Misura velocità di espansione dell'universo

Materie:	Appunti
Categoria:	Fisica
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Data:	17.07.2000
Numero di pagine:	8
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BREVE STORIA DELLA MISURA DELLA VELOCITÀ DI ESPANSIONE DELL'UNIVERSO
1900-1910
L'astronoma Henriette Lewitt da inizio alle misurazioni di una classe di stelle note come variabili cefeidi, stelle giovani e luminose con massa tra 5 e 20 volte quella solare. La Lewitt misura la distanza di quelle della Piccola Nube di Magellano, una nebulosità diffusa visibile dall'emisfero meridionale ( al tempo si ignorava l'esistenza di altre galassie oltre alla nostra ). Scopre che osservando il modo in cui variano di luminosità è possibile calcolarne quella intrinseca. Questo le rende uno dei metri di paragone affidabili, noti come candele standard, per la misura delle distanze astronomiche.
1910-1920
Nel 1917, Albert Einstein sviluppa la "Teoria Generale della Relatività". Applicandola alle teorie evolutive dell'universo , diversi teorici scoprono la possibilità che questo pùò espandersi o contrarsi. Einstein nega questa possibilità adducendo il fatto che non ci sono le prove che l'universo sia in movimento. Ritiene infatti che sia statico, e propone l'esistenza di un'ipotetica forza repulsiva, una sorta di contro-gravitòà, introducendo nelle sue equazioni un fattore noto come costante cosmologica che impedisce alle galassie di contrarsi su se stesse.
1920-1930
L'astronomo Edwin Hubble scopre diverse stelle variabili di tipo cefeide in diverse nebulose. Queste nebulosità conclude, sono galassie lontane esterne alla Via Lattea, alla quale sono simili per dimensioni e struttura.
L'astronomo Vesto Slipher effettua misurazioni sulla velocità della nebulose a spirale, dimostrando che si allontanano dalla Terra, ma senza riuscire a comprendere sono oggetti distanti ed estranei alla Via Lattea.
Nel 1929, Hubble, con l'aiuto dell'assistente spettrografista Humason ( l'ex portiere dell'osservatorio, cui va il merito di buona parte del lavoro ), compie un'altra scoperta fondamentale in campo cosmologico: più le galassie sono distanti, più si allontanano velocemente dalla Terra. Scopre quindi la relazione, nota come Legge di Hubble tra la distanza della galassia e la sua velocità di recessione, il rapporto tra questi due fattori è noto come costante di Hubble. Entrambe le scoperte hanno portato ad una migliore comprensione dell'universo e della sua evoluzione. Per definire con precisione le dimensioni e l'età dell'universo, gli astronomi hanno però bisogno di definire con esattezza il valore della costante di Hubble.
1930-1950
Le osservazioni di Hubble portano alla conclusione che in un universo in espansione uniforme, in tempi passati le galassie dovevano essere iù vicine tra loro. Nelle fasi iniziali della sua evoluzione, la temperatura e la densità dell'universo dovevano avere valori altissimi. Questo porta alla concezione di un modello di universo noto come "Teoria del Big bang" che prevede che tutto abbia inizio con un materia in una condizione di estrema densità e calore e che si sia in seguito espansa e raffreddata.
Per verificare la fondatezza di questa teoria, gli astronomi lavorano per ottenere la misura della velocità di espansione ( necessaria per calcolare le dimensioni e l'età ) e per verificarla attraverso una serie di stime indipendenti basate sull'età delle stelle più vecchie dell'universo
1950
Prima di arrivare ad una accurata definizione della costante di Hubble, gli astronomi cercano di ottenere misure precise delle distanze cosmiche. Nel 1952, l'astronomo Walter Baade del Carnegie Institute scopre che esistono due tipi differenti di cefeidi e quindi la scala delle distanze delle galassie è errata.
1960 Penzias e Wilson dei Bell Research Laboratories scoprono la radiazione cosmica di fondo, l'eco dell'esplosione del Big Bang, già come previsto dalla teoria.
Misure sulle abbondanze degli elementi leggeri ( come l'idrogeno e l'elio ) dell'universo primordiale, forniscono ulteriori conferme alla teoria.
1970
Nel 1975, l'astronomo del Carnegie Institute Allan Sandage, scopre che alcune stelle utilizzate da Hubble per il calcolo delle distanze, non sono così luminose come si pensava.
