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Scienze della Terra: Astronomia
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Scienze della Terra: Astronomia - Scuola San Giuseppe Liceo... · delle eclissi solari e lunari e la prima fluttuazione solare nota 日珥 . ... lontano rispetto alla luce del Sole.

Feb 17, 2019

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Scienze della Terra:Astronomia

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Le radici dell'astronomiaLe radici dell'astronomia

• Già nell'età della pietra e del bronzo, le diverse civiltà Già nell'età della pietra e del bronzo, le diverse civiltà umane si erano rese conto della natura ciclica dei umane si erano rese conto della natura ciclica dei movimenti dei corpi celestimovimenti dei corpi celesti..

• Monumenti databili fino a circa al 3000 a.C. mostrano Monumenti databili fino a circa al 3000 a.C. mostrano allineamenti con significati astronomiciallineamenti con significati astronomici..

• Questi monumenti venivano probabilmente usati come Questi monumenti venivano probabilmente usati come calendari o anche per predire le eclissicalendari o anche per predire le eclissi. .

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StonehengeStonehenge

•Costruito dal 3000 e il 1800 Costruito dal 3000 e il 1800 a.C. in Gran Bretagnaa.C. in Gran Bretagna

• Rappresenta allineamenti con Rappresenta allineamenti con i punti di tramonto, alba, punto i punti di tramonto, alba, punto di insorgenza della luna, punto di insorgenza della luna, punto di tramonto della luna, solstizi di tramonto della luna, solstizi di estate ed invernodi estate ed inverno

• Probabilmente usato come Probabilmente usato come calendario.calendario.

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Big Horn Medicine Wheel (Wyoming)Big Horn Medicine Wheel (Wyoming)

Altri esempi nel mondoAltri esempi nel mondo

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Caracol (Mexico); Maya, approx. A.D. 1000Caracol (Mexico); Maya, approx. A.D. 1000

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AstronomiaAstronomia cinesecinese

• 2137 a.C. - Il libro cinese 2137 a.C. - Il libro cinese 书经 书经 riporta la riporta la prima eclisse solare nota, il giorno 22 ottobre.prima eclisse solare nota, il giorno 22 ottobre.

• 2000 a.C. ca. - Scoprono che Giove impiega 2000 a.C. ca. - Scoprono che Giove impiega 12 anni per completare un giro di rivoluzione 12 anni per completare un giro di rivoluzione della sua orbita.della sua orbita.

• 1400 BCE a.C. ca. - Riportano la regolarità 1400 BCE a.C. ca. - Riportano la regolarità delle eclissi solari e lunari e la prima delle eclissi solari e lunari e la prima fluttuazione solare nota fluttuazione solare nota 日珥日珥 ..

• 1200 BCE a.C. ca. - Suddividono il cielo in 28 1200 BCE a.C. ca. - Suddividono il cielo in 28 regioniregioni 二十八宿 二十八宿 per il riconoscimento delle per il riconoscimento delle stelle.stelle.

• 1100 BCE a.C. ca. - Stabiliscono la data 1100 BCE a.C. ca. - Stabiliscono la data dell'equinozio di primavera dell'equinozio di primavera 黄赤交角黄赤交角 ..

• 776 BCE a.C. - Riportano la prima 776 BCE a.C. - Riportano la prima registrazione affidabile di un eclisse solare.registrazione affidabile di un eclisse solare.

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Astronomi Greci (I)Astronomi Greci (I)

• Sfortunatamente, non ci sono documenti scritti circa il Sfortunatamente, non ci sono documenti scritti circa il significato dei monumenti dell'età della pietra e del significato dei monumenti dell'età della pietra e del bronzo.bronzo.

• I primi documenti scritti di caratteri astronomico che ci I primi documenti scritti di caratteri astronomico che ci sono pervenuti derivano dalla filosofia greca antica. sono pervenuti derivano dalla filosofia greca antica.

• I Greci hanno provato ad interpretare i moti del cielo e I Greci hanno provato ad interpretare i moti del cielo e a descriverli con modelli matematici (non fisici).a descriverli con modelli matematici (non fisici).

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Astronomi Greci (II)Astronomi Greci (II)

• Tuttavia le interpretazioni dei Greci non erano Tuttavia le interpretazioni dei Greci non erano completamente infondate (nonostante errori oggi completamente infondate (nonostante errori oggi evidenti).evidenti).

• Esempio dei livelli di conoscenza dei moti del cielo da Esempio dei livelli di conoscenza dei moti del cielo da parte dei Greci è il Meccanismo di Antikythera parte dei Greci è il Meccanismo di Antikythera (planetario, calendario...).(planetario, calendario...).

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• I modelli erano basati su "principi primi" non dimostrati, che si I modelli erano basati su "principi primi" non dimostrati, che si ritenevano ovvi e non venivano mai messi in discussioneritenevano ovvi e non venivano mai messi in discussione

1.“Universo” geocentrico: la Terra si trova al Centro dell'"Universo”.1.“Universo” geocentrico: la Terra si trova al Centro dell'"Universo”.

2. “Cieli perfetti”: i moti di tutti i corpi celesti possono essere descritti 2. “Cieli perfetti”: i moti di tutti i corpi celesti possono essere descritti come moti coinvolgenti oggetti di forma "perfect", i.e., sfere o come moti coinvolgenti oggetti di forma "perfect", i.e., sfere o cerchi.cerchi.

Astronomi Greci (III)Astronomi Greci (III)

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• Tolomeo: Modello geocentrico, compresi gli epicicli

1. Terra imperfetta e incorruttibile1. Terra imperfetta e incorruttibile

2. Cieli perfetti (descritti da sfere)2. Cieli perfetti (descritti da sfere)

Principali linee guida:Principali linee guida:

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EpicicliEpicicli

Il sistema tolemaico è stato considerato il “modello Il sistema tolemaico è stato considerato il “modello standard” dell'Universo fino alla Rivoluzione copernicanastandard” dell'Universo fino alla Rivoluzione copernicana

Introdotti per spiegare il moto Introdotti per spiegare il moto retrogrado dei pianeti (verso retrogrado dei pianeti (verso ovest)ovest)

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La rivoluzione copernicanaLa rivoluzione copernicana

Nicolò Copernico (1473 – 1543): Nicolò Copernico (1473 – 1543):

Universo eliocentrico (Sole al centro)Universo eliocentrico (Sole al centro)

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Nuova spiegazione del moto retrogrado dei pianeti:Nuova spiegazione del moto retrogrado dei pianeti:

Questo fa sì che Questo fa sì che non sia più non sia più necessario necessario

ricorrere agli ricorrere agli epicicliepicicli

Il moto Il moto retrogrado di un retrogrado di un

pianeta si pianeta si osserva quando osserva quando la Terra supera la Terra supera

un pianetaun pianeta

Questo viene descritto nel libro “De Revolutionibus Orbium Questo viene descritto nel libro “De Revolutionibus Orbium Coelestium”Coelestium”

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Galileo Galilei (1594 – 1642)Galileo Galilei (1594 – 1642)

Inventò il metodo scientifico moderno: si passa da una “scienza” Inventò il metodo scientifico moderno: si passa da una “scienza” fondata sulla fede a una scienza fondata sull'osservazionefondata sulla fede a una scienza fondata sull'osservazione

Fece migliorie fondamentali ai neonati telescopi.Fece migliorie fondamentali ai neonati telescopi.

Fu il primo a descrivere meticolosamente Fu il primo a descrivere meticolosamente osservazioni del cielo al telescopio per confermare il osservazioni del cielo al telescopio per confermare il modello copernicano dell'Universo.modello copernicano dell'Universo.

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Inventa il canocchialecon cui scopre:

Inventa il canocchialecon cui scopre:

Stelle sconosciuteStelle sconosciute

Satelliti di Giove(Io Europa Callisto Ganimede)

Satelliti di Giove(Io Europa Callisto Ganimede)

Fasi di VenereFasi di Venere

Anelli di SaturnoAnelli di Saturno

MacchieSolari

MacchieSolari

Supernova(1604)

Supernova(1604)

Mari della LunaMari della Luna

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Le maggiori scoperte di Galilei (I)Le maggiori scoperte di Galilei (I)

• Le lune di Giove Le lune di Giove (4 lune galileiane)(4 lune galileiane)

• Anelli di SaturnoAnelli di Saturno

(Cosa ha visto realmente)(Cosa ha visto realmente)

(Cosa ha visto realmente)(Cosa ha visto realmente)

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Le maggiori scoperte di Galilei (II):Le maggiori scoperte di Galilei (II):

• La struttura della superficie della Luna; prima stima La struttura della superficie della Luna; prima stima dell'altezza delle montagne dela Lunadell'altezza delle montagne dela Luna

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• Macchie solari (il Sole non è perfetto...)

Le maggiori scoperte di Galilei (III):Le maggiori scoperte di Galilei (III):

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• Fasi di Venere, che provano che Venere ruota attorno al Fasi di Venere, che provano che Venere ruota attorno al Sole e non attorno alla TerraSole e non attorno alla Terra

Le maggiori scoperte di Galilei (IV):Le maggiori scoperte di Galilei (IV):

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Johannes Kepler (1571 – 1630)Johannes Kepler (1571 – 1630)

• Sfruttò le tabelle di osservazione (ossessivamente precise) di Sfruttò le tabelle di osservazione (ossessivamente precise) di Tycho BraheTycho Brahe (1546 – 1601) per studiare matematicamente i moti (1546 – 1601) per studiare matematicamente i moti dei pianeti.dei pianeti.

1.1. Moti circolari eMoti circolari e

• I pianeti si muovono attorno al Sole su orbite I pianeti si muovono attorno al Sole su orbite ellittiche, con velocità non-uniformi.ellittiche, con velocità non-uniformi.

