La Cosmologia dalle Origini all'Inflazione - INFN Sezione di Ferrara
La Cosmologia dalle Origini all'Inflazione - INFN Sezione di Ferrara
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COSMOLOGIA<br />
DALLE ORIGINI ALL’ INFLAZIONE<br />
I Venerdì dell’Universo, Sala Estense, <strong>Ferrara</strong>, 13/04/2012<br />
Isabella Masina<br />
Università degli Stu<strong>di</strong> <strong>di</strong> <strong>Ferrara</strong> & CP 3 -Origins, Danimarca
COSMOLOGIA<br />
la SCIENZA che ha come oggetto <strong>di</strong> stu<strong>di</strong>o<br />
L’ UNIVERSO NEL SUO INSIEME<br />
del quale tenta <strong>di</strong> spiegare:<br />
1) Forma<br />
2) Origine<br />
3) Composizione<br />
4) Evoluzione
GRAVITA’ = interazione<br />
dominante su scale cosmologiche<br />
RELATIVITA’ GENERALE
RELATIVITA’ GENERALE<br />
+<br />
MODELLO STANDARD delle PARTICELLE<br />
+<br />
DATI SPERIMENTALI
RELATIVITA’ GENERALE<br />
+<br />
MODELLO STANDARD delle PARTICELLE<br />
+<br />
DATI SPERIMENTALI<br />
MODELLO COSMOLOGICO STANDARD<br />
QUALI RISPOSTE?
LA COSMOLOGIA<br />
E’ NATA<br />
AGLI INIZI DEL XX SECOLO
Perché solo allora si sono resi <strong>di</strong>sponibili<br />
1) una TEORIA sod<strong>di</strong>sfacente della GRAVITA’,<br />
la Relatività Generale<br />
2) DATI OSSERVATIVI su<br />
<strong>di</strong>stanze ≥ 1 miliardo <strong>di</strong> anni luce
Perché solo allora si sono resi <strong>di</strong>sponibili<br />
1) una TEORIA sod<strong>di</strong>sfacente della GRAVITA’,<br />
la Relatività Generale<br />
PRINCIPIO COSMOLOGICO<br />
2) DATI OSSERVATIVI su<br />
<strong>di</strong>stanze ≥ 1 miliardo <strong>di</strong> anni luce
Non ci sono punti privilegiati:<br />
ciascuna uvetta (galassia) si allontana da tutte le altre perché la pasta (spazio) lievita<br />
NB: Nonostante la figura le uvette (galassie) non cambiano <strong>di</strong> <strong>di</strong>mensione
PRINCIPIO COSMOLOGICO<br />
E<br />
MATERIA LUMINOSA<br />
Alcune delle immagini seguenti sono tratte dal sito <strong>di</strong> Richard Powell<br />
http://www.atlasoftheuniverse.com/
« Spazio, ultima frontiera.<br />
Eccovi i viaggi dell'astronave Enterprise […] <strong>di</strong>retta all'esplorazione <strong>di</strong> strani<br />
nuovi mon<strong>di</strong> […] fino ad arrivare laddove nessun uomo è mai giunto prima. »
LA NOSTRA GALASSIA
IL ”GRUPPO LOCALE” DI GALASSIE
I “SUPER-AMMASSI” DI GALASSIE E I “VUOTI”
1 miliardo <strong>di</strong> anni luce<br />
Su <strong>di</strong>stanze > 1 miliardo <strong>di</strong> anni luce<br />
l’Universo appare<br />
OMOGENEO E ISOTROPO<br />
SIMULAZIONE DELL’UNIVERSO ALLA STESSA EPOCA COSMICA
ASTRONOMIA<br />
1 miliardo <strong>di</strong> anni luce<br />
SIMULAZIONE DELL’UNIVERSO ALLA STESSA EPOCA COSMICA
A causa <strong>di</strong> “c” GUARDARE LONTANO = GUARDARE NEL PASSATO
Il REDSHIFT z è una misura della<br />
velocità <strong>di</strong> allontanamento delle galassie
ESPANSIONE OSSERVATA (1929)<br />
PRINCIPIO<br />
COSMOLOGICO<br />
SUPPORTATO<br />
v<br />
d = H 0 !<br />
(Lemaitre 1927)<br />
Hubble misura<br />
<strong>di</strong>stanza e<br />
redshift <strong>di</strong><br />
alcune cefei<strong>di</strong><br />
6%<br />
miliardo<strong>di</strong>anni
<strong>di</strong>stanza(t)<br />
Nota la pendenza ORA,<br />
per sapere come era e come sarà la <strong>di</strong>stanza(t)<br />
bisogna considerare la RG<br />
1<br />
?<br />
ORA<br />
?<br />
t
RELATIVITA’ GENERALE (1915)<br />
GRAVITA’ = geometria (curvatura) dello spazio-tempo<br />
mo<strong>di</strong>ficata localmente da materia ed energia<br />
CONTENITORE <strong>di</strong>pende da CONTENUTO e viceversa<br />
1919: Ed<strong>di</strong>ngton verifica correttezza della RG!
