Introduzione alla Cosmologia Fisica Lezione 16Lezione 16 Giorgio G.C. Palumbo Università degli...
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Introduzione alla Cosmologia Fisica
Lezione 16
Giorgio G.C. Palumbo
Università degli Studi di Bologna
Dipartimento di Astronomia
La determinazione della scala delle distanze. La nucleosintesi cosmologica. I primi tre minuti.
La Galassia
Sistema SolareCentro della Galassia
Terra = 100 nm = virusSole = 10 μm = cellulaOrbita Terra = ¼ cm = spilloSistema solare = 20 cm = piattinoStella più vicina = 250 m = giardino
Stelle visibili a occhio nudo
EagleNebula
Jewel BoxCluster
CrabNebula
L’Universo Visibile
HDF
SDSS &2dFGRS
Galassie“Vicine”
13.7 Gly 0
Via Lattea = 20 m = aulaGruppo Locale = 600 m = stadioVirgo cluster = 15 km Coma cluster = 100 km
La “nostra” Galassia
Keck/VLT+ Cluster Lens
10-4 10-2 1 102 104
Dimensione (metri)
10-6
10-4
1
10-2
102
104
106
Mas
sa (
kg)
cm kmmm
1 gm
1 mg
1 ton
1 kton
100 km
Montagna
Orizzonte
sequoia Balena
Inse
tti grano disabbia
Stella dineutroni
Stanza piena d’aria
Stanza piena di rocceStanza piena d’acqua
Grano di polvere
Nanabianca
Mezzointerstellare
auto
Pers
one
Grano di riso
Dens
ità d
ell’a
cqua
Mondo Umano
10-20 10-10 1 1010 1020 1030
Dimensione (metri)
10-30
10-20
10-10
1
1010
1020
1030
1040
1050
1060
Mas
sa (
kg)
Mattoni Naturali
1020
1030
1010
1
M
Stelle &Pianeti
Atomi
Galassie
pc MpcAUμmnm
Nuclei
Universovisibile
Il nostroMondo
10-20 10-10 1 1010 1020 1030
Dimensione (metri)
10-30
10-20
10-10
1
1010
1020
1030
1040
1050
1060
Mas
sa (
kg)
Materia nell’Universo
1020
1030
1010
1
M
La Massa deforma lo spaziotempo
•
Nubi ISM
GalassieAmmassi
pc MpcAUμmnm
••H nucU nuc
Densit
à Nuc
leare
Densit
à Atom
ica
Universo
Densit
à di c
hiusu
ra
(5 H
atom
i m-3 )
Buchi Neri
•S.S.
Earth• •Jup.
montagna
Sun•
umani•
•
••
cellula
U atomoH atomo
H.W.
Vuoti
N.S.• •W.D. •SMBH
B.H.
10-20 10-10 1 1010 1020 1030
Dimensioni (metri)
10-30
10-20
10-10
1
1010
1020
1030
1040
1050
1060
Mas
sa (
kg)
Mattoni fondamentali dell’Universo
1020
1030
1010
1
M
Resti
massa deforma lo spaziotempo Stelle
Densit
à di C
hiusu
ra
Pianeti
Atomi
GalassieAmmassi
pc MpcAUμmnm
Nuclei
Densit
à Nuc
leare
Densit
à Atom
ica
Universo
Molecole
Buchi nericollasso
H.W
1040
1020
10-20
1
10201010110-1010-20
ydminnsfs Gy AU
eV
GeV
Tempo (secondi)
Ener
gia
(Jo u
l es)
evoluzione
ms
•10 km Impatto diasteroide
•supernova
MT1 t TNT
tettonica
1060
γ X UV Vis IR
nuclei
atomimolecole
fotoni
cellule
Mondo umano
ky
••HA
Bomba •
MW
1Watt
μW
• •Auto scontro lunch
“hello”• •Orologio da polso
Energia e Tempinell’ Universo
• Temporale
QSOsammassi
•stelle M
100 10 1 0.1106 L
L
1012 L
•KE della Terra •rallentamento
•lampo
10-30 10-20 10-10 1 1010 1020
102
104
106
108
1010
1
Densità (kg m-3)
Tem
pera
tura
(K)
Chiusura Acqua Nuclei1 H cm-3
biosfera0100°C
ionizzzatoMolecolesemplici
moleclecomplesse
reazioninucleari
nucleidistrutti
HHe
HeCNO
1keV
1MeV
1eV
polvere
stelle
cores
superficie
W.D. N.S.