• Trovò una descrizione plausibile di questi moti Trovò una descrizione plausibile di questi moti abbandonando:abbandonando:

2.2. Moti uniformiMoti uniformi

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Formula le tre leggi sul moto dei pianeti:Formula le tre leggi sul moto dei pianeti:

1^ Legge: I pianeti compiono orbite ellittiche in cui il Sole occupa uno dei fuochi1^ Legge: I pianeti compiono orbite ellittiche in cui il Sole occupa uno dei fuochi

2^ Legge: Il raggio vettore che unisce il centro del Sole al centro del pianeta descrive aree uguali in intervalli di tempo uguali

2^ Legge: Il raggio vettore che unisce il centro del Sole al centro del pianeta descrive aree uguali in intervalli di tempo uguali

3^ Legge: I quadrati dei tempi che i pianeti impiegano a percorrere la loro orbita attorno al Sole è proporzionale al cubo della distanza dal Sole (t2=kd3)

3^ Legge: I quadrati dei tempi che i pianeti impiegano a percorrere la loro orbita attorno al Sole è proporzionale al cubo della distanza dal Sole (t2=kd3)

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1^ Legge: I pianeti compiono orbite ellittiche in cui il Sole occupa uno dei 1^ Legge: I pianeti compiono orbite ellittiche in cui il Sole occupa uno dei fuochifuochi

1^ Legge: I pianeti compiono orbite ellittiche in cui il Sole occupa uno dei 1^ Legge: I pianeti compiono orbite ellittiche in cui il Sole occupa uno dei fuochifuochi

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Eccentricità delle orbiteEccentricità delle orbite

Le orbite dei pianeti sono virtualmente Le orbite dei pianeti sono virtualmente indistinguibili da cerchi: indistinguibili da cerchi:

Terra: e = 0.0167Terra: e = 0.0167Esempio più estremo:Esempio più estremo:

Plutone: e = 0.248Plutone: e = 0.248

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2^ Legge: Il raggio vettore che unisce il centro del Sole al centro del pianeta 2^ Legge: Il raggio vettore che unisce il centro del Sole al centro del pianeta descrive aree uguali in intervalli di tempo ugualidescrive aree uguali in intervalli di tempo uguali

2^ Legge: Il raggio vettore che unisce il centro del Sole al centro del pianeta 2^ Legge: Il raggio vettore che unisce il centro del Sole al centro del pianeta descrive aree uguali in intervalli di tempo ugualidescrive aree uguali in intervalli di tempo uguali

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3^ Legge: I quadrati dei periodi di rotazione che i pianeti impiegano 3^ Legge: I quadrati dei periodi di rotazione che i pianeti impiegano percorrere la loro orbita attorno al Sole è proporzionale al cubo percorrere la loro orbita attorno al Sole è proporzionale al cubo della distanza dal Soledella distanza dal Sole

3^ Legge: I quadrati dei periodi di rotazione che i pianeti impiegano 3^ Legge: I quadrati dei periodi di rotazione che i pianeti impiegano percorrere la loro orbita attorno al Sole è proporzionale al cubo percorrere la loro orbita attorno al Sole è proporzionale al cubo della distanza dal Soledella distanza dal Sole

t2 = kd3

Py2 = aAU

3

(Py = period in years; aAU = distance in AU)

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Terza legge di KepleroTerza legge di Keplero

Noto il periodo orbitale P Si può calcolare →Noto il periodo orbitale P Si può calcolare →la distanza media dal Sole, a:la distanza media dal Sole, a:

aaAUAU = P= Pyy

2/32/3

Nota la distanza media dal Sole, aNota la distanza media dal Sole, a

→ → Si può calcolare il periodo orbitale P.Si può calcolare il periodo orbitale P.

PPyy = a = aAUAU3/23/2

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Isaac Newton (1643 - 1727)Isaac Newton (1643 - 1727)

Le più grandi conquiste:Le più grandi conquiste:

1.1. Inventò l'analisi matematica come strumento Inventò l'analisi matematica come strumento necessario per risolvere i problemi legati ai motinecessario per risolvere i problemi legati ai moti

• Diede un'interpretazione fisica alle descrizioni Diede un'interpretazione fisica alle descrizioni matematiche dell'astronomia eseguite da Copernico, matematiche dell'astronomia eseguite da Copernico, Galilei e KepleroGalilei e Keplero

2.2. Scoprì le tre leggi del motoScoprì le tre leggi del moto

3.3. Scoprì la Legge universale della gravitazioneScoprì la Legge universale della gravitazione

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Le leggi di Newton sul moto (I)Le leggi di Newton sul moto (I)

1.1. Un corpo permane in stato di Un corpo permane in stato di riposo o in moto rettilineo riposo o in moto rettilineo uniforme a meno che su di uniforme a meno che su di esso non agisca una forza esso non agisca una forza nettanetta

Un astronauta che fluttua nello Un astronauta che fluttua nello spazio fluttuerà per sempre in spazio fluttuerà per sempre in linea retta a meno che una forza linea retta a meno che una forza esterna non lo faccia accelerare.esterna non lo faccia accelerare.

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Velocità ed AccelerazioneVelocità ed Accelerazione

Accelerazione (a) è un cambiamento di Accelerazione (a) è un cambiamento di velocità (v) di un corpo nel tempo (t):velocità (v) di un corpo nel tempo (t):

a = a = ∆∆v/v/∆∆tt

Velocità e accelerazione hanno una Velocità e accelerazione hanno una direzione (sono vettori)direzione (sono vettori)

a

v

1.1. Accelerazione nel senso più comune Accelerazione nel senso più comune (i.e. aumento di velocità)(i.e. aumento di velocità)

Diversi tipi di accelerazioneDiversi tipi di accelerazione::

3.3. Cambio di direzione del moto (e.g., Cambio di direzione del moto (e.g., nel moto circolare)nel moto circolare)

2.2. Decelerazione (i.e. diminuzione di Decelerazione (i.e. diminuzione di velocità)velocità)

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2.2. L' accelerazione L' accelerazione aa di un corpo è di un corpo è inversamente proporzionale alla inversamente proporzionale alla sua massa sua massa mm, direttamente , direttamente proporzionale alla forza netta F, e proporzionale alla forza netta F, e nella stessa direzione della forza nella stessa direzione della forza nettanetta

aa = = FF/m /m FF = m = m aa

Le leggi di Newton sul moto (II)Le leggi di Newton sul moto (II)

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3.3. A ogni azione, A ogni azione, corrisponde una corrisponde una reazione uguale e reazione uguale e contraria.contraria.

La stessa forza che sta La stessa forza che sta accelerando il ragazzo in avanti, accelerando il ragazzo in avanti, sta accelerando lo skateboard sta accelerando lo skateboard all'indietro.all'indietro.

Le leggi di Newton sul moto (III)Le leggi di Newton sul moto (III)

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r2

Mm

La legge universale della gravitàLa legge universale della gravità

• Due corpi qualunque si attraggono l'un l'altro Due corpi qualunque si attraggono l'un l'altro attraverso la gravità, con una forza proporzionale al attraverso la gravità, con una forza proporzionale al prodotto delle loro masse ed inversamente prodotto delle loro masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza:proporzionale al quadrato della loro distanza:

F = - G

(G è la costante universale di gravità)(G è la costante universale di gravità)

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Einstein e la RelativitàEinstein e la Relatività

Einstein (1879 – 1955): Le leggi di Newton sul moto Einstein (1879 – 1955): Le leggi di Newton sul moto sono valide solo per le basse velocità, molto più basse sono valide solo per le basse velocità, molto più basse

di quelle della lucedi quelle della luce

→ → Teoria della relatività specialeTeoria della relatività speciale

Inoltre, modificò il concetto di gravitàInoltre, modificò il concetto di gravità

→ → Teoria della Relatività Generale (RG)Teoria della Relatività Generale (RG)

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Due postulati stanno alla base dellaDue postulati stanno alla base dellaRelatività Speciale (I)Relatività Speciale (I)

1.1. Gli osservatori non possono Gli osservatori non possono mai percepire il loro moto mai percepire il loro moto uniforme, se non in rapporto uniforme, se non in rapporto con altri oggetticon altri oggetti

Questo equivale a:Questo equivale a:

Le leggi della fisica sono le stesse per tutti gli osservatori, Le leggi della fisica sono le stesse per tutti gli osservatori, non importa quale sia il loro moto, almeno finché non non importa quale sia il loro moto, almeno finché non vengono accelerativengono accelerati

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2.2. La velocità della luce, La velocità della luce, c, è costante e sarà la c, è costante e sarà la stessa per tutti gli stessa per tutti gli osservatori, osservatori, independente dal loro independente dal loro moto relativo alla moto relativo alla sorgente della luce.sorgente della luce.

Due postulati stanno alla base dellaDue postulati stanno alla base dellaRelatività Speciale (II)Relatività Speciale (II)

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Effetti legati allaEffetti legati allaRelatività SpecialeRelatività Speciale

• Contrazione delle dimensioni: le scale delle dimensioni su un Contrazione delle dimensioni: le scale delle dimensioni su un oggetto che si muove rapidamente sembrano accorciati.oggetto che si muove rapidamente sembrano accorciati.