L’EQUAZIONE DI EINSTEIN(1915)<br />
geometria dello<br />
spazio-tempo<br />
R µ! ! 1<br />
materia ed<br />
energia<br />
Costante <strong>di</strong><br />
Neewton<br />
1917:costante<br />
cosmologica<br />
2 g µ! R = !8!G T µ! + g µ! "<br />
CONTENITORE <strong>di</strong>pende da CONTENUTO e viceversa
In 3d :<br />
CHIUSO<br />
volume finito<br />
CONTENITORE<br />
3 geometrie spaziali in 3d compatibili con PC:<br />
le superfici con curvatura k costante (+1,0,-1)<br />
…però sono <strong>di</strong>fficili da visualizzare in 3d à lo facciamo in 2d<br />
k =+1 k = 0<br />
k = -1<br />
PIATTO<br />
volume infinito<br />
(Gauss Riemann<br />
Robertson Walker)<br />
APERTO<br />
volume infinito
L’EQUAZIONE DI EINSTEIN(1915)<br />
geometria dello<br />
spazio-tempo<br />
R µ! ! 1<br />
materia ed<br />
energia<br />
Costante <strong>di</strong><br />
Neewton<br />
1917:costante<br />
cosmologica<br />
2 g µ! R = !8!G T µ! + g µ! "<br />
CONTENITORE <strong>di</strong>pende da CONTENUTO e viceversa
MATERIA<br />
ENERGIA<br />
(RADIAZIONE)<br />
COSTANTE<br />
COSMOLOGICA<br />
CONTENUTO<br />
à densità ρ m,r<br />
à Λ<br />
! m,r = ! m,r<br />
! c<br />
! " = "<br />
" c
MATERIA<br />
ENERGIA<br />
(RADIAZIONE)<br />
COSTANTE<br />
COSMOLOGICA<br />
CONTENUTO<br />
à densità ρ m,r<br />
à Λ<br />
! m,r = ! m,r<br />
! c<br />
! " = "<br />
" c
MATERIA<br />
ENERGIA<br />
(RADIAZIONE)<br />
COSTANTE<br />
COSMOLOGICA<br />
CONTENUTO<br />
QUALE RICETTA<br />
à densita’ ρ m,r<br />
PER L’UNIVERSO?<br />
à Λ<br />
(IL CONTENITORE SARA’<br />
AUTOMATICAMENTE DETERMINATO)<br />
! m,r = ! m,r<br />
! c<br />
! " = "<br />
" c
MODELLO DI EINSTEIN 1917<br />
VUOLE UNIVERSO STATICO à pendenza nulla, H 0 = 0<br />
! " = 1<br />
2 ! m<br />
L’attrazione gravitazionale della materia<br />
viene PERFETTAMENTE BILANCIATA dalla repulsione <strong>di</strong> Λ<br />
(pre<strong>di</strong>zione k=+1)<br />
NB: Peccato sia instabile….