ICM
IGMISM
DMCs
1010 H cm-3
CMB
1m
5m~80%
~20%
< 0.01%
< 10-20 %
B.H.
Sole
1 atm 10 10
104 yr
10Myr
Posizione & stato della materia barionica
pianeti
Atomi.
• WMAP + SDSS + 2dF + HST Key Project + DASI + ACBAR + CBI + t0 + SNe …
• Piccole sbare di errore, consistenza– σ(n): 0.1 - 0.02; σ(Ω0): 0.03 - 0.01; σ(w): 0.2 - 0.1
• La costante di Hubble è costante da 5 anni ! H0 = 72 ± 7 km/s/Mpc
(CDM + Energia oscura + Inflazione)
Cosmologia di Precisione più difficile del Cosmologia di Precisione più difficile del previstoprevisto
• l = 2 – 5. Profondità ottica: τ = 0.17 to 0.09
Seri test dell’ Inflazione Seri test dell’ Inflazione Predizioni essenziali
1. Universo piatto2. Quasi invariante in scala, Perturbazioni Gaussiane: |(n-1)| ~ 0.1 e |dn/dlnk| ~ 0.0014. Onde Gravitazionali: spettro, ma nessuna predizione
Resultati essenziali– Ω0 = 1.0 ± 0.01– (n-1) = 0.96 ± 0.017*; dn/dlnk = -0.1 ± 0.05; nessuna
evidenza di andamenti non Gaussiani– r < 0.55 (95% cl)*
*Depends significantly upon the priors assumed
Accelerazione Cosmica: l’Energia OscuraAccelerazione Cosmica: l’Energia Oscura • Evidenze per l’accelerazione cosmica (HST,
CFHTLS, Quintessenza, WMAP, XMM/Chandra…)
• Non ancora interpretata – “teorici continuano ad esplorare lo spazio delle fasi”
• Nessuna evidenza che l’energia oscura non sia l’energia del vuoto quantico
– w = -1 ± 0.1 (da ± 0.2); nessuna evidenza di variazioni temporali
• In arrivo nuove sonde spaziali:– JDEM, LSST, …
Altre evidenze sparse• Test di Precisione (pochi %) usando la densità barionica:
BBN (D/H) vs. CMB (dispari/pari) non verificata• Consistenza tra predizioni degli elementi nella BBN (He – D –
Li )• σ8: inconsistenza• Variazione cosmica di α• Eccesso di potenza a l ~ 2000• “LSND 4th neutrino”• DAMA, eccesso di e+, …
Gran parte di ciò che conosciamo Gran parte di ciò che conosciamo dell’accelerazione cosmica si basa su dell’accelerazione cosmica si basa su assunzioni dei modelli (assunzioni dei modelli (ΛΛCDM, wCDM)CDM, wCDM)
• ΛCDM, wCDM i fit sono migliori dei modelli w/o “energia oscura” (CDM o OCDM)
• … ma, la storia dell’accelerazione è fissata: accelerazione recente, decelerazione nel passato
• Inoltre, si assume che l’equazione di Friedmann sia corretta (e se la teoria della gravità fosse parte della soluzione?)
Le 6 Componenti Principali meglio determinate
Dec
eler
azio
ne
Redshift
Conclusioni “solide”Conclusioni “solide”• L’ Universo oggi potrebbe non accelerare:
Modelli con decelerazione da z = 0.3 sono accettabili al 10% cl
• Convincente evidenza che l’Universo un tempo accelerava (5σ)
• Forte evidenza che q(z) era maggiore nel passato
• Debole evidenza che l’Universo era decelerato nel passato
Assunzioni & InputsAssunzioni & Inputs• Teoria metrica della gravità con metrica di
Robertson-Walker• Analisi senza “Friedmann” • “Gold Set” di Supernovae• Universo piatto (potrebbe essere rilassato)• Verso una storia di costante accelerazione• Analisi delle componenti principali di q(z)
ΛCDM
I 2 Modelli Meglio Determinati
Senza le equazioni di Friedmann si perde la Senza le equazioni di Friedmann si perde la migliore evidenza per la piattezza migliore evidenza per la piattezza
(i.e., Anisotropia CMB)(i.e., Anisotropia CMB)• Si potrebbe determinare la curvatura spaziale in
modo indipendente:
dV = r2drdΩ / [1 - kr2]1/2
r(z) = distanza direzionale dell’oggetto di redshift z|k|-1/2 = raggio di curvatura