• L'energia di un corpo a riposo NON è 0. Anzi, noi troviamo cheL'energia di un corpo a riposo NON è 0. Anzi, noi troviamo che

EE00 = m c = m c22

• Aberrazione relativistica: distorsione degli angoliAberrazione relativistica: distorsione degli angoli

• Effetto Doppler relativistico: cambio della lunghezza d'onda Effetto Doppler relativistico: cambio della lunghezza d'onda (colore) della luce(colore) della luce

• Dilatazione del tempo: i tempi su un oggetto che si muove Dilatazione del tempo: i tempi su un oggetto che si muove rapidamente sembrano allungarsirapidamente sembrano allungarsi

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Relatività GeneraleRelatività Generale

Una nuova descrizione di gravitàUna nuova descrizione di gravità

Postulato:Postulato:

Principio di equivalenza:Principio di equivalenza:

““Un osservatore non può Un osservatore non può distinguere localmente tra distinguere localmente tra forze inerziali dovute forze inerziali dovute all'acceleratione e forze all'acceleratione e forze gravitazionali uniformi gravitazionali uniformi dovute alla presenza di dovute alla presenza di corpi massivi.corpi massivi.

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Un esperimento mentale:Un esperimento mentale:

Immagina una sorgente di luce a bordo di una nave spaziale Immagina una sorgente di luce a bordo di una nave spaziale rapidamente accelerata:rapidamente accelerata:

Come visto da un Come visto da un osservatore “stazionario”osservatore “stazionario”

Come visto da un osservatore a Come visto da un osservatore a bordo della nave spazialebordo della nave spaziale

Sorgente Sorgente di lucedi luce

TempoTempo TempoTempo

aa aaaa

aa

gg

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Per l'osservatore accelerato, il raggio di luce sembra piegarsi verso il Per l'osservatore accelerato, il raggio di luce sembra piegarsi verso il bassobasso

Al momento, noi non possiamo distinguere tra questo effetto inerziale Al momento, noi non possiamo distinguere tra questo effetto inerziale e l'effetto delle forze gravitazionalie l'effetto delle forze gravitazionali

in tal modo, una forza gravitazionale equivalente alla in tal modo, una forza gravitazionale equivalente alla forza inerziale deve anche essere in grado di piegare la forza inerziale deve anche essere in grado di piegare la

luceluce

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→ → Nuova descrizione della gravità come curvatura Nuova descrizione della gravità come curvatura dello spazio-tempodello spazio-tempo

Questa deviazione della luce da parte della gravità di corpi massivi è Questa deviazione della luce da parte della gravità di corpi massivi è infatti stata osservatainfatti stata osservata

Durante l'eclissi di Sole Durante l'eclissi di Sole totale: totale:

La posizione di stelle La posizione di stelle apparentemente vicine al apparentemente vicine al Sole sembrano spostate più Sole sembrano spostate più lontano rispetto alla luce del lontano rispetto alla luce del SoleSole

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Un ammasso di galassie sta deviando e focalizzando la luce Un ammasso di galassie sta deviando e focalizzando la luce proveniente da un oggetto posto dietroproveniente da un oggetto posto dietro

Lenti gravitazionali.Lenti gravitazionali.

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ααAAdA

dBαB

ααAA =4GM4GM__________cc22ddAA

M

Lenti gravitazionaliLenti gravitazionali

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Altri effetti dellaAltri effetti dellaRelatività GeneraleRelatività Generale

• Precessione del Precessione del perielio (in perielio (in particolare, di particolare, di Mercurio)Mercurio)

• Red shift gravitazionale

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Come orientarsi sulla volta celeste?Come orientarsi sulla volta celeste?Sulla Terra ci sono latitudine e longitudine...Sulla Terra ci sono latitudine e longitudine...

Posso usare lo stesso metodo per la volta celeste? In realtà no...Posso usare lo stesso metodo per la volta celeste? In realtà no...

λλ

φφ

PP

equatore

Gre

enw

ich

NN

SS

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La Volta celesteLa Volta celeste

Volta Volta parte della sfera visibile al di sopra parte della sfera visibile al di sopra delldell’orizzonte celeste’orizzonte celeste (intersezione del piano (intersezione del piano tangente all’osservatore con la sfera)tangente all’osservatore con la sfera)

Polo celeste Polo celeste punto della sfera che rimane punto della sfera che rimane fisso nel corso del tempofisso nel corso del tempo

Zenit Zenit intersezione della perpendicolare intersezione della perpendicolare all’osservatore con la voltaall’osservatore con la volta

Meridiano astronomicoMeridiano astronomico circolo verticale circolo verticale passante per i poli celesti e lo zenit del luogopassante per i poli celesti e lo zenit del luogo

CulminazioneCulminazione punto più alto sull’orizzonte punto più alto sull’orizzonte raggiunto da un astro nel suo cammino raggiunto da un astro nel suo cammino apparente sulla volta celesteapparente sulla volta celeste

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Sistema AltazimutaleSistema Altazimutale

- direzione fondamentale: la verticale alla superficie terrestre passante per l'osservatore (OZ).

- poli: zenit e nadir.

- Il piano fondamentale :piano dell'orizzonte astronomico.

- I cerchi ausiliari cerchi di altezza o cerchi verticali.

Azimut (A): ascissa sferica di un punto sulla sfera celeste. Si misura in gradi e frazioni di grado dal Sud in senso orario.

Altezza (h): ordinata sferica di un punto sulla sfera celeste distanza angolare del punto T dall'orizzonte misurata sul cerchio verticale passante per T. Si esprime in gradi e frazioni di grado con valore positivo verso lo zenit e negativo verso il nadir. Nel sistema azimutale entrambe le coordinate (azimut e altezza) delle stelle variano sensibilmente con il passare del tempo a causa del moto di rotazione della Terra.

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Coordinate altazimutaliCoordinate altazimutali

orizzonte

MK azimutMK azimut

S stellaS stellaMeridiano del luogo

SK altezzaSK altezza

Polozenit

Per un osservatore O posto al polo NPer un osservatore O posto al polo NPolo N celeste e zenit del luogo Polo N celeste e zenit del luogo coincidonocoincidono

Coordinate altazimutali (locali) della stella SCoordinate altazimutali (locali) della stella S

•AltezzaAltezza angolo verticale (arco di meridiano SK) compreso tra il meridiano della stella e angolo verticale (arco di meridiano SK) compreso tra il meridiano della stella e l’orizzontel’orizzonte•AzimutAzimut angolo orizzontale (arco di orizzonte MK) compreso tra il meridiano del luogo e quello angolo orizzontale (arco di orizzonte MK) compreso tra il meridiano del luogo e quello della stella misurato da S a Ndella stella misurato da S a N

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Asse del mondo e equatore celesteAsse del mondo e equatore celesteAsse del mondo Asse del mondo asse di rotazione della sfera celeste. La Terra occupa il centro asse di rotazione della sfera celeste. La Terra occupa il centro della sfera e l’asse del mondo è il prolungamento dell’asse di rotazione terrestre fino a della sfera e l’asse del mondo è il prolungamento dell’asse di rotazione terrestre fino a incontrare la sfera celeste nei due poli celestiincontrare la sfera celeste nei due poli celesti

Equatore celeste Equatore celeste linea di intersezione tra linea di intersezione tra il piano perpendicolare all’asse del mondo il piano perpendicolare all’asse del mondo passante per il centro della Terra e la sfera passante per il centro della Terra e la sfera celeste. Proiezione sulla sfera celeste celeste. Proiezione sulla sfera celeste dell’equatore terrestredell’equatore terrestre

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Coordinate equatorialiCoordinate equatoriali

Meridiano fondamentaleMeridiano fondamentaleo coluro equinozialeo coluro equinoziale

EclitticaEclittica linea del moto apparente del linea del moto apparente del Sole sulla sfera celeste (individuata dalla Sole sulla sfera celeste (individuata dalla fascia dello zodiaco). fascia dello zodiaco). E’ inclinata di 23°27’ sull’equatore celeste e E’ inclinata di 23°27’ sull’equatore celeste e lo interseca in due punti, lo interseca in due punti, γγ e e ωω

Punto gamma (Punto gamma (γγ) e omega () e omega (ωω)) punti punti contro cui si proietta il Sole nel contro cui si proietta il Sole nel mezzodìmezzodì dell’equinozio di primavera e di autunnodell’equinozio di primavera e di autunno

Meridiano fondamentale (primo)Meridiano fondamentale (primo) o coluro equinoziale o coluro equinoziale meridiano celeste che passa per i punti gamma e omegameridiano celeste che passa per i punti gamma e omega

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Punto gamma Punto gamma γγ e omega e omega ωω

Equinozio di autunnoEquinozio di autunno Equinozio di primaveraEquinozio di primavera

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Sistema equatorialeSistema equatoriale

-direzione fondamentale : l'direzione fondamentale : l'asse del mondoasse del mondo (NS) (NS)

-piano fondamentale : piano fondamentale : equatore celesteequatore celeste. .

-poli: poli: poli celestipoli celesti. .

-I cerchi ausiliari : cerchi orari o I cerchi ausiliari : cerchi orari o meridiani celestimeridiani celesti. .

-Ascensione rettaAscensione retta ( (ARAR o o αα): ascissa sferica del ): ascissa sferica del sistema equatorialesistema equatoriale. Distanza . Distanza angolare tra il punto gamma e il cerchio orario che passa per il punto T angolare tra il punto gamma e il cerchio orario che passa per il punto T Si misura in gradi e frazioni di grado (positiva verso il polo nord celeste e negativa verso il polo sud).Si misura in gradi e frazioni di grado (positiva verso il polo nord celeste e negativa verso il polo sud).

–DeclinazioneDeclinazione ( (DD o o δδ): ordinata sferica del sistema equatoriale. Distanza angolare tra ): ordinata sferica del sistema equatoriale. Distanza angolare tra il punto T e l'equatore celeste, misurata lungo il cerchio orario che passa per tale puntoil punto T e l'equatore celeste, misurata lungo il cerchio orario che passa per tale puntoViene misurata di solito in ore, minuti e secondi, in senso antiorario.Viene misurata di solito in ore, minuti e secondi, in senso antiorario.