MODELLO DI EINSTEIN 1917<br />
1929: Espansione<br />
osservata<br />
EINSTEIN RITIRA Λ<br />
L’introduzione <strong>di</strong> questa costante<br />
implica una considerevole rinuncia alla<br />
semplicità logica della teoria...<br />
Da quando ho introdotto questo<br />
termine, ho sempre avuto una cattiva<br />
coscienza... Sono incapace <strong>di</strong> credere<br />
che una cosa cosi brutta possa essere<br />
realizzata in natura.<br />
—Einstein a Lemaître, 1947
MODELLI DI FRIEDMAN-LEMAITRE 1922-27<br />
Ω Λ , Ω m generici à NON STATICO
MODELLI DI FRIEDMAN-LEMAITRE 1922-27<br />
<strong>di</strong>stanza(t)<br />
! = ! m + ! "<br />
singolarità<br />
BIG BANG<br />
ORA<br />
miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni
MODELLI DI FRIEDMAN-LEMAITRE 1922-27<br />
<strong>di</strong>stanza(t)<br />
t0 ! 1<br />
H0 ! = ! m + ! "<br />
! 14miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni<br />
singolarità<br />
BIG BANG<br />
ORA<br />
miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni
MODELLI DI FRIEDMAN-LEMAITRE 1922-27<br />
<strong>di</strong>stanza(t)<br />
! = ! m + ! "<br />
ATTENZIONE<br />
tempo ben definito in RG<br />
solo se > 10 -43 sec<br />
singolarità<br />
BIG BANG<br />
ORA<br />
miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni
MODELLI DI FRIEDMAN-LEMAITRE 1922-27<br />
<strong>di</strong>stanza(t)<br />
! = ! m + ! "<br />
ORA<br />
miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni<br />
! 1<br />
k = -1<br />
k = 0<br />
k =+1
MODELLI DI FRIEDMAN-LEMAITRE 1922-27<br />
<strong>di</strong>stanza(t)<br />
! = ! m + ! "<br />
ORA<br />
miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni<br />
! =1<br />
Espansione<br />
accelerata
t = 10 -43 s, T= 10 32 K<br />
limite della fisica moderna
t < 10 -5 s, T=10 12 K<br />
i quarks si combinano in p, n
t = 3 min, T= 10 9 K<br />
nucleosintesi (H,He)<br />
1948 Alpher Bethe Gamow
Yp<br />
___ D 0.24<br />
H<br />
0.23<br />
7 Li/H p<br />
0.27<br />
0.26<br />
0.25<br />
10 −3<br />
10 −4<br />
10 −5<br />
10 −9<br />
5<br />
2<br />
10 −10<br />
1<br />
0.005<br />
4 He<br />
D/H p<br />
3 He/H p<br />
Ω m-atomi ≈ 5%<br />
(1 nucleone/4 m 3 )<br />
Baryon density Ωbh 0.01 0.02 0.03<br />
2<br />
BBN<br />
CMB<br />
2 3 4 5 6 7 8 9 10<br />
Baryon-to-photon ratio η × 10 10<br />
t = 3 min, T= 109 K<br />
nucleosintesi (H,He)<br />
1948 Alpher Bethe Gamow
t = 300 000 anni, T = 3000 K<br />
<strong>di</strong>saccoppiamento materia-ra<strong>di</strong>azione<br />
1948 Alpher, Herman
1964 Osservato fondo cosmico a<br />
3 K (-270°C, microonde 2mm)<br />
da Wilson e Penzias<br />
Ω r ≈ 0.005%<br />
(400 fotoni/cm 3 )<br />
t = 300 000 anni, T = 3000 K<br />
<strong>di</strong>saccoppiamento materia-ra<strong>di</strong>azione<br />
1948 Alpher, Herman
t = 1 miliardo <strong>di</strong> anni, T= 15 K<br />
proto-galassie
t=14 miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni, T= 3 K<br />
galassie
Già dal 1933 (Zwicky)…<br />
Ω m-oscura ≈ 25%<br />
…ma ora anche:<br />
lensing gravitazionale,<br />
formazione strutture, BAO, CMB<br />
t=14 miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni, T= 3 K<br />
galassie
Conseguenze Fondo Cosmico<br />
1) L’UNIVERSO OSSERVABILE<br />
ELETTROMAGNETICAMENTE<br />
E’ FINITO
BIG<br />
BANG<br />
A causa <strong>di</strong> “c” GUARDARE LONTANO = GUARDARE NEL PASSATO<br />
300 000<br />
anni<br />
?<br />
45 miliar<strong>di</strong><br />
<strong>di</strong> anni luce
BIG<br />
BANG<br />
A causa <strong>di</strong> “c” GUARDARE LONTANO = GUARDARE NEL PASSATO<br />
300 000<br />
anni<br />
?<br />
45 miliar<strong>di</strong><br />
<strong>di</strong> anni luce
BIG<br />
BANG<br />
A causa <strong>di</strong> “c” GUARDARE LONTANO = GUARDARE NEL PASSATO<br />
300 000<br />
anni<br />
?<br />
45 miliar<strong>di</strong><br />
<strong>di</strong> anni luce
Conseguenze Fondo Cosmico<br />
2) L’UNIVERSO ERA ESTREMAMENTE<br />
OMOGENEO E ISOTROPO
T me<strong>di</strong>a = 2.7 K<br />
1964 Penzias e Wilson
T me<strong>di</strong>a = 2.7 K<br />
…piu’ omogeneo e isotropo <strong>di</strong> cosi!<br />
PRINCIPIO COSMOLOGICO OK<br />
1964 Penzias e Wilson
T me<strong>di</strong>a = 2.7 K<br />
- 0.1%<br />
+ 0.1 %<br />
1969<br />
Il sistema solare si muove con v <strong>di</strong> 400 km/sec<br />
rispetto al fondo cosmico!
