Prof. MELCHIORRI

Alessandro Melchiorri
Universita‟ di Roma La Sapienza
alessandro.melchiorri@roma1.infn.it

Perche‟ la notte e‟ buia ?

Paradosso di Olbers:
Se l‟Universo e‟ costituito da una
distesa infinita di stelle,
distribuite in modo omogeneo,
allora la notte non dovrebbe
essere buia, ma luminosa.
Soluzioni:
- L‟Universo deve essere
finito.
-Non vi e‟ una distribuzione
finita di stelle.

La debole banda di luce della V
Lattea è la luce delle stelle nel
piano della nostra Galassia vis
dall‟interno.

La Via Lattea nel Visibile
Nel visibile la nostra visione della Via Lattea è fortemente
condizionata dall‟estinzione da polvere interstellare.

Quanto e’ grande la nostra Galassia ?
Dove ci troviamo ?
Mappa della nostra galassia fatta da Herschel nel 1785. Il Sole e‟ al centro….

L‟ «Harem» di Pickering 1913

Come facciamo a conoscere la luminosita‟ intrinseca ?
Intorno al 1910 Henrietta Leavitt scopre che le
Luminosita‟ delle stelle variabili cefeidi della
Piccola nube di Magellano si dispongo in funzione
del loro periodo di luminosita‟ secondo una legge
Del tipo:
M
2.
78log
10( P)
1.
35

Come misurare le distanze in astronomia:
la distanza di Luminosita’
2
A 4r f
L
4r Conoscendo la luminosita’ intrinseca di un oggetto e misurando il flusso
Possiamo risalire alla sua distanza di luminosita’.
Abbiamo bisogno di CANDELE STANDARD.
2

Tra il 1914 e il 1920 Harlow Shapley, all‟epoca
all‟osservatorio di Mt. Wilson, usa le variabili cefeidi per
stimare il diametro della nostra galassia.
Secondo Shapley la nostra galassia era di un diametro
di circa 150.000 anni luce.
Nel 1920 nacque un dibattito famoso tra Shapley e
Heber Curtis del Lick observatory. Secondo Curtis
Le variabili cefeidi non erano attendibili, la galassia
era molto piu‟ piccola (30.000 anni luce) ed il
Sole quasi al suo centro.

La via lattea
Distanza: 1 miliardo di miliardi di metri
Tempo percorso dalla luce: 100,000 anni
Sole

Il dibattito tra Shapley e Curtis riguardava anche le nebulae. Secondo
Shapley erano nubi di gas espulse dalla pressione di luce della Via
Lattea. Non esistevano altre galassie oltre alla nostra.
Mentre secondo Curtis le nebulae erano galassie simili alla nostra,
Solo molto piu‟ distanti come degli universi-isola.

Sempre nel 1920 l‟ex custode di Mt. Wilson ed
ex carovaniere Milton Humason ma che all‟epoca
faceva pratica di fotografie sotto Shapley,
mostro‟ proprio a Shapley alcune lastre di M31
con indicate a penna alcune possibili stelle variabili.
Shapley con pazienza spiego‟ a Humason che M31
era una nube di gas e che non potevano essere delle
stelle e cancello‟ i segni di Humason.

Nel 1923 Edwin Hubble succedette
a Shapley e scopri‟ che nelle
nebulae vi erano delle stelle
variabili. Le Nebulae erano quindi
degli Universi-isola come il nostro
ma distanti oltre 800.000 anni luce.

Inizi della Cosmologia Moderna
Tutto ha piu’ o meno inizio il 4 Febbraio
1917 quando Albert Einstein
scrive a Paul Ehrenfest:
“Ich habe wieder etwas verbrochen in
der Gravitationstheorie, was mich ein
wenig in Gehfahr bringt, in ein Tollhaus
interniert zu werden”.
”Ho nuovamente scritto qualcosa riguardo la teoria della
gravitazione da mettermi al rischio di venire rinchiuso in un manicomio
Albert Einstein (1917) applica per la prima volta la
relatività generale alla cosmologia presentando la prima soluzione
cosmologica per una teoria consistente della gravita'.
Nasce la Cosmologia Moderna...