Il sistema di riferimento equatoriale (equatore celeste, asse del mondo, punto gamma) Il sistema di riferimento equatoriale (equatore celeste, asse del mondo, punto gamma) partecipa alla rotazione diurna della sfera celeste e quindi l'ascensione retta e la partecipa alla rotazione diurna della sfera celeste e quindi l'ascensione retta e la declinazione di un astro sono praticamente costanti nel tempo. declinazione di un astro sono praticamente costanti nel tempo.

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Posizione di una stella

DeclinazioneDeclinazione δδ arco di meridiano compreso tra la stella T e l’equatore arco di meridiano compreso tra la stella T e l’equatore celeste (angolo verticale)celeste (angolo verticale)

Ascensione rettaAscensione retta αα arco di equatore celeste compreso tra il meridiano arco di equatore celeste compreso tra il meridiano fondamentale e quello passante per la stella T (angolo orizzontale)fondamentale e quello passante per la stella T (angolo orizzontale)

angoloorario

meridianoastronomico

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Le costellazioni nella realtà non esistono...Le costellazioni nella realtà non esistono...

Venivano usate come riferimento per orientarsi nella notteVenivano usate come riferimento per orientarsi nella notte

Attualmente sono 88 (comprese quelle australi). Attualmente sono 88 (comprese quelle australi).

48 di queste risalgono al tempo di Tolomeo ed erano catalogate nell’Almagesto48 di queste risalgono al tempo di Tolomeo ed erano catalogate nell’Almagesto

Le Le costellazionicostellazioni

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Costellazioni particolari sono le costellazioni dello zodiaco (12? 13?)Costellazioni particolari sono le costellazioni dello zodiaco (12? 13?)

Lo ZodiacoLo Zodiaco

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– La lunghezza d'onda della luce La lunghezza d'onda della luce descrive il tipo di lucedescrive il tipo di luce

• Lunghezza d'onda grande = Lunghezza d'onda grande = onde nel rossoonde nel rosso

• Piccole lunghezze d'onda = Piccole lunghezze d'onda = onde nel violaonde nel viola

Minore energia/frequenza

Maggiore energia/frequenza

La LuceLa Luce

Tutti i tipi di radiazione Tutti i tipi di radiazione elettromagnetica viaggiano ad una elettromagnetica viaggiano ad una velocità di circa 300000 km/s (3.0 X velocità di circa 300000 km/s (3.0 X 101088 m/s) m/s)

– L'energia viaggia sotto forma di L'energia viaggia sotto forma di ondeonde

La luce è una radiazione La luce è una radiazione elettromagneticaelettromagnetica

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La regione sulla quale la La regione sulla quale la radiazione elettromagnetica radiazione elettromagnetica viene disposta è conosciuta viene disposta è conosciuta come spettro elettromagneticocome spettro elettromagnetico

Gli astronomi usano uno Gli astronomi usano uno spettroscopio (come un prisma) spettroscopio (come un prisma) per separare la luce di una stella per separare la luce di una stella raccolta da una stella in uno raccolta da una stella in uno spettrospettro

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Lo spettroscopioLo spettroscopio

Gli spettroscopi separano la luce in spettri, che possono essere di 3 Gli spettroscopi separano la luce in spettri, che possono essere di 3 tipi:tipi:

1.1. Spettro Spettro continuocontinuo

2.2. Spettro di Spettro di emissioneemissione

3.3. Spettro di Spettro di assorbimentoassorbimento

Gli astronomi li usano per capire quali siano gli elementi che costituiscono Gli astronomi li usano per capire quali siano gli elementi che costituiscono l'atmosfera di stelle e pianetil'atmosfera di stelle e pianeti

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Spettro continuo (I legge di Kirchhoff)Spettro continuo (I legge di Kirchhoff)

Ininterrotta banda di coloriIninterrotta banda di colori

Un solido (es, filamento di lampadina), un liquido (es, ferro liquido) o Un solido (es, filamento di lampadina), un liquido (es, ferro liquido) o un gas compresso (es, all'interno di una stella) se eccitati emettono un gas compresso (es, all'interno di una stella) se eccitati emettono luce a tutte le lunghezze d'onda producendo così uno spettro luce a tutte le lunghezze d'onda producendo così uno spettro continuocontinuo

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Spettro di Emissione (II legge di Kirchhoff)Spettro di Emissione (II legge di Kirchhoff)

• Serie di righe, di diversi Serie di righe, di diversi colore e luminosità, disposte colore e luminosità, disposte irregolarmenteirregolarmente

– Le linee mostrano che la Le linee mostrano che la sorgente emette solo certe sorgente emette solo certe lunghezze d'ondalunghezze d'onda

– Gas rarefatti incandescenti Gas rarefatti incandescenti produce spettri di emissioneproduce spettri di emissione

• Ogni elemento emette il suo Ogni elemento emette il suo proprio spettroproprio spettro

• Gli scienziati possono Gli scienziati possono analizzare gli spettri per analizzare gli spettri per determinare quali sono gli determinare quali sono gli elementi che costiutiscono un elementi che costiutiscono un corpo celestecorpo celesteSpettri noti di elementi diversi

Un gas a bassa densità se eccitato emette luce a lunghezze d'onda specifiche Un gas a bassa densità se eccitato emette luce a lunghezze d'onda specifiche producendo uno producendo uno spettro di emissionespettro di emissione

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Spettro di Assorbimento (III legge di Kirchhoff)Spettro di Assorbimento (III legge di Kirchhoff)

• E' uno spettro continuo E' uno spettro continuo attraversato da linee scure (attraversato da linee scure (righe righe di Fraunhoferdi Fraunhofer))

• Le linee scure si formano quando Le linee scure si formano quando la luce proveniente da un corpo la luce proveniente da un corpo incandescente passa attraverso un incandescente passa attraverso un gas più freddogas più freddo

• Questi gas più freddi assorbono Questi gas più freddi assorbono alcune lunghezze d'ondaalcune lunghezze d'onda

• L'elemento contenuto nel gas più freddo L'elemento contenuto nel gas più freddo assorbe esattamente le stesse lunghezze assorbe esattamente le stesse lunghezze d'onda che emetterebbe se incandescented'onda che emetterebbe se incandescente

• Gli scienziati possono determinare quali Gli scienziati possono determinare quali elementi sono contenuti nel gas più freddoelementi sono contenuti nel gas più freddo

Se la luce che costituisce uno spettro continuo passa attraverso un gas più freddo e rarefatto, si avrà uno spettro di assorbimento

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Evidence: Doppler Effect Evidence: Doppler Effect

• Le onde sonore avrebbero una frequenza più bassa se la fonte si muove Le onde sonore avrebbero una frequenza più bassa se la fonte si muove lontano dall'osservatorelontano dall'osservatore

• Scoperto da Christian Doppler nel 1842Scoperto da Christian Doppler nel 1842

• Le onde sonore avrebbero una frequenza più alta se la fonte si muove Le onde sonore avrebbero una frequenza più alta se la fonte si muove verso l'osservatoreverso l'osservatore

• Funziona con tutti i tipi di onde, incluse le onde elettromagneticheFunziona con tutti i tipi di onde, incluse le onde elettromagnetiche

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Evidence: Red ShiftEvidence: Red Shift

• L'universo sembra espandersiL'universo sembra espandersi

• La distanza tra galassie e tra La distanza tra galassie e tra gruppi di galassie sembra gruppi di galassie sembra aumentare con il tempoaumentare con il tempo

• Si osservano dei fenomeni di red Si osservano dei fenomeni di red shifts, che si osservano quando shifts, che si osservano quando un oggetto si allontana da un un oggetto si allontana da un osservatore (nel nostro caso, la osservatore (nel nostro caso, la Terra)Terra)

• Descritto nel 1929 da Edwin Descritto nel 1929 da Edwin Hubble (che dà il nome Hubble (che dà il nome all'Hubble Space Telescope, il all'Hubble Space Telescope, il più grande osservatorio più grande osservatorio astronomico mai lanciato in astronomico mai lanciato in orbita)orbita)

• Si è osservato che avvengono Si è osservato che avvengono dei red shift tra la Terra e le dei red shift tra la Terra e le altre galassie, che si stanno altre galassie, che si stanno allontanandoallontanando

Red shift delle linee spettrali nello Red shift delle linee spettrali nello spettro ottico di un superammasso di spettro ottico di un superammasso di galassie distanti (destra), confrontato galassie distanti (destra), confrontato con quello del Sole (sinistra). a con quello del Sole (sinistra). a lunghezza d'onda aumenta verso il lunghezza d'onda aumenta verso il rosso ed oltre (e la frequenza rosso ed oltre (e la frequenza diminuisce). diminuisce).

SunSun GalaxiesGalaxies

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Evidence: Red ShiftEvidence: Red Shift

• Il movimento di allontanamento Il movimento di allontanamento delle stelle dalla Terra fa sì che delle stelle dalla Terra fa sì che le loro linee spettrali si spostino le loro linee spettrali si spostino verso la parte del rosso dello verso la parte del rosso dello spettrospettro

• Quando una stella si muove Quando una stella si muove verso la Terra le sue linee verso la Terra le sue linee spettrali si spostano verso la spettrali si spostano verso la parte el blu dello spettroparte el blu dello spettro

– Red Shift può dirci la distanza e Red Shift può dirci la distanza e la velocitàla velocità

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Evidence: Red ShiftEvidence: Red Shift

• Spostamento maggiore = maggiore velocità Spostamento maggiore = maggiore velocità

A

C

B

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AUMENTO DELLA DISTANZA

• Spostamento maggiore = maggiore distanzaSpostamento maggiore = maggiore distanza

DIMINUZIONE DELLA DISTANZA

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Red Shift e velocità di recessioneRed Shift e velocità di recessione

z = z = ∆λ∆λ//λλ00 v = cz = cv = cz = c((∆λ∆λ//λλ00))

Si sono scoperti però anche dei red-shift che avevano z>1...Si sono scoperti però anche dei red-shift che avevano z>1...