T me<strong>di</strong>a = 2.7 K<br />
LUNA<br />
1992 COBE (Mather Smoot)<br />
2001 WMAP<br />
2009 PLANCK<br />
± 0.001%<br />
Piccolissime FLUTTUAZIONI DI TEMPERATURA (anisotropie)<br />
su scala angolare tipica <strong>di</strong> 1° (2 volte la Luna)<br />
danno informazioni su
1) Ω, LA DENSITÀ TOTALE DELL’UNIVERSO<br />
Ω < 1 Ω = 1 Ω > 1<br />
APERTO<br />
k = -1<br />
PIATTO CHIUSO<br />
k = 0<br />
k =+1
1) Ω, LA DENSITÀ TOTALE DELL’UNIVERSO<br />
Ω < 1 Ω = 1 Ω > 1<br />
APERTO<br />
k = -1<br />
≈1 o<br />
PIATTO CHIUSO<br />
k = 0<br />
k =+1<br />
WMAP trova che l’Universo è quasi piatto<br />
Ω = 1.00 ± 0.01
2) FORMAZIONE STRUTTURE<br />
Le fluttuazioni <strong>di</strong> temperatura del<br />
CMB tracciano le fluttuazioni <strong>di</strong><br />
densità della materia…<br />
tempo<br />
…che pian piano si aggrega<br />
dando origine alle strutture<br />
e alle galassie osservate oggi<br />
Perché questo avvenga in tempi suggicientemente rapi<strong>di</strong><br />
serve anche un contributo <strong>di</strong> MATERIA OSCURA, Ω m-oscura
! = ! m + ! "<br />
WMAP<br />
SNLS<br />
WMAP<br />
H 0 (km s -1 Mpc -1 )
SUPERNOVAE<br />
! = ! m + ! "<br />
WMAP<br />
SNLS<br />
1998<br />
H 0 (km s -1 Mpc -1 )<br />
WMAP IL RITORNO DI Λ<br />
ESPANSIONE ACCELERATA
SUPERNOVAE<br />
! = ! m + ! "<br />
WMAP<br />
SNLS<br />
2011<br />
H 0 (km s -1 Mpc -1 )<br />
WMAP<br />
Perlmutter Riess Schmidt
LA RICETTA FINALE
Ω m-oscura ≈25%<br />
COMPOSIZIONE<br />
Ωr≈0.005% Ωm-atomi≈5% Ω Λ ≈70%
QUESTIONI APERTE<br />
Ω r ≈0.005%<br />
Ω m-atomi ≈5%<br />
Ω m-oscura ≈25%<br />
Ω Λ ≈70%<br />
? ?
QUESTIONI APERTE<br />
Ω r ≈0.005%<br />
Ω m-atomi ≈5%<br />
Ω m-oscura ≈25%<br />
?<br />
Ω Λ ≈70%<br />
?
ALTRE QUESTIONI APERTE<br />
“PROBLEMA” DELL’ORIZZONTE<br />
TERRA<br />
Se queste due regioni non sono<br />
mai state in CONTATTO<br />
CAUSALE, perché la loro<br />
temperatura è talmente simile?