La soluzione cercata da Einstein doveva descrivere un Universo
chiuso (perche’ si credeva che questo fosse l’unico modo per
risolvere il principio di Mach) e statico, dato che all’epoca (1917)
non si era scoperta la recessione delle galassie (quindi
l’universo in espansione) anzi non si erano neppure scoperte le
galassie stesse (1924).
G 8GT
Purtroppo queste assunzioni erano incompatibili con le equazioni di
Einstein della relativita’ generale (l’universo ricollassava su se stesso).
Einstein aggiunse quindi un termine che chiamo’ costante cosmologica,
compatibile con i principi della relativita’ generale e tale da opporsi
al collasso gravitazionale.
G
8GT
g

Universo Finito senza
Costante cosmologica:
Collasso delle stelle
in un unico punto.
Universo Finito con
Costante cosmologica:
L‟universo rimane
Statico ma e‟ un
equilibrio instabile.
1917: L‟Universo di Einstein e‟ Finito e la Costante Cosmologica
“regge” tutto. Ma se e‟ finito quanto e‟ grande ?

A. Friedmann G. Lemaitre
Nel 1922 e nel 1924 Friedmann ed, indipendentemente, Lemaitre (1927) proposero
una soluzione differente in cui l’universo era in espansione e che non necessitava del
termine di costante cosmologica. Einstein non accetto’ la soluzione dell’universo in
espansione fino al 1930, anzi si oppose abbastanza
strenuamente ad essa.
In particolare dell’articolo di Friedmann commento’:
“Friedmann’s paper while mathematically correct is of
no physical significance”
Mentre si rivolse a Lemaitre in questo modo:
“Vos calculs sont corrects, mais votre physique est abominable”

MODELLO “PANETTONE”

Effetto Doppler
L‟effetto e‟ ben conosciuto per le onde
sonore: la sirena di una ambulanza
La sentiamo a frequenze sempre piu‟
Alte quando si avvicina mentre la frequenza
Scende quando si allontana.
Qualcosa di simile accade per le sorgenti
Luminose. Sorgenti in avvicinamento
hanno la radiazione luminosa spostata
Verso il blu (frequenze maggiori).
Sorgenti in allontanamento si spostano
Verso il rosso “redshift”.
blu:
Si avvicina
rosso:
si allontana

In un simile universo in espansione la luce e’ sottoposta ad
un redshift. Quindi se misuriamo lo
spettro delle galassie lontane
dovremmo vederle spostate
verso il rosso, come se si
allontanassero da noi.
a
t

Ed e’ esattamente quello che misurarono Hubble e Humason (1924)
anche se neppure loro al principio accettarono il modello di
Friedmann come spiegazione.
velocita’
Distanza

“...Il maggior errore della mia vita....”
Alla fine pero’ il modello di Friedmann-Lemaitre convinse la maggior
parte delle persone.
A questo punto Albert Einstein rigetto’ la costante cosmologica
come superflua e non piu’ giustificabile:
“ If there is no quasi-static world, then away with the
cosmological term” (scrisse a Weil)
e pubblico’ la sua nuova visione in
Einstein A. (1931). Sitzungsber. Preuss. Akad. Wiss. 235-237
Norbert Straumann in una recente review (astro-ph/0203330)
ha fatto notare come pochissime persone abbiamo mai letto
questo articolo e come le citazioni col tempo siano divenute:
Einstein A. (1931). Sitzsber. Preuss. Akad. Wiss.
Einstein A. Sitzsber. Preuss. Akad. Wiss. (1931)
Einstein A. Sb. Preuss. Akad. Wiss. (1931)
Einstein A. and Preuss S.B. (1931) Akad. Wiss 235