( ) ( )vc/vcz1 −+=+

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Evidence: HubbleEvidence: Hubble

• Le galassie si stanno Le galassie si stanno allontanando velocemente allontanando velocemente dalla Terradalla Terra– Le galassie più lontane si Le galassie più lontane si

allontanano più velocemente allontanano più velocemente di quelle più vicinedi quelle più vicine

v = H0d

d = v/H0

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Evidence: Evidence: Doppler Effect & Red ShiftDoppler Effect & Red Shift

• Galassie rotantiGalassie rotanti

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L’anno luce…L’anno luce…...corrisponde allo spazio che percorre la luce in un anno...corrisponde allo spazio che percorre la luce in un anno

La luce percorre circa 300.000 km in 1 secondo…La luce percorre circa 300.000 km in 1 secondo…(~1,5 sec per arrivare dalla Luna alla Terra)(~1,5 sec per arrivare dalla Luna alla Terra)

……18.000.000 km in 1 minuto (~ 8 min per coprire la distanza Terra-Sole)18.000.000 km in 1 minuto (~ 8 min per coprire la distanza Terra-Sole)

……1.080.000.000 km in 1 ora… (1,1 x 101.080.000.000 km in 1 ora… (1,1 x 1099 km) km)

……25.920.000.000 km in 1 giorno… (2,6 x 1025.920.000.000 km in 1 giorno… (2,6 x 101010 km) km)

……9.460.800.000.000 km in 1 anno (9,46 x 109.460.800.000.000 km in 1 anno (9,46 x 101212 km) km)

Le distanze in astronomiaLe distanze in astronomia

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1 Unità Astronomica (UA) = 150.000.000 km (distanza media Terra-Sole)1 Unità Astronomica (UA) = 150.000.000 km (distanza media Terra-Sole)

L’unità astronomica (UA)…L’unità astronomica (UA)…

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1 pc1 pc

αα=1’’=1’’1 pc = 3.08568025 × 101 pc = 3.08568025 × 101616 m m

1 UA1 UA

~~8’ luce8’ luce

Il Parsec (pc)Il Parsec (pc)

1 pc = 3.26 AL (= 206265 AU)1 pc = 3.26 AL (= 206265 AU)

dd

__________sinsinαα =1AU1AUdd

= __________1 pc1 pcdd

____αα1"1"

dd = __________1 pc1 pc··1"1"αα

dd = ____1"1"αα

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m UA AL parsec

UA 1,5.1011 1 15,8 ・ 10-6 4,8 ・ 10-6

AL 9,5 ・ 1015 63 ・ 103 1 0,31

parsec 3 ・ 1016 206265 3,26 1

RiassumendoRiassumendo

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Le scale dell’UniversoLe scale dell’Universo

• Le particelle subatomiche si raggruppano a formare atomiLe particelle subatomiche si raggruppano a formare atomi

• Gli atomi si raggruppano a formare pianeti e stelleGli atomi si raggruppano a formare pianeti e stelle

• Le stelle si raggruppano formando galassieLe stelle si raggruppano formando galassie

• Le galassie si raggruppano a formare clustersLe galassie si raggruppano a formare clusters

• I cluster si raggruppano a formare superclustersI cluster si raggruppano a formare superclusters

• I superclusters sono distribuiti in grandi filamenti e superfici attorno ad I superclusters sono distribuiti in grandi filamenti e superfici attorno ad enormi regioni vuoteenormi regioni vuote

• Queste strutture più grandi nell’Universo sono larghe appena poche Queste strutture più grandi nell’Universo sono larghe appena poche centinaia di Mpccentinaia di Mpc

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Rosso: temperatura minore di 3000 K

Arancio: 4000 K

Giallo: 5000 - 6000 K

Bianco: 7000 K

Bianco-azzurro: 10000 K

Blu: maggiore di 20000 KI corpi più freddi di 1000 K (per es. i corpi umani) brillano nell’infrarosso!

Le StelleLe Stelle

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Le radiazione del corpo neroLe radiazione del corpo neroUn corpo nero è un corpo in grado di assorbire tutte le radiazioniUn corpo nero è un corpo in grado di assorbire tutte le radiazioni

Se riscaldato, un corpo nero emette tutte le radiazioni, dando uno spettro di Se riscaldato, un corpo nero emette tutte le radiazioni, dando uno spettro di emissione continuo e completoemissione continuo e completo

Risponde a 2 leggiRisponde a 2 leggi

1. Legge di Wien:1. Legge di Wien:

La lunghezza d'onda a cui avviene il massimo dell'irraggiamento è La lunghezza d'onda a cui avviene il massimo dell'irraggiamento è inversamente proporzionale alla temperatura assoluta del corpo neroinversamente proporzionale alla temperatura assoluta del corpo nero

λλmax max == __________costcostTT

cost = 2.9 cost = 2.9 ·· 10 1066 nm nm

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2. Legge di Stefan-Boltzmann:2. Legge di Stefan-Boltzmann:

La quantità di energia emessa in tutte le lunghezze d'onda, in un'unità di La quantità di energia emessa in tutte le lunghezze d'onda, in un'unità di tempo da un'unità di superficie è proporzionale alla temperatura assoluta tempo da un'unità di superficie è proporzionale alla temperatura assoluta elevata alla quarta potenzaelevata alla quarta potenza

E = E = σσTT44 σ = cost di Stefan-Boltzmann= cost di Stefan-Boltzmann= 5,67·10= 5,67·10-8 -8 W mW m-2 -2 KK-4-4

La quantità totale di energia emessa da una superficie che si comporti come La quantità totale di energia emessa da una superficie che si comporti come un corpo nero, in questo caso chiamata Luminosità assoluta (L), secondo un corpo nero, in questo caso chiamata Luminosità assoluta (L), secondo questa legge risulta essere:questa legge risulta essere:

L = 4L = 4ππrr22EE L = luminosità assolutaL = luminosità assolutaE = energia emessa in 1 s da E = energia emessa in 1 s da una superfici di 1 cmuna superfici di 1 cm22

44ππrr22 = superficie radiante = superficie radianteL = 4L = 4ππrr22 σ σTT44

La quantità totale di energia emessa da un corpo nero dipende La quantità totale di energia emessa da un corpo nero dipende asclusivamente da 2 variabili: dimensioni del suo raggio e dalla asclusivamente da 2 variabili: dimensioni del suo raggio e dalla temperatura assoluta superficialetemperatura assoluta superficiale

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Luminosità delle stelleLuminosità delle stelle

La luminosità delle stelle viene distinta in luminosità apparente e luminosità La luminosità delle stelle viene distinta in luminosità apparente e luminosità assolutaassoluta

La luminosità apparente è la luminosità misurata dalla Terra.La luminosità apparente è la luminosità misurata dalla Terra.

Dipende da:Dipende da:

-Energia irradiata dalla stellaEnergia irradiata dalla stella

-Distanza della stella dalla TerraDistanza della stella dalla Terra

La luminosità assoluta misura l'energia totale irradiata dalla stella nell'unità La luminosità assoluta misura l'energia totale irradiata dalla stella nell'unità di tempodi tempo

L = 4L = 4ππrr22 σ σTT44

Si può esprimere in Si può esprimere in J/sJ/s o in o in rapporto con la luminosità del Solerapporto con la luminosità del Sole (L(LSoleSole=3.83·10=3.83·1026 26 J/s) cui si attribuisce J/s) cui si attribuisce valore = 1valore = 1

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La magnitudineLa magnitudineServe per esprimere la luminosità delle stelle, in modo da poterle Serve per esprimere la luminosità delle stelle, in modo da poterle confrontare. Anche in questo caso si distinguono magnitudine apparente e confrontare. Anche in questo caso si distinguono magnitudine apparente e magnitudine assoluta.magnitudine assoluta.

La magnitudine apparente (m) si ottiene confrontando la sua luminosità La magnitudine apparente (m) si ottiene confrontando la sua luminosità apparente (Lapparente (L00) con quella della Stella Polare, alla cui magnitudine apparente ) con quella della Stella Polare, alla cui magnitudine apparente (m(m00) è stato assegnato il valore 2.) è stato assegnato il valore 2.

Minore è il valore di magnitudine apparente, maggiore è la luminosità Minore è il valore di magnitudine apparente, maggiore è la luminosità apparente della stella (può assumere anche valori negativi: Sole = -26.8; apparente della stella (può assumere anche valori negativi: Sole = -26.8; Luna piena: -12.6; Sirio:-1,5)Luna piena: -12.6; Sirio:-1,5)

La scala delle magnitudini non è lineare: passando da un ordine di grandezza La scala delle magnitudini non è lineare: passando da un ordine di grandezza a un altro la variazione è di 2,5 volte. Salendo di 5 classi la magnitudine a un altro la variazione è di 2,5 volte. Salendo di 5 classi la magnitudine decresce di circa 100 voltedecresce di circa 100 volte

Si ricava con la formula di Pogson:Si ricava con la formula di Pogson:

m = mm = m00 - 2.5logL/L - 2.5logL/L00

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La magnitudine assoluta (M) esprime la magnitudine apparente che La magnitudine assoluta (M) esprime la magnitudine apparente che avrebbero le stelle se poste ad una distanza di 10 pcavrebbero le stelle se poste ad una distanza di 10 pc

Se si conosce la magnitudine relativa di una stella e la sua distanza (d) dalla Se si conosce la magnitudine relativa di una stella e la sua distanza (d) dalla Terra, i può ricavare la magnitudine assoluta mediante la formula:Terra, i può ricavare la magnitudine assoluta mediante la formula:

M = m + 5 - 5logdM = m + 5 - 5logd

Le CefeidiLe Cefeidi

Sono stelle particolari la cui luminosità varia secondo pulsazioni il cui periodo Sono stelle particolari la cui luminosità varia secondo pulsazioni il cui periodo è strettamente correlato alla loro magnitudine assoluta.è strettamente correlato alla loro magnitudine assoluta.