ALTRE QUESTIONI APERTE<br />
<strong>La</strong> densità dell’Universo è<br />
molto vicina a quella critica<br />
Ω = 1.00 ± 0.01<br />
“PROBLEMA” DELLA PIATTEZZA<br />
≈1 o<br />
Ω = 1<br />
PIATTO<br />
k = 0
ALTRE QUESTIONI APERTE<br />
<strong>La</strong> densità dell’Universo è<br />
molto vicina a quella critica<br />
Ω = 1.00 ± 0.01<br />
“PROBLEMA” DELLA PIATTEZZA<br />
Ω = 1<br />
PIATTO<br />
k = 0<br />
≈1 o Al tempo <strong>di</strong> Planck (10-43 s dopo BB)<br />
doveva essere<br />
Ω = 1 ± 0.00000000…00000001<br />
CIRCA 60 ZERI
POSSIBILE SPIEGAZIONE<br />
INFLAZIONE<br />
! m " 30% ! # " 70% (! " 1)
POSSIBILE SPIEGAZIONE<br />
subito dopo<br />
t Planck<br />
INFLAZIONE<br />
! m " 30% ! # " 70% (! " 1)
POSSIBILE SPIEGAZIONE<br />
subito dopo<br />
t Planck<br />
INFLAZIONE<br />
! m " 30% ! # " 70% (! " 1)<br />
1980 A. Guth
RISPOSTA dell’INFLAZIONE al<br />
“PROBLEMA” DELL’ORIZZONTE<br />
Queste regioni ERANO<br />
in contatto causale<br />
prima dell’inflazione
RISPOSTA dell’INFLAZIONE al<br />
Se non lo era già,<br />
l’inflazione “gonfia”<br />
l’Universo fino<br />
a renderlo<br />
QUASI PIATTO<br />
“PROBLEMA” DELLA PIATTEZZA<br />
≈1 o<br />
Ω = 1<br />
PIATTO k = 0
MODELLI INFLAZIONARI<br />
Subito dopo BB, la particella INFLATONE aveva<br />
un’enorme energia potenziale “del vuoto”<br />
enorme Λ<br />
causa enorme espansione
MODELLI INFLAZIONARI<br />
Subito dopo BB, la particella INFLATONE aveva<br />
un’enorme energia potenziale “del vuoto”<br />
enorme Λ<br />
causa enorme espansione<br />
poi convertita in particelle del MS con fluttuazioni <strong>di</strong> densità<br />
proporzionali alle fluttuazioni quantistiche dell’inflatone
CONCLUSIONI<br />
LA COSMOLOGIA AVANZA<br />
COME<br />
FUNZIONA<br />
TUTTO<br />
QUESTO?<br />
COME<br />
FUNZIONA<br />
TUTTO<br />
QUESTO?
Modello Cosmologico Standard (Λ-CDM)<br />
1) Forma<br />
2) Origine<br />
3) Composizione<br />
4) Evoluzione<br />
RISPOSTE AL 2012<br />
ß quasi piatto, ma non sappiamo…
Modello Cosmologico Standard (Λ-CDM)<br />
1) Forma<br />
2) Origine<br />
3) Composizione<br />
4) Evoluzione<br />
RISPOSTE AL 2012<br />
ß dal Big Bang, circa<br />
14 miliar<strong>di</strong> <strong>di</strong> anni fa!
Modello Cosmologico Standard (Λ-CDM)<br />
1) Forma<br />
2) Origine<br />
3) Composizione<br />
4) Evoluzione<br />
RISPOSTE AL 2012<br />
ß ricetta<br />
Ω Λ ≈ 70%<br />
Ω m-atomi ≈ 5%<br />
Ω m-oscura ≈ 25%<br />
Ω r ≈ 0.005%
Modello Cosmologico Standard (Λ-CDM)<br />
1) Forma<br />
2) Origine<br />
3) Composizione<br />
4) Evoluzione<br />
RISPOSTE AL 2012<br />
ß una vicenda<br />
complessa inflazione<br />
BIG BANG<br />
espansione<br />
accelerata<br />
formazione strutture
LA COSMOLOGIA AVANZA<br />
COME<br />
FUNZIONA<br />
TUTTO<br />
QUESTO?<br />
Ω m-oscura ? Λ? Ω
Il satellite PLANCK<br />
dell'Agenzia Spaziale Europea<br />
L’acceleratore LHC al CERN
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