Cosa possiamo imparare da questa storia:
1- Se siete intelligenti come Einstein, attenti potreste
sempre fare un errore.
2- Anche se Einstein vi dice che siete in errore, non
rinunciate subito…

La legge di Hubble
d
H v 0
1929: H 0 ~500 km/sec/Mpc

1929: H 0 ~500 km/sec/Mpc
2001: H 0 = 727 km/sec/Mpc

Grazie alla legge di Hubble si possono fare delle survey di galassie e «mappare» la
la loro distribuzione. Intorno agli anni „80 la CfA e‟ stata una delle prime survey
Identificando filamenti, vuoti e superclusters…la distribuzione e‟ tutt‟altro che casuale !

Guardando su piu’ slices di cielo venne
identificato il «great wall».

Piu‟ recentemente la survey 2dF ha catalogato circa 200.000 galassie.

La survey piu‟
recente e piu‟
completa e‟
quella
della
SLOAN
DIGITAL
SKY
SURVEY
930.000 galassie
Con un telescopio
di 2.5 m nel
New Mexico.

Un universo in evoluzione apre prospettive completamente nuove.
La persona che per primo applico‟ la fisica fondamentale all‟Universo
in espansione puo‟ essere considerata George Gamow:
Se l‟Universo e‟ in espansione quale era il suo stato primordiale ?

In tale teoria la densita‟ di
materia rimane costante
con il tempo.
Si crea quindi una piccola
quantita‟ di materia.
Non c‟e‟ evoluzione.
L‟universo e‟ sempre rimasto
uguale a se stesso.
Il modello di Gamow trovo‟ pero‟
La resistenza della
Steady State Theory proposta da
Hoyle, Bondi e Gold.

La radiazione cosmica di fondo
A. Penzias e R. Wilson scoprono nel 1964 un segnale nelle
microonde 1964. E’ l’eco dell’universo primordiale ?

Un universo in evoluzione apre prospettive completamente nuove.
La persona che per primo applico‟ la fisica fondamentale all‟Universo
in espansione puo‟ essere considerata George Gamow:
Se l‟Universo e‟ in espansione quale era il suo stato primordiale ?

Il satellite COBE nel 1992 «prova» che la radiazione di fondo cosmico
ha uno spettro di «corpo nero». E‟ effettivamente l‟eco del Big Bang.
Il modello dello stato stazionario e‟ definitivamente scartato.

Il premio Nobel George Smoot nella serie televisiva
«The Big Bang Theory»

COBE
(1991)
Il cielo a microonde
Altamente Isotropo...
Anisotropia di dipolo...
“Impronte” lasciate da strutture
primordiali a redshift (z~1000)?
Via Lattea (z=0)

Nella radiazione di fondo cosmico osserviamo delle «anisotropie».
Queste pertubazioni evolvono nel tempo formando le strutture oggi
Osservate. Ad esempio, producono anisotropie nella CMB.
La migliore mappa attuale e‟ quella del satellite WMAP.

Le anisotropie della CMB
rappresentano una delle
conferme piu‟ spettacolari del
modello cosmologico.
Si possono fare delle
predizioni teoriche sulla
loro distribuzione con grande
precisione.
I dati sperimentali hanno
confermato in modo
impressionante le
predizioni teoriche.
La cosmologia e‟ oggi una
scienza di precisione.
Anisotropie della CMB

Non tutto pero‟ e‟ come ci aspettavamo. I dati attuali sono in accordo
Con il modello del Big Bang solo se oltre il 70% di energia e‟ sotto
Forma di «energia oscura». Una energia che non comprendiamo ne‟
abbiamo mai visto in laboratorio !
Una possibile spiegazione e’ proprio la costante cosmologica

Cosa possiamo imparare da questa storia:
1- Se siete intelligenti come Einstein, attenti potreste
sempre fare un errore.
2- Anche se Einstein vi dice che siete in errore, non
rinunciate subito…
3- Se siete Einstein e avete sbagliato…non c‟e‟ problema !
Avrete ragione poi in ogni caso in futuro….

FINE