Tano Cavattoni
L’Universo
Età 13,7 miliardi di anni
Capitolo 10
L’universo lontano
Che cosa sono le galassie? Prima del 1900 nessuno ne sapeva
niente. Nel 1920 ne erano al corrente ben pochi. Dopo il 1924
non c’era più un solo astronomo che non lo sapesse.
Allan Sandage
T. Cavattoni - l’Universo età 13,7 miliardi di anni - © Italo Bovolenta editore 2010
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Capitolo 10
L’universo lontano
Galassie
§ 10.1 La nostra Galassia
§ 10.2 Galassie oltre la nostra
§ 10.3 Gruppi di galassie
Lezione 26
Lezione 27
Cenni di cosmologia
§ 10.4 Perché
il cielo di notte è buio?
§ 10.5 La legge di Hubble e l’espansione dell’universo
§ 10.6 Origine dell’universo
§ 10.7 Conferme della teoria del big bang
§ 10.8 Ipotesi sul futuro
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§ 10.1
La nostra Galassia
Dimensioni
Mezzo interstellare
Stimate da Shapley nel 1920 grazie
alle cefeidi di Henrietta Leavitt negli
ammassi globulari.
Shapley sovrastimò le dimensioni a
causa della presenza del mezzo
interstellare.
Harlow Shapley
M81, molto simile alla Galassia
I bracci
Materia oscura
Giustifica l’anomalo moto di rotazione
della galassia.
La struttura a bracci è dovuta alla
particolare rotazione differenziale.
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§ 10.1
La nostra Galassia
Il mezzo interstellare
È la materia che occupa lo spazio
fra le stelle:
• 90% idrogeno;
• 9% elio;
• 1% polveri, come quelle che
compongono il fumo di sigaretta.
Il mezzo interstellare assorbe la luce delle stelle di sfondo
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La nostra Galassia
§ 10.1
La materia oscura
I bracci di spirale
È la materia la cui esistenza è stata
ipotizzata per giustificare l’anomalo
moto di rotazione delle galassie.
Sono zone in cui l’aumento di densità
porta alla formazione di nuove stelle.
Energia oscura
70%
Materia visibile
1%
Materia oscura
29%
Le ellissi
rappresentano
la traiettoria di
polveri e gas.
Gli assi
Si formano degli
maggiori delle
addensamenti: i
ellissi ruotano a bracci di spirale.
diverse velocità.
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§ 10.1
La nostra Galassia
Oltre la Galassia
Le nebulose a spirale come quella di
Andromeda fanno parte della
Galassia o sono esterne ad essa?
Andromeda: galassia o nebulosa?
Il Grande Dibattito che Shapley ebbe con
Curtis nel 1920 fu vinto da quest’ultimo.
Nel 1924 Edwin Powel Hubble
dimostrò che Andromeda si trova
oltre i 2 milioni di a.l. di distanza: la
Via Lattea non è l’universo, ma
una galassia fra le tante.
Heber Doust Curtis
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§ 10.2
Galassie oltre la nostra
Galassie a spirale
Galassie ellittiche
I bracci di spirale sono sede di
formazione stellare.
• massa: 109 ÷ 1011 m
• diametro: 10.000 ÷ 300.000 a.l.
Sono solitamente composte da stelle
vecchie.
• massa: 106 ÷ 1013 m
• diametro: 5.000 ÷ 300.000 a.l.
M101
M101
M87
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§ 10.2
Galassie oltre la nostra
Galassie irregolari
Galassie interagenti
Sono ricche di gas interstellare e di
stelle giovani.
• massa: fino a 1010 m
• diametro: fino a 25.000 a.l.
Lo scontro fra stelle è molto
improbabile, ma la fusione dei mezzi
interstellari provoca formazione di
nuove stelle.
NGC 6822
NGC 4676
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§ 10.2
Galassie oltre la nostra
Strane galassie nello spazio
I nuclei galattici attivi (AGN, Active Galactic Nucleus) sono nuclei di galassie
con anomale emissioni di energia, non riconducibili agli usuali processi di
fusione delle stelle. Si ritiene che al centro del nucleo vi sia un buco nero
supermassiccio.
Buco nero
Disco di
accrescimento
Osservati dai diversi punti di vista
gli AGN appaiono come:
• galassie Seyfert, con forti emissioni
nel visibile;
• radiogalassie, con anomale
emissioni nella banda radio;
Getti di particelle a
velocità relativistiche.
Toroide di
polveri e gas
• i quasar, gli oggetti più luminosi che
si conoscano.
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Gruppi di galassie
§ 10.3
Gli ammassi di galassie sono aggregazioni di galassie che
interagiscono gravitazionalmente.
Il Gruppo Locale è il piccolo
ammasso, 36 galassie, a cui
appartiene la nostra Galassia.
La Galassia
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Gruppi di galassie
§ 10.3
L’ammasso di galassie a noi più vicino è quello della Vergine, a
circa 55 milioni di a.l. di distanza. Contiene circa 2000 galassie
e 5·1014 m.
M86
M84
Le galassie ellittiche giganti
M86 e M84.
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§ 10.3
Gruppi di galassie
La scala maggiore alla quale si è riusciti a vedere una struttura
nell’universo è quella dei superammassi: aggregazioni di
ammassi di galassie.
Due milioni di
galassie punteggiano
grandi bolle vuote.
I superammassi si
formano in
corrispondenza del
punto di incontro fra
più bolle.
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Perché il cielo di notte è
buio?