• Determinati r e dr (e.g., SNe) e dV (e.g. conteggi), si ricava k
Lista di punti scottantiLista di punti scottanti
1. Accelerazione Cosmica/Energia Oscura: “Profondo Mistero della Scienza attuale”
2. Materia scura: 3 approcci – misure dallo spazio, acceleratori, esperimenti sotterranei – risposte all’orizzonte!
3. Testare le predizioni dell’inflazione – inflazione sta per diventare parte integrante della “ cosmologia standard”
4. Usando l’ accordo e le verifiche dei dati della cosmologia di precisione (BBN, SDSS/2dF, WMAP, SNe…) testare la Relatività Generale in nuovi regimi.
Parameteri Cosmologici Globali• H0 Costante di Hubble: espansione v=H0 r
• Ωb Contenuto Barionico
• ΩDM Contenuto di materia scura
• ΩΛo ΩDE
Contenuto di energia scura
• w(z) Prortietà dell’energia scura
Parametri derivati:• Ωm=Ωb+ΩDM Contenuto totale di materia
• ΩK=1-Ωm-ΩΛ Curvatura dell’Universo
Modello convenzionale
70% Energia scura
25% Materia scura fredda
5% Materia Barionica
Dinamica dell’Universo
• Materia domina (w=0): a / t2/3
– Decelera• Radiazione domina (w=1/3): a / t1/2
– Decelera• Costante Cosmologica (w=-1): a / eλ t (speciale)
– Accelera Dove avviene la transizione?
– w>-1/3 decelera– w<-1/3 accelera
a / t2/(3(w+1))
map
.gsf
c.na
sa.g
ov/ m
_uni
/101
bb2_
1.ht
ml
Energia Scura (DE)
• Proprietà • Costante Cosmologica o quintessenza?• Parametrizzazione della quintessenza
– Incorporare la quintessenza nelle predizioni– Parametrizzare w(z)
• Misure recenti• Uso delle supernovae
DE: proprietà
• È la maggiore componente dell’Universo
• Causa l’espansione accelerata
• Modifica il tasso di crescita delle fluttuazioni
Costante Cosmologica o Quintessenza?
• Costante Cosmologica:– Punto-zero delle fluttuazioni quantistiche?
– Fattore 10110
– Coincidenza di Ωm ~ ΩΛ – perchè accelera adesso?
• Quintessenza– Dipende dal tempo– Spazialmente inomogeneo– eg. Campo scalare che si srotola lungo un potenziale– Pressione negativa – w = pressione/densità
Supernovae Ia• Misurano il tasso di espansione in
funzione di z• Effetti Sistematici? eg.
– Evoluzione– Polvere grigia
• Tests eg. Z =1.7 supernova
Perlm
utte
r et a
l.
Densità della DE
Densità della DM
Assumendo un Universo piatto:
Derivazione Newtoniana
• Per una comprensione fisica• Per la sola materia (ie. p=0), Universo piatto
– 3/a2 (å2 + k) = 8 π G ρ(t)– 1/a2 (2a ä + å2 + k) = -8 π G p(t)
• Considera un osservatore sul bordo di una sfera di raggio X isotropa in espansione
mx’’ = GMm/a2
M=ρ 4/3 π x3
mx’’ = 4 π Gρ x /3
X = ar, X = distanza, r = comovente
ä = 4 π Gρ / (3 a2)Come dalle equazioni diFreidman
Storica evoluzione della DM• Velocità in COMA 1937
• Velocità nel Gruppo Locale 1959
• Curve di rotazione delle galassie 1970s
• Limiti superiori dalla CMB 1980s
DM Barionica• Idrogeno freddo• MACHOs (Massive Compact Halo Objects)
– Buchi Neri– Stelle dense, eg. WD, NS– Grossi pianeti
• Limiti da microlensing– <20% dell’alone della nostra galassia è
composto da MACHOS