Di conseguenza, noto il periodo di osservazione si può determinarne la Di conseguenza, noto il periodo di osservazione si può determinarne la magnitudine assoluta che, assieme alla magnitudine relativa, può essere magnitudine assoluta che, assieme alla magnitudine relativa, può essere utilizzata per ricavare la distanza della stella stessa.utilizzata per ricavare la distanza della stella stessa.

Il metodo delle Cefeidi consente di determinare la distanza di corpi celesti Il metodo delle Cefeidi consente di determinare la distanza di corpi celesti troppo lontani per essere misurati attraverso il sistema della parallasse troppo lontani per essere misurati attraverso il sistema della parallasse annuaannua

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L'indice di coloreL'indice di colore

B bandV band

Il colore di una stella viene Il colore di una stella viene misurato confrontandola sua misurato confrontandola sua luminosità in diverse bande di luminosità in diverse bande di lunghezze d'onda:lunghezze d'onda:

la banda blu (B) e la banda del la banda blu (B) e la banda del visibile (V).visibile (V).

Si definiscono le magnitudini Si definiscono le magnitudini della banda B e della banda V della banda B e della banda V si definiscono allo stesso modo si definiscono allo stesso modo delle magnitudini stellari.delle magnitudini stellari.

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Si definisce Indice di coloreSi definisce Indice di colore

B – VB – V(i.e., magnitudine di B – magnitudine di V)(i.e., magnitudine di B – magnitudine di V)

Più la stella è blu, più piccolo è l'indice di colore B – V.Più la stella è blu, più piccolo è l'indice di colore B – V.Più la stella è calda, Più la stella è calda, più piccolo è l'indice di colore B – V.più piccolo è l'indice di colore B – V.

B - VB - V

TemperaturaTemperatura

L'indice di coloreL'indice di colore

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Esempio:Esempio:

Il Sole:Il Sole:

Magnitudine assoluta di V: 4.83Magnitudine assoluta di V: 4.83

Magnitudine assoluta di B : 5.51Magnitudine assoluta di B : 5.51

=> Indice di colore:=> Indice di colore:

B – V = 0.68B – V = 0.68

Tramite delle tabelle standard si ricava che: Tramite delle tabelle standard si ricava che:

B – V = 0.68 => T ≈ 5800 K.B – V = 0.68 => T ≈ 5800 K.

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Classificazione spettrale delle stelleClassificazione spettrale delle stelle

Tem

pera

tura

Diversi tipi di stelle mostrano linee di assorbimento differenti (n.b. Diversi tipi di stelle mostrano linee di assorbimento differenti (n.b. queste differenze dipendono dalla tempertura)queste differenze dipendono dalla tempertura)

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Mnemonici per ricordare la Mnemonici per ricordare la sequenza:sequenza:

OhOh OhOh OnlyOnlyBeBe Boy,Boy, BadBadAA AnAn AstronomersAstronomersFineFine FF ForgetForgetGirl/GuyGirl/Guy GradeGrade GenerallyGenerallyKissKiss KillsKills KnownKnownMeMe MeMe MnemonicsMnemonics

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I tipi spettrali sono definiti da:I tipi spettrali sono definiti da:• esistenza di linee di assorbimento appartenentni a diversi elementi, ioni e esistenza di linee di assorbimento appartenentni a diversi elementi, ioni e

molecole presenti nello spettro della stellamolecole presenti nello spettro della stella• la forza relativa di queste lineela forza relativa di queste linee

Ad ogni modo, il tipo spettrale non è determinato dalla composizione di Ad ogni modo, il tipo spettrale non è determinato dalla composizione di una stella.una stella.• tutte le stelle sono fatte principalmente di idrogeno ed eliotutte le stelle sono fatte principalmente di idrogeno ed elio

I tipi spettrali sono determinati dala temperatura superficiale della stellaI tipi spettrali sono determinati dala temperatura superficiale della stella• la temperature impone gli stati di energia degli elettroni negli atomi la temperature impone gli stati di energia degli elettroni negli atomi • la temperatura impone i tipi di ioni o molecole che esistonola temperatura impone i tipi di ioni o molecole che esistono• questo, a sua volta, determina il numero e le forze relative delle linee di questo, a sua volta, determina il numero e le forze relative delle linee di

assorbimento nello spettro stellareassorbimento nello spettro stellare• Questo fatto è stato scoperto da Cecilia Payne-Gaposchkin nel 1925Questo fatto è stato scoperto da Cecilia Payne-Gaposchkin nel 1925

Classificazione spettrale delle stelleClassificazione spettrale delle stelle

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Massa di una stellaMassa di una stella

La massa è l'unica proprietà veramente importante di qualunque La massa è l'unica proprietà veramente importante di qualunque stella.stella.

Ad ogni stadio della vita di una stella la massa determina…Ad ogni stadio della vita di una stella la massa determina…• quale sarà la sua luminositàquale sarà la sua luminosità• quale sarà il suo tipo spettralequale sarà il suo tipo spettrale

La massa di una stella può misurata direttamente solo tramite La massa di una stella può misurata direttamente solo tramite l'osservazione dell'effetto che la gravità di un altro oggetto ha l'osservazione dell'effetto che la gravità di un altro oggetto ha sulla stellasulla stella

Questo è facile soprattutto quando si ha a che fare con stelle Questo è facile soprattutto quando si ha a che fare con stelle doppie (es, Sirio A e Sirio B)doppie (es, Sirio A e Sirio B)

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La vita di una stella: il diagramma HRLa vita di una stella: il diagramma HR(Herzsprung-Russell)(Herzsprung-Russell)

Sappiamo che le stelle hanno diverse temperature, diverse luminosità Sappiamo che le stelle hanno diverse temperature, diverse luminosità e diverse dimensionie diverse dimensioni

Per portare un po' di ordine si possono organizzare in un diagramma Per portare un po' di ordine si possono organizzare in un diagramma in cui si riporta:in cui si riporta:

LuminositàLuminosità versusversus Temperatura (o classe spettrale)Temperatura (o classe spettrale)

Lum

inos

ity

Lum

inos

ity

TemperatureTemperature

Spectral type: O B A F G K MSpectral type: O B A F G K M

Hertzsprung-Russell DiagramHertzsprung-Russell Diagram

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Sequenza PrincipaleSequenza Principale: regione in cui si dispone : regione in cui si dispone l'85% delle stelle. Comprende anche le l'85% delle stelle. Comprende anche le nane nane rosserosse e le e le stelle azzurrestelle azzurre

Nella sequenza principale vale la relazione Nella sequenza principale vale la relazione matematica L = mmatematica L = m3.53.5 tra la luminosità della tra la luminosità della stella (L) e la sua massa (m)stella (L) e la sua massa (m)

Giganti e supergiganti rosseGiganti e supergiganti rosse: relativamente : relativamente fredde, ma molto luminose.fredde, ma molto luminose. Devono essere molto voluminoseDevono essere molto voluminose

Nane biancheNane bianche: sono molto calde, ma poco : sono molto calde, ma poco luminoseluminose Sono molto piccoleSono molto piccole

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Il Principio CosmologicoIl Principio Cosmologico

1.1. Omogeneità: l’Universo, su scale maggiori di pochi Omogeneità: l’Universo, su scale maggiori di pochi megaparsec, ha le stesse proprietà fisiche in tutto megaparsec, ha le stesse proprietà fisiche in tutto l'Universo: è omogeneol'Universo: è omogeneo

– E’ identico ovunqueE’ identico ovunque

– Un cubo sufficientemente largo, posizionato ovunque Un cubo sufficientemente largo, posizionato ovunque nell’universo, conterrebbe approssimativamente la stessa nell’universo, conterrebbe approssimativamente la stessa quantità di materiaquantità di materia

– Ogni parte dell’Universo contiene all’incirca lo stesso numero Ogni parte dell’Universo contiene all’incirca lo stesso numero di ‘vuoti’ e superclustersdi ‘vuoti’ e superclusters

L’Origine dell’UniversoL’Origine dell’Universo

Ogni regione ha le stesse proprietà Ogni regione ha le stesse proprietà fisiche (densità della massa, velocità fisiche (densità della massa, velocità di espansione, rapporto materia di espansione, rapporto materia visibile/materia oscura, etc.)visibile/materia oscura, etc.)

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Il Principio CosmologicoIl Principio Cosmologico

2.2. Isotropia: l’Universo, su scale maggiori di pochi megaparsec, Isotropia: l’Universo, su scale maggiori di pochi megaparsec, sembra lo stesso in qualunque direzione si osservi (isotropico)sembra lo stesso in qualunque direzione si osservi (isotropico)

– Lo stesso in tutte le direzioniLo stesso in tutte le direzioni

– Si contano approssimativamente lo stesso numero di galassie per Si contano approssimativamente lo stesso numero di galassie per grado quadrato in ogni parte di cielo osservatagrado quadrato in ogni parte di cielo osservata

Si dovrebbero osservare le Si dovrebbero osservare le stesse strutture su larga stesse strutture su larga scala in ogni direzionescala in ogni direzione

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Il Principio CosmologicoIl Principio Cosmologico

I tre assunti di omogeneità, isotropia ed universalità sono conosciuti I tre assunti di omogeneità, isotropia ed universalità sono conosciuti come il principio cosmologicocome il principio cosmologico

– Implica che non ci possano essere confini né un centro Implica che non ci possano essere confini né un centro dell’Universodell’Universo

3.3. Universalità: le leggi della fisica sono le medesime in tutto Universalità: le leggi della fisica sono le medesime in tutto l'Universol'Universo

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Origine dell’UniversoOrigine dell’Universo

• L’universo è sempre esistito oppure ha avuto L’universo è sempre esistito oppure ha avuto un'origine?un'origine?

