bang.

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