Sebbene le distanze delle galassie più vicine siano state misurate utilizzando il metodo delle cefeidi, agli astronomi è impossibile osservare questo tipo di astri nelle galassie più lontane. La NASA inizia la costruzione del Telescopio Spaziale, del quale uno degli obiettivi primari è quello di trovare delle stelle variabili cefeidi nelle galassie più remote, per aprire la strada verso una stima più accurata della costante di Hubble.
1980 L'astronomo W.Feedman del Carnegie Institute e B.Madore del Caltech giungono alla conclusione che la polvere interstellare nelle galassie a spirale attenua ed arrossa significativamente la luce delle cefeidi, causando un errore nella valutazione della distanza.
Gli astronomi sviluppano metodi "secondari" per la misura delle distanze cosmiche. Tra gli altri misurano la luminosità e la velocità delle galassie ed utilizzano un'altra classe di stelle le supernovæ. La conoscenza delle distanze relative peraltro non fornisce direttamente il valore della costante di Hubble. È come se avessimo una cartina stradale senza alcuna indicazione della scala in cui è disegnata, Due città possono essere più vicine l'una all'altra rispetto ad una terza, ma senza una scala di riferimento, non è possibile conoscere la distanza tra queste città. Per similitudine, per misurare la costante di Hubble, gli astronomi devono conoscere la distanza tra le galassie. Seguendo l'analogia della cartina, se conosciamo la distanza che separa due città, avremo un metro di paragone per calcolare la distanza delle altre. Le stelle cefeidi ci forniscono la scala delle distanze per gli oggetti celesti.
1990
Utilizzando il Telescopio Spaziale, un gruppo di astronomi, il "Key Project Team" si pone lo scopo di arrivare in tre passaggi successivi alla definizione della costante di Hubble: il primo prevede la misura delle cefeidi in venti galassie e calibrare cinque metodi secondari per la misura delle distanze tra le galassie. Il secondo passo prevede la misura delle cefeidi in due ammassi di galassie vicini, quello della Vergine e quello della Fornace. Il terzo è la verifica degli eventuali errori nella scala delle distanze delle cefeidi.

BREVE STORIA DELLA MISURA DELLA VELOCITÀ DI ESPANSIONE DELL'UNIVERSO
1900-1910
L'astronoma Henriette Lewitt da inizio alle misurazioni di una classe di stelle note come variabili cefeidi, stelle giovani e luminose con massa tra 5 e 20 volte quella solare. La Lewitt misura la distanza di quelle della Piccola Nube di Magellano, una nebulosità diffusa visibile dall'emisfero meridionale ( al tempo si ignorava l'esistenza di altre galassie oltre alla nostra ). Scopre che osservando il modo in cui variano di luminosità è possibile calcolarne quella intrinseca. Questo le rende uno dei metri di paragone affidabili, noti come candele standard, per la misura delle distanze astronomiche.
1910-1920
Nel 1917, Albert Einstein sviluppa la "Teoria Generale della Relatività". Applicandola alle teorie evolutive dell'universo , diversi teorici scoprono la possibilità che questo pùò espandersi o contrarsi. Einstein nega questa possibilità adducendo il fatto che non ci sono le prove che l'universo sia in movimento. Ritiene infatti che sia statico, e propone l'esistenza di un'ipotetica forza repulsiva, una sorta di contro-gravitòà, introducendo nelle sue equazioni un fattore noto come costante cosmologica che impedisce alle galassie di contrarsi su se stesse.
1920-1930
L'astronomo Edwin Hubble scopre diverse stelle variabili di tipo cefeide in diverse nebulose. Queste nebulosità conclude, sono galassie lontane esterne alla Via Lattea, alla quale sono simili per dimensioni e struttura.
L'astronomo Vesto Slipher effettua misurazioni sulla velocità della nebulose a spirale, dimostrando che si allontanano dalla Terra, ma senza riuscire a comprendere sono oggetti distanti ed estranei alla Via Lattea.
