LA MISURA DELLE
DISTANZE NELL’UNIVERSO
UNA QUESTIONE DI METODO
METODI MODERNI PER
DETERMINARE LE DISTANZE
•
•
•
•
PARALLASSE STELLARE
MAGNITUDINE ASSOLUTA
CEFEIDI
RED - SHIFT
Le cefeidi
• cefeidi, giganti gialle che prendono il nome
dalla stella δ Cephei, la prima di questo
gruppo ad essere stata scoperta e studiata
alla fine del XVIII secolo. La magnitudine
di δ Cephei varia regolarmente da 3,6 a
4,3 in un periodo di 5,4 giorni. Le cefeidi
note sono circa 700: anche la stella polare
è una cefeide, la cui variazione luminosa è
limitata a solo un decimo di magnitudine
tra 2,5 e 2,6.
Il metodo delle Cefeidi
• 1912 Henrietta Leavitt, studiando alcune
cefeidi, scopre la regolarità periodica della
loro luminosità
• Studiando cefeidi a distanza nota (con la
parallasse) scopre la relazione esistente
tra il periodo di pulsazione e la
magnitudine assoluta della stella
Grafico della variazione della luminosità in
funzione del tempo di alcune cefeidi
Relazione periodo - luminosità
• Cefeidi che pulsano con lo stesso periodo
hanno la stessa Magnitudine assoluta
• Conoscendo la magnitudine apparente
(sempre misurabile), attraverso il periodo
di pulsazione scopro la Magnitudine
assoluta
• Applico M - m=5-5log d scopro la distanza
Nubi di Magellano. Nel 1923 Edwin Hubble, studiando alcune cefeidi nella nube
di Magellano, scopre che le nubi distano dalla terra 157.000 a.l (48 Kps). Più
lontane di qualsiasi stella appartenente alla Via Lattea. E’ il primo grande salto
fuori dalla nostra galassia.
•
GRANDE E PICCOLA NUBE DI MAGELLANO sono i membri più vicini a
noi del Gruppo Locale di galassie. La Grande Nube(LMC) e la Piccola
Nube(SMC) sono un laboratorio galattico di valore inestimabile,
particolarmente per lo studio dell'evoluzione stellare. La LMC è una galassia
di 10 miliardi di Soli, ha un diametro di 50.000 anni luce, circa metà di quella
della nostra Galassia, mentre la SMC è una galassia di medie dimensioni
legata gravitazionalmente alla LMC, ha un diametro pari ad un terzo della
nostra Galassia. Tra le due nubi esiste un lungo cordone di gas e stelle,
formatosi al momento di una collisione o di un incontro ravvicinato avvenuto
circa 200 milioni di anni fà. La caratteristica principale è la ricchezza di
stelle giovani e molto luminose, i gas e le polveri primordiali delle nubi di
Magellano iniziarono a collassare nello stesso periodo della materia prima
della Via Lattea, ma nelle Nubi di Magellano il processo si arrestò molto
presto. Sino a 2 miliardi di anni fa, le Nubi restarono in prevalenza oggetti
gassosi, poi un passaggio particolarmente vicino alla
nostra Galassia, accese un processo velocissimo di formazione stellare,
dove nacquero quasi tutte le stelle che oggi brillano con eccezionale
luminosità.
Le prime ipotesi cosmologiche
Perché di notte il cielo è buio?
(Paradosso di Olbers 1826)
3
2
1
8
64
216
T
Se la densità delle stelle o galassie è uniforme, se l’universo
è statico e infinito
Se Il numero di stelle aumenta come D2
E la luminosità diminuisce come D2
Ogni guscio dovrebbe inviare alla terra una quantità
identica di energia luminosa….
Il cielo non dovrebbe essere buio!!
Hubble risolve il problema
delle distanze
Perché di notte il il cielo non è buio?
La legge di Plank ci dice che E= H x f
Quindi l’energia luminosa dipende dalla
frequenza dell’onda.
