Lezioni di Astronomia
Liceo Scientifico Copernico
5 – La Cosmologia
Bologna 5 maggio 2010
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I fatti :
- 1916: la Teoria della
Relatività Generale
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- 22 maggio 1919: prima conferma
sperimentale della teoria di Einstein.
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London News
22 november 1919
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Einstein non trova soluzioni statiche per
l’universo e introduce nelle sue equazioni
una costante ad hoc.
- 1922
Alexander Friedmann : tre possibili
modelli non statici per l’universo
(1888-1925)
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- 1927 George Lemaitre, sulla base dei
dati di Hubble ipotizza che l’universo sia in
espansione e che si sia originato da un
atomo primitivo
(1894-1966)
- 1929
Hubble mostra che le galassie si
allontanano con velocità proporzionale alla
distanza.
V  H 0d
6
7
8
1 a.l.  9.46 10 km
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1 a  3 107 s
V= 1 milione anni luce/100 milioni anni =
0.01 anni luce/anno= 3000 km/s
V= 2 milioni anni luce/100 milioni anni =
0.02 anni luce/anno= 6000 km/s
V  H 0d
3000
3
1
1
H0 

3

10
km
sec
(a.l
.)
10 6
9
Lemaitre (1927)
10
- 1930 Robertson e Walker ritrovano il
risultato di Friedmann (e di Lemaitre). Le
“metriche” possibili per l’universo sono
solo 3 e dipendono dal contenuto in massa
(ed energia) dell’universo
Quest’ultimo determina la storia
dell’universo e la sua “geometria”
11
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qualunque sia la geometria
la presenza di espansione fa
supporre uno stato iniziale di elevata
densità e temperatura
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E’ il Big Bang, l’atomo primordiale di Lemaitre
-1948
Gamow e collaboratori invocano il Big
Bang per giustificare l’abbondanza osservata di
He e predicono la radiazione di fondo.
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La ricombinazione dell’ idrogeno T 3000 K
t= 400 000 anni
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-1964
Penzias e Wilson
casualmente rilevano la
radiazione di fondo
(Nobel per la Fisica 1978)
E’ il trionfio
del Big Bang
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A sostegno della teoria
del Big Bang
L’espansione dell’ Universo
L’abbondanza osservata di He, D e Li
La radiazione cosmica di fondo a 2.7 K
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Quale futuro per
l’universo ?
 cr  10 29 gr cm -3
m p  1.7  10 24 gr
 cr  10 protoni cm
5
-3
 cr  10 protoni m -3
 oss  10 gr cm
31
-3
L’universo è “aperto”
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La massa è solo quella
che vediamo?
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22
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Anche con la materia oscura,
l’universo resta aperto
È un problema ?
Sì
1998
26
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COBE
1992
WMAP
2008
29
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V  H 0d
Se l’espansione
decelera col tempo,
H era più grande nel
passato (cresce con
la distanza)
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1998, l’universo
sta accelerando
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Possiamo esistere
siamo salvi!
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M
è la densità di
energia di
materia (visibile
e oscura)

è la densità di
energia del
vuoto
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Siamo granellini
di polvere originati
da uno sparuto
numero di stelle
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