• Ne sono risultate due teorie in competizioniNe sono risultate due teorie in competizioni

– Teoria dello Stato StazionarioTeoria dello Stato Stazionario

– Teoria del Big BangTeoria del Big Bang

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Teoria dello Stato StazionarioTeoria dello Stato Stazionario

• Proposta dall’astronomo inglese Proposta dall’astronomo inglese Fred HoyleFred Hoyle

• L’universo è infinito sia L’universo è infinito sia spazialmente sia temporalmentespazialmente sia temporalmente

• E’ sempre stato come appare E’ sempre stato come appare adesso (stessa densità, omogeneo adesso (stessa densità, omogeneo e isotropo)e isotropo)

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Teoria dello Stato StazionarioTeoria dello Stato Stazionario

• La relatività generale di Einstein prediceva un La relatività generale di Einstein prediceva un universo in espansione o contrazioneuniverso in espansione o contrazione

– Einstein pensò che fosse semplicemente stupido, perciò Einstein pensò che fosse semplicemente stupido, perciò introdusse una costante cosmologica che avrebbe introdusse una costante cosmologica che avrebbe permesso di dimostrare matematicamente che l’universo permesso di dimostrare matematicamente che l’universo era staticoera statico

– Più tardi lo definì il suo più grande errorePiù tardi lo definì il suo più grande errore

• Le osservazioni di Hubble hanno dimostrato che Le osservazioni di Hubble hanno dimostrato che l’universo è in espansionel’universo è in espansione

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Teoria dello Stato StazionarioTeoria dello Stato Stazionario

• Ma Hoyle non aveva difficoltà a combinare i concetti di Ma Hoyle non aveva difficoltà a combinare i concetti di universo in espansione con quello di stato stazionariouniverso in espansione con quello di stato stazionario

– Allo scopo di mantenere la stessa densità da un capo Allo scopo di mantenere la stessa densità da un capo all’altro dell’universo, la materia deve essere continuamente all’altro dell’universo, la materia deve essere continuamente creata da qualche parte nell’universocreata da qualche parte nell’universo

• All’incirca un atomo di idrogeno per metro cubo di spazio ogni All’incirca un atomo di idrogeno per metro cubo di spazio ogni miliardo di annimiliardo di anni

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Altri problemi con lo Stato StazionarioAltri problemi con lo Stato Stazionario1.1. Paradosso di OlbersParadosso di Olbers

– Se l’universo è infinitamente vecchio e le stesse sono uniformemente Se l’universo è infinitamente vecchio e le stesse sono uniformemente distribuite, in ogni direzione si guardi ci dovrebbe essere una stella la distribuite, in ogni direzione si guardi ci dovrebbe essere una stella la cui luce ha raggiunto la Terracui luce ha raggiunto la Terra

– Perché, allora, il cielo di notte è buio?Perché, allora, il cielo di notte è buio?

Noi possiamo vedere solo la luce che ha avuto il tempo di Noi possiamo vedere solo la luce che ha avuto il tempo di raggiungerci dall'inizio dell'Universoraggiungerci dall'inizio dell'Universo

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Altri problemi con lo Stato StazionarioAltri problemi con lo Stato Stazionario

2.2. Perché i quasar si trovano solo a grandi distanze (e Perché i quasar si trovano solo a grandi distanze (e quindi nel passato)?quindi nel passato)?

– Ciò dimostra che l’universo è cambiato nel tempoCiò dimostra che l’universo è cambiato nel tempo

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La teoria del Big BangLa teoria del Big Bang

• Proposta dall’astronomo belga Georges Lemaitre

• Era un prete cattolico

• Il termine “big bang” è stato in realtà coniato da Fred Hoyle con intento derisorio

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La teoria del Big BangLa teoria del Big Bang

• Se ogni galassia si sta allontanando, allora prima esse erano tutte Se ogni galassia si sta allontanando, allora prima esse erano tutte più vicine l’una all’altrapiù vicine l’una all’altra

• Mandando l’orologio indietro a sufficienza, tutto si troverebbe nello Mandando l’orologio indietro a sufficienza, tutto si troverebbe nello stesso luogostesso luogo– L’universo ha un’età finita (un inizio)L’universo ha un’età finita (un inizio)– Si spiega il paradosso di Olbers, dato che noi non possiamo alcuna Si spiega il paradosso di Olbers, dato che noi non possiamo alcuna

stella al di là di una certa distanza perché la loro luce non ci ha ancora stella al di là di una certa distanza perché la loro luce non ci ha ancora raggiuntoraggiunto

• La teoria del Big Bang non può e non descrive le condizioni iniziali La teoria del Big Bang non può e non descrive le condizioni iniziali o cosa le ha causate, semplicemente descrive e spiega l’universo o cosa le ha causate, semplicemente descrive e spiega l’universo da quel momento in poida quel momento in poi

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The Big BangThe Big BangSi ripercorre all'indietro l'espansione dell'UniversoSi ripercorre all'indietro l'espansione dell'Universo

⇒ Ci deve essere stato un inizio con densità e temperatura estremamente Ci deve essere stato un inizio con densità e temperatura estremamente altealte

Universo si espande col tempo

Universo si raffredda con il passare del tempoQuesto deve essere successo Questo deve essere successo ~ 14 miliardi di anni fa~ 14 miliardi di anni fa

Età dell'Universo

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L'inizio dell'Universo (I)L'inizio dell'Universo (I)ElectronElectronPositronPositron

Gamma-ray photonGamma-ray photon

Elettroni, positroni e raggi gamma Elettroni, positroni e raggi gamma sono in equilibrio tra la produzione di sono in equilibrio tra la produzione di coppie di particelle e annichilazionecoppie di particelle e annichilazione

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Protoni e neutroni formano pochi Protoni e neutroni formano pochi nuclei di elio; il resto dei protoni nuclei di elio; il resto dei protoni rimane sottoforma di nuclei di rimane sottoforma di nuclei di idrogenoidrogeno

Non vengono prodotti elementi Non vengono prodotti elementi più pesanti dell'eliopiù pesanti dell'elio

25 % della massa come Elio25 % della massa come Elio

75 % com Idrogeno75 % com Idrogeno

L'inizio dell'Universo (II)L'inizio dell'Universo (II)

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I fotoni sono incessantemente I fotoni sono incessantemente sparsi dagli elettroni liberi; i fotoni sparsi dagli elettroni liberi; i fotoni sono in equilibrio con la materiasono in equilibrio con la materia

Radiation dominated eraRadiation dominated era

Fotoni hanno uno spettro Fotoni hanno uno spettro come il corpo nero alla stessa come il corpo nero alla stessa temperatura della materiatemperatura della materia

L'inizio dell'Universo (III)L'inizio dell'Universo (III)

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L'inizio dell'Universo (IV)L'inizio dell'Universo (IV)

I protoni e gli elettroni si I protoni e gli elettroni si ricombinano per formare atomiricombinano per formare atomi

=> L'Universo diviene trasperente => L'Universo diviene trasperente ai fotoniai fotoni

z = 1000

Transition to matter dominated eraTransition to matter dominated era

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Il Big BangIl Big Bang

• L’intero universo esisteva come una singolarità, un singolo punto di L’intero universo esisteva come una singolarità, un singolo punto di densità e temperature infinite. Le leggi della fisica come noi le densità e temperature infinite. Le leggi della fisica come noi le conosciamo non sono applicabili ad una singolaritàconosciamo non sono applicabili ad una singolarità

• 13.7 miliardi di anni fa, l’universo ha cominciato ad espandersi e 13.7 miliardi di anni fa, l’universo ha cominciato ad espandersi e continua a farlocontinua a farlo

– Attenzione: materia ed energia non si espandono Attenzione: materia ed energia non si espandono nello spazionello spazio, ma lo , ma lo spazio stesso si espandespazio stesso si espande

– Il redshift scoperto da Hubble che noi osserviamo non è necessariamente Il redshift scoperto da Hubble che noi osserviamo non è necessariamente dovuto alle galassie in allontanamento, ma forse si deve all’espansione dovuto alle galassie in allontanamento, ma forse si deve all’espansione dello spazio tra noi e le galassie osservatedello spazio tra noi e le galassie osservate

– Non c’è un punto centrale nello spazio dove è avvenuto il Big Bang, è Non c’è un punto centrale nello spazio dove è avvenuto il Big Bang, è avvenuto ovunque nello stesso momentoavvenuto ovunque nello stesso momento

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L'Universo in espansioneL'Universo in espansioneSu larga scala, le galassie si stanno allontanando con velocità Su larga scala, le galassie si stanno allontanando con velocità proporzionale alla distanzaproporzionale alla distanza

Non sono le galassie che si muovono nello spazio.Non sono le galassie che si muovono nello spazio.