La ragione è l’espansione dell’Universo. Dai
corpi celesti lontani rileviamo, a causa
della velocità di recessione, una
radiazione con frequenza minore di
quella di partenza. Più sono lontani più
l’Energia che giunge a noi è minore. Per
esempio emettono nell’infrarosso e nelle
microonde che l’occhio non percepisce.
Come ci immaginiamo
l’Universo?
Come uno spazio fisso sullo
sfondo del quale si muovono
stelle e pianeti. E’ l’immagine
dell’Universo fino al 1930
Ma cosa
esattamente
si sta
espandendo?
“The most
incomprehensible thing
about the universe is that
it is comprehensible”
A.Einstein
• Applicando tutto questo all'universo Einstein
elaborò la seconda parte della teoria, la
Relatività Generale,dove entra in gioco un'altra
forza fondamentale, quella gravitazionale, a cui
praticamente si sottomette persino la luce.
Infatti, nello spazio cosmico, un raggio di luce
che transita in prossimità di una grande massa
viene da questa deviato verso se stessa in
maniera direttamente proporzionale all'entità del
corpo celeste.
• L'astronomo inglese Sir
Arthur Eddington riuscì
per primo a provare
l'influenza della forza
gravitazionale sulla
luce. Durante l'eclissi
solare del 29 maggio
1919, riprese le
immagini di una stella
la cui luce, passando
vicina al sole, le faceva
giungere a Terra con
un'angolazione
spostata di di 1,75
arcosecondi rispetto
alla posizione originale,
confermando quanto
previsto da Einstein.
Gennaio 1933
P. Lemaitre e A. Einstein sono
in California per una serie di
seminari. Dopo l’esposizione
da parte di Lemaitre dei
dettagli della teoria del Big
Bang, Einstein dirà:”questa è
la più bella e soddisfacente
spiegazione della creazione
che io abbia mai sentito.”
Cosa c’entra Einstein con il modello dell’Universo?
In breve, le equazioni di campo di Einstein descrivono la curvatura
dello spaziotempo, in funzione della densità di materia, dell'energia e
della pressione.
Se la densità è maggiore di un certo valore, l'universo si ricontrarrà, se
pari o inferiore, si espanderà per sempre
L'equazione di campo indicata da Einstein si distingue per la semplicità
dell'accoppiamento tra materia/energia e curvatura.
La soluzione di Lemaître dell'equazione di campo di Einstein studia il
comportamento dell'universo in equilibrio dinamico, tenendo conto della
scoperta di Hubble. L’equazione di Einstein è risolta in modo da avere
un istante iniziale con R = 0
la fisica poteva dare un senso, nei limiti delle proprie competenze, alla
nozione di inizio dell'universo, ma questa nozione non poteva essere
confusa, così come tale, con la nozione di creazione in senso filosofico
o teologico .
Per questo Lemaître si può considerare il padre della teoria del Big
Bang (o dell’ATOMO PRIMORDIALE).
1940
Alpher, Gamow,
Herman
Ipotizzano che se
l’Universo ha avuto
un inizio, esso
doveva essere
infinitamente denso e
infinitamente caldo.
L’Universo doveva
conservare, come
radiazione cosmica di
fondo, il residuo
dell’esplosione
iniziale. Nel 1948,
essi predissero che
tale radiazione,
proveniente dal Big
Bang, raffreddata
dall’espansione
dell’Universo, doveva
corrispondere ad una
T°=5°K
k > 0: universo aperto, l'energia
cinetica è superiore di quella
potenziale e quindi l'universo
continuerà ad espandersi
indefinitamente
k = 0: universo aperto critico, in
cui l'attrazione gravitazionale
non è sufficiente a far collassare
l'universo su sé stesso come
per quello chiuso ma non è
nemmeno sufficiente a garantire
un'espansione perpetua, si avrà
allora un universo che arriverà
ad un tempo infinito con velocità
zero.
k < 0: universo chiuso, in cui
l'attrazione gravitazionale
provoca un rallentamento
dell'espansione ed un
successivo collasso
dell'universo, che quindi
comincerà a contrarsi
Mappa della radiazione cosmica di fondo, dopo la rimozione dei contributi dovuti
a sorgenti locali e dell'anisotropia di dipolo.