§ 10.4
Il paradosso di Olbers
Supponiamo che l’universo sia:
• uniformemente popolato di stelle;
• statico;
• infinito, sia nello spazio che nel
tempo.
Guardando il cielo notturno in
qualsiasi direzione, la linea di
vista dovrebbe prima o poi
incontrare una stella: una luce
accecante dovrebbe provenire
da ogni direzione.
È così?
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Perché il cielo di notte è
buio?
§ 10.4
Quando Olbers ripropose il paradosso nel 1826 sottointendeva
una precisa cosmologia.
La cosmologia è la scienza che studia le proprietà e l’evoluzione
dell’universo.
Come dimostrò Vesto Melvin
Slipher nel 1914, le ipotesi di
Olbers non erano corrette. In
particolare non è possibile
considerare l’universo come
un aggregato statico di stelle.
Heinrich Wilhelm Mathias Olbers
Vesto Melvin Slipher
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La legge di Hubble e
l’espansione dell’universo
§ 10.5
Slipher misurò la velocità di recessione delle “nebulose a
spirale” grazie all’effetto Doppler.
Righe senza alcuno spostamento
Righe spostate verso il blu
Righe spostate verso il rosso
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La legge di Hubble e
l’espansione dell’universo
§ 10.5
La legge di Hubble
L’apparente velocità (v) di
recessione delle galassie è
direttamente proporzionale alla
loro distanza (r):
v = H0·r
Velocità (km/s)
Nel 1929, Hubble, con l’aiuto di Milton
Humason, dimostrò che l’universo è in
espansione secondo una precisa legge.
Distanza (Mpc)
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La legge di Hubble e
l’espansione dell’universo
§ 10.5
L’attuale stima della costante di Hubble H0 è:
H0 = 72 (km/s)/Mpc
• Se tutte le galassie si stanno allontanando da noi, vuol dire
che siamo al centro dell’universo?
• Sono le galassie a muoversi nello spazio o è lo spazio fra una
galassia e l’altra che si espande?
• Se le galassie si stanno “allontanando” le une dalle altre, c’è
stato un momento in cui erano unite?
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La legge di Hubble e
l’espansione dell’universo
§ 10.5
Espansione dell’universo
L’apparente spostamento delle galassie è dovuto alla
dilatazione dello spazio:
In questo modello lo spazio è la superficie
del palloncino, non tutto il palloncino.
Le galassie si allontanano le une dalle
altre e non c’è un centro.
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La legge di Hubble e
l’espansione dell’universo
§ 10.5
La legge di Hubble misura le distanze
Lo spostamento verso il rosso cosmologico, dovuto
all’espansione dello spazio, è misurato dal parametro di
redshift z, il rapporto fra la variazione di lunghezza d’onda e la
lunghezza d’onda emessa:
z = ∆λ/λ
Dal parametro z si può ricavare
la velocità (v) di recessione della
galassia:

(z 1) 2 – 1
vc
(z 1) 2 1
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La legge di Hubble e
l’espansione dell’universo
§ 10.5
La legge di Hubble misura le distanze
Nota la velocità di recessione (v),
utilizzando la legge di Hubble si può
ricavare la distanza (r):
r = v/H0
La legge di Hubble è lo
strumento che permette
di misurare le distanze
maggiori.
Attenzione, la scala è logaritmica.
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§ 10.6
Origine dell’universo
Nel 1927 Georges Lamaître pubblicò la sua
teoria sull’origine dell’universo, origine che
chiamò: atomo primordiale.
Fu un lavoro di Arthur Eddington del 1933 a far
conoscere la teoria di Lamaître e a diffonderla.
Oggi la teoria più accettata dalla comunità scientifica è quella
del big-bang*: l’evento iniziale da cui hanno avuto origine lo
spazio e il tempo.
* Il termine fu coniato da Fred Hoyle negli anni Cinquanta con
l’intenzione di deridere la nascente teoria sull’origine dell’universo.
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§ 10.6
Origine dell’universo
Ere
Tempo trascorso
dal big-bang
Temperatura
media
Particelle presenti
Era di Planck
0 ÷ 10–43 s
Da ? a 1034 K
?
K30 K
10–43 ÷ 10–35 sDa 3.000 K a 310
Fotoni, quark,
elettroni
Era
inflazionaria
10–35 ÷ 10–32 s
1028 K
Fotoni, quark,
elettroni
Era della
radiazione
Da 10–32 s a
380.000 anni
Da 1013 a 109 K
Protoni,neutroni
Nuclei di elio, deuterio
Era della
materia
Da 380.000 anni
a oggi
GUT
(Grand Unified Theory)
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Atomi
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Conferme della teoria del
big-bang
§ 10.7
La principale conferma della validità della
teoria del big-bang è la CBR, la radiazione
cosmica di fondo, scoperta nel 1965 da
Arno Penzias e Robert Wilson.
Una mappa del cielo,
nelle microonde,
realizzata nel 2003
dalla sonda MAP.
• temperatura maggiore;
• temperatura minore.
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§ 10.8
Ipotesi sul futuro
Secondo l’attuale modello, il futuro dell’universo dipende dal
parametro di densità Ω: il rapporto fra la densità media
dell’universo e la densità critica, pari a 10–27 kg/m3.
Ω < 1: espansione senza fine;
universo aperto.
Ω = 1: espansione che
rallenta, ma senza fermarsi;
universo aperto.
Ω > 1: l’espansione è destinata
ad arrestarsi e l’universo a
implodere in un big-crunch;
universo chiuso.
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