Lo spazio si sta espandendo, trascinandosi dietro le galassieLo spazio si sta espandendo, trascinandosi dietro le galassie

Le singole galassie non si espandonoLe singole galassie non si espandono

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Se la velocità di recessione è proporzionale alla distanza, ogni Se la velocità di recessione è proporzionale alla distanza, ogni galassia si sta allontanando da ogni altra galassia nell'Universogalassia si sta allontanando da ogni altra galassia nell'Universo

L'Universo in espansioneL'Universo in espansione

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Cosmologia e Relatività GeneraleCosmologia e Relatività Generale

Secondo la teoria della relatività generale la gravità è causata dalla Secondo la teoria della relatività generale la gravità è causata dalla curvatura dello spazio-tempocurvatura dello spazio-tempo

Gli effetti della gravità su scala cosmologica andrebbe messa in Gli effetti della gravità su scala cosmologica andrebbe messa in relazione con la curvatura dello spazio-temporelazione con la curvatura dello spazio-tempo

La curvatura dello spazio-tempo, a sua volta, è determinata dalla La curvatura dello spazio-tempo, a sua volta, è determinata dalla distribuzione della massa e dell'energia nell'Universodistribuzione della massa e dell'energia nell'Universo

Lo spazio-tempo dice alla materia come muoversiLo spazio-tempo dice alla materia come muoversi

La materia dice allo spazio-tempo come curvarsiLa materia dice allo spazio-tempo come curvarsi

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Prove a sostegno del Big BangProve a sostegno del Big Bang

• Se l’universo iniziale era molto denso e caldo, dovrebbe Se l’universo iniziale era molto denso e caldo, dovrebbe essere stato riempito di raggi gamma a lunghezza d’onda essere stato riempito di raggi gamma a lunghezza d’onda molto cortamolto corta

• L’espansione dello spazio da quel momento dovrebbe aver L’espansione dello spazio da quel momento dovrebbe aver allungato quei raggi gamma a lunghezze d’onda molto più allungato quei raggi gamma a lunghezze d’onda molto più lunghelunghe– Queste lunghezze dovrebbero teoricamente essere ancora visibili Queste lunghezze dovrebbero teoricamente essere ancora visibili

come onde radio e microondecome onde radio e microonde

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Penzias e WilsonPenzias e Wilson

– Lavoravano sulla comunicazione satellitare per la Bell Lavoravano sulla comunicazione satellitare per la Bell Telephone Laboratories nel New JerseyTelephone Laboratories nel New Jersey

– Usando la Horn Antenna (un radio telescopio) continuavano Usando la Horn Antenna (un radio telescopio) continuavano a registrare un segnale statico da ogni direzione (non a registrare un segnale statico da ogni direzione (non riuscendo a liberarsene pulirono persino l’antenna dagli riuscendo a liberarsene pulirono persino l’antenna dagli escrementi dei piccioni)escrementi dei piccioni)

– Si sono resi conto che si trattava della radiazione residua del Si sono resi conto che si trattava della radiazione residua del Big BangBig Bang

• Conosciuta come Conosciuta come CMBCMB (Cosmic Microwave Background Radiation, (Cosmic Microwave Background Radiation, Radiazione Cosmica di Fondo)Radiazione Cosmica di Fondo)

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Dopo la ricombinazione, i fotoni possono viaggiare liberamente nello Dopo la ricombinazione, i fotoni possono viaggiare liberamente nello spaziospazio

La loro lunghezza d'onda viene solamente stirata (red shift) dall'espansione La loro lunghezza d'onda viene solamente stirata (red shift) dall'espansione cosmica.cosmica.

Ricombinazione: z = 1000; T = 3000 KRicombinazione: z = 1000; T = 3000 K

Tutt'oggi, questa “radiazione cosmica di fondo” può ancora essere osservataTutt'oggi, questa “radiazione cosmica di fondo” può ancora essere osservata

La radiazione cosmica di fondoLa radiazione cosmica di fondo

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La radiazione cosmica di fondoLa radiazione cosmica di fondo

• Le microonde sono difficili da rilevare per la presenza Le microonde sono difficili da rilevare per la presenza dell’atmosfera, così per ottenere dati sono necessari dell’atmosfera, così per ottenere dati sono necessari osservatori spazialiosservatori spaziali

– COBE (Cosmic Background Explorer) nel 1989COBE (Cosmic Background Explorer) nel 1989– WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) nel 2003WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) nel 2003

• Si è confermata la presenza della radiazione di fondo con Si è confermata la presenza della radiazione di fondo con una temperatura residua di poco meno di 3 Kuna temperatura residua di poco meno di 3 K– E’ risultato che l’universo ha delle piccole anisotropie (1 parte E’ risultato che l’universo ha delle piccole anisotropie (1 parte

su 100,000) che sono predette dalla teoria del Big Bang e su 100,000) che sono predette dalla teoria del Big Bang e potrebbe spiegare la densità della materiapotrebbe spiegare la densità della materia

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Le fluttuazioni di temperatura della radiazione cosmica di fondo da 5 Le fluttuazioni di temperatura della radiazione cosmica di fondo da 5 anni di dati del WMAP osservati su tutto il cielo. La temperatura anni di dati del WMAP osservati su tutto il cielo. La temperatura media è di 2.725 Kelvin, e I colori rappresentano le piccoli fluttuazioni media è di 2.725 Kelvin, e I colori rappresentano le piccoli fluttuazioni di temperatura, come nelle mappe metereologiche. Le regioni rosse di temperatura, come nelle mappe metereologiche. Le regioni rosse sono più calde e le regioni blu più fredde di circa 0.0002 gradi.sono più calde e le regioni blu più fredde di circa 0.0002 gradi.

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Problemi con il Big BangProblemi con il Big Bang

• Il problema dell’orizzonteIl problema dell’orizzonte

– Le osservazioni di oggetti distanti (A e B) in direzioni opposte Le osservazioni di oggetti distanti (A e B) in direzioni opposte rivelano notevoli similitudini (isotropia) in composizione e rivelano notevoli similitudini (isotropia) in composizione e temperatura, e non c'è motivo perché questo sia verotemperatura, e non c'è motivo perché questo sia vero

– Le informazioni richiedono tempo per viaggiare, e non è Le informazioni richiedono tempo per viaggiare, e non è passato abbastanza tempo perché queste due aree potessero passato abbastanza tempo perché queste due aree potessero comunicarecomunicare

– Se l’universo ha iniziato con temperature anche leggermente Se l’universo ha iniziato con temperature anche leggermente diverse in aree diverse, semplicemente non c’è possibilità che diverse in aree diverse, semplicemente non c’è possibilità che si sia appianato ad una temperatura comune a questo punto si sia appianato ad una temperatura comune a questo punto del tempodel tempo

– La sola alternativa è che A e B abbiano iniziato La sola alternativa è che A e B abbiano iniziato assomigliandosi, e non c’è motivo perché questo sia veroassomigliandosi, e non c’è motivo perché questo sia vero

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Problemi con il Big BangProblemi con il Big Bang

• Problema dell’universo piattoProblema dell’universo piatto

– Ha a che fare con la densità critica dell’universo:Ha a che fare con la densità critica dell’universo:

– Se la densità dell’universo è al di sopra della densità critica, lo Se la densità dell’universo è al di sopra della densità critica, lo spazio è curvato così tanto che ripiega su se stesso (universo spazio è curvato così tanto che ripiega su se stesso (universo chiuso)chiuso)

– Se la densità dell’universo è al di sotto della densità critica, Se la densità dell’universo è al di sotto della densità critica, esso ha una forma iperbolica (a sella, universo aperto)esso ha una forma iperbolica (a sella, universo aperto)

– E’ risultato che la densità dell’Universo eguaglia quasi E’ risultato che la densità dell’Universo eguaglia quasi perfettamente la densità critica e che l’universo sia piatto.perfettamente la densità critica e che l’universo sia piatto.

• Perché, su un numero infinito di possibilità, viviamo in un universo Perché, su un numero infinito di possibilità, viviamo in un universo che è così vicino al solo caso speciale?che è così vicino al solo caso speciale?

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Perché questi sono problemiPerché questi sono problemi

• Entrambi i problemi dovrebbero peggiorare con il tempo Entrambi i problemi dovrebbero peggiorare con il tempo (dato che l’universo si espande)(dato che l’universo si espande)

– Le disomogeneità iniziali adesso dovrebbero essere più Le disomogeneità iniziali adesso dovrebbero essere più pronunciatepronunciate

– Una qualunque curvatura iniziale adesso dovrebbe essere più Una qualunque curvatura iniziale adesso dovrebbe essere più accentuataaccentuata

• Il fatto che noi adesso osserviamo un universo piatto e Il fatto che noi adesso osserviamo un universo piatto e quasi completamente omogeneo significa che l’universo quasi completamente omogeneo significa che l’universo quando era molto molto giovane doveva essere quando era molto molto giovane doveva essere straordinariamente messo a posto (“perfetto”)straordinariamente messo a posto (“perfetto”)

– Le esplosioni massive decisamente non sono perfetteLe esplosioni massive decisamente non sono perfette

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Problema risolto?Problema risolto?

• Inflazione cosmicaInflazione cosmica– Al principio (entro la prima frazione di secondo) l'Universo è andato Al principio (entro la prima frazione di secondo) l'Universo è andato

incontro ad un breve periodo di iper-espansione durante il quale le sue incontro ad un breve periodo di iper-espansione durante il quale le sue dimensioni si sono accresciute esponenzialmentedimensioni si sono accresciute esponenzialmente

– L’espansione è guidata dall’energia del vuoto (una fluttuazione L’espansione è guidata dall’energia del vuoto (una fluttuazione quantica)quantica)

– Un’espansione rapida tende ad appiattire ogni curva (problema Un’espansione rapida tende ad appiattire ogni curva (problema dell’universo piatto)dell’universo piatto)

– Aree che una volta erano vicine abbastanza da comunicare, Aree che una volta erano vicine abbastanza da comunicare, improvvisamente si sono ampiamente separate, ma mantengono le improvvisamente si sono ampiamente separate, ma mantengono le loro proprietà simili (problema dell’orizzonte)loro proprietà simili (problema dell’orizzonte)