Nel 1929, Hubble, con l'aiuto dell'assistente spettrografista Humason ( l'ex portiere dell'osservatorio, cui va il merito di buona parte del lavoro ), compie un'altra scoperta fondamentale in campo cosmologico: più le galassie sono distanti, più si allontanano velocemente dalla Terra. Scopre quindi la relazione, nota come Legge di Hubble tra la distanza della galassia e la sua velocità di recessione, il rapporto tra questi due fattori è noto come costante di Hubble. Entrambe le scoperte hanno portato ad una migliore comprensione dell'universo e della sua evoluzione. Per definire con precisione le dimensioni e l'età dell'universo, gli astronomi hanno però bisogno di definire con esattezza il valore della costante di Hubble.
1930-1950
Le osservazioni di Hubble portano alla conclusione che in un universo in espansione uniforme, in tempi passati le galassie dovevano essere iù vicine tra loro. Nelle fasi iniziali della sua evoluzione, la temperatura e la densità dell'universo dovevano avere valori altissimi. Questo porta alla concezione di un modello di universo noto come "Teoria del Big bang" che prevede che tutto abbia inizio con un materia in una condizione di estrema densità e calore e che si sia in seguito espansa e raffreddata.
Per verificare la fondatezza di questa teoria, gli astronomi lavorano per ottenere la misura della velocità di espansione ( necessaria per calcolare le dimensioni e l'età ) e per verificarla attraverso una serie di stime indipendenti basate sull'età delle stelle più vecchie dell'universo
1950
Prima di arrivare ad una accurata definizione della costante di Hubble, gli astronomi cercano di ottenere misure precise delle distanze cosmiche. Nel 1952, l'astronomo Walter Baade del Carnegie Institute scopre che esistono due tipi differenti di cefeidi e quindi la scala delle distanze delle galassie è errata.
1960 Penzias e Wilson dei Bell Research Laboratories scoprono la radiazione cosmica di fondo, l'eco dell'esplosione del Big Bang, già come previsto dalla teoria.
Misure sulle abbondanze degli elementi leggeri ( come l'idrogeno e l'elio ) dell'universo primordiale, forniscono ulteriori conferme alla teoria.
1970
Nel 1975, l'astronomo del Carnegie Institute Allan Sandage, scopre che alcune stelle utilizzate da Hubble per il calcolo delle distanze, non sono così luminose come si pensava.
Sebbene le distanze delle galassie più vicine siano state misurate utilizzando il metodo delle cefeidi, agli astronomi è impossibile osservare questo tipo di astri nelle galassie più lontane. La NASA inizia la costruzione del Telescopio Spaziale, del quale uno degli obiettivi primari è quello di trovare delle stelle variabili cefeidi nelle galassie più remote, per aprire la strada verso una stima più accurata della costante di Hubble.
1980 L'astronomo W.Feedman del Carnegie Institute e B.Madore del Caltech giungono alla conclusione che la polvere interstellare nelle galassie a spirale attenua ed arrossa significativamente la luce delle cefeidi, causando un errore nella valutazione della distanza.
Gli astronomi sviluppano metodi "secondari" per la misura delle distanze cosmiche. Tra gli altri misurano la luminosità e la velocità delle galassie ed utilizzano un'altra classe di stelle le supernovæ. La conoscenza delle distanze relative peraltro non fornisce direttamente il valore della costante di Hubble. È come se avessimo una cartina stradale senza alcuna indicazione della scala in cui è disegnata, Due città possono essere più vicine l'una all'altra rispetto ad una terza, ma senza una scala di riferimento, non è possibile conoscere la distanza tra queste città. Per similitudine, per misurare la costante di Hubble, gli astronomi devono conoscere la distanza tra le galassie. Seguendo l'analogia della cartina, se conosciamo la distanza che separa due città, avremo un metro di paragone per calcolare la distanza delle altre. Le stelle cefeidi ci forniscono la scala delle distanze per gli oggetti celesti.
1990
Utilizzando il Telescopio Spaziale, un gruppo di astronomi, il "Key Project Team" si pone lo scopo di arrivare in tre passaggi successivi alla definizione della costante di Hubble: il primo prevede la misura delle cefeidi in venti galassie e calibrare cinque metodi secondari per la misura delle distanze tra le galassie. Il secondo passo prevede la misura delle cefeidi in due ammassi di galassie vicini, quello della Vergine e quello della Fornace. Il terzo è la verifica degli eventuali errori nella scala delle distanze delle cefeidi.