IL
PARADOSSO DI OLBERS. La più semplice osservazione
cosmologica può essere che il cielo è scuro di notte. Questo
fatto è stato prima notato da J. Kepler nel 1610 e usato come
evidenza di un universo finito. Quando l'idea di uno spazio
infinito riempito di stelle come il Sole si è diffusa come
conseguenza della Rivoluzione Copernicana la questione delle
notti scure rimase come un problema. Nel 18-esimo e nel
19-esimo secolo E.Halley, L de Chéseaux e H. Olbers lo
considerarono nei loro scritti. E questo problema divenne noto
come il paradosso di Olbers. Il paradosso è il seguente: non
importa in quale direzione si guarda ma la linea di vista deve
incontrare la superficie di una stella. Poichè la brillanza
superficiale non dipende dalla distanza ogni punto nel cielo
deve apparire brillante come la superficie del Sole. E questo
chiaramente non è vero. La spiegazione moderna del paradosso è
che le stelle esistono solo per un tempo finito cosi che la
luce dalle stelle molto distanti può non raggiungerci.
Piuttosto che provare che l'universo è finito nello spazio, il
paradosso di Olbers ha mostrato che ha un'età finita.
LO SPAZIO EXTRAGALATTICO. Nel 1923 E.Hubble
ha mostrato che la galassia di Andromeda M31 era fuori della
Via Lattea risolvendo così la vecchia controversia che
riguardava la relazione tra le nebulose e la Via Lattea. Le
numerose galassie viste nelle fotografie formano uno spazio
extragalattico di gran lunga più grande della Via Lattea. È
importante per la cosmologia che la distribuzione e il moto
delle componenti di base dello spazio extragalattico, le
galassie e gli ammassi di galassie, siano le stesse in ogni
luogo come nella nostra parte dell'Universo. Le galassie in
genere si trovano in vari sistemi che spazzano da piccoli
gruppi di ammassi di galassie e anche superammassi molto
grandi. Le più grandi strutture osservate hanno dimensioni di
circa 100 MPc. Loro sono significatamente più piccole del
volume dello spazio (poche centinaia di MPs) che coprono. Un
modo per studiare l'omogeneità a grande scala della
distribuzione delle galassie è di contare il numero di galassie
più brillanti di una certa magnitudine limite m. Si può
dimostrare che se le galassie sono distribuite uniformemente
nello spazio questo numero deve essere proporzionale a
100.6m . Per esempio il conteggio delle galassie
fatte da Hubble nel 1934 che includeva 44000 galassie era
consistente con una distribuzione delle galassie indipendente
dalla posizione (omogeneità) e direzione (isotropia). Hubble
non trovò alcuna limite dell'Universo, nè ne trovò in conteggi
successivi di galassie. Simili conteggi sono stati fatti anche
per le sorgenti radio extragalattiche. Questi conteggi
principalmente coinvolgono radio galassie molto lontane e
quasars. I risultati sembrano indicare che le sorgenti radio
sono o più brillanti o meno comuni nelle epoche precedenti che
al presente. Questo costituisce una prova a favore di un
universo che si evolve e si espande. In generale la semplice
relazione geometrica tra brillanza e conteggio vale solo per
oggetti che sono uniformemente distribuiti nello spazio.
Disomogeità locali causeranno scostamento dalla relazione
aspettata. Per sorgenti più distanti la geometria dell'universo
e la sua evoluzione cosmica cambieranno sulla base del
comportamento 100.6m.
LA LEGGE DI HUBBLE. Nel 1920 Hubble scoprì
che le linee spettrali delle galassie erano spostate
verso il rosso (redshift) di una quantità
proporzionale alla loro distanza. Se il redshift è dato
dall'effetto Doppler questo significa che le galassie si
muovono allontanadosi una dall'altra con velocità proporzionale
alla loro separazione, ciò signidìfica che l'Universo si sta
espandendo nel suo insieme.
In termini dello
redshift, la costante di Hubble può essere
scritta come dove c è la velocità della luce, H è la costante di
Hubble e r è la distanza della galassia. Per piccole velocità
(v≪c) lo redshift diventa
e si ottiene
che è la forma più comunemente usata della legge di
Hubble.
Per un insieme di "candele standard"
osservate ovvero di galassie la cui magnitudine assoluta è
vicina ad un certo valore medio M0, la legge di
Hubble fornisce una relazione lineare tra la magnitudine
apparente m e il logaritmo dello redshift ( log(z)). Questo
perchè una galassia a distanza r ha una magnitudine apparente
e la Legge di Hubble diventa:
dove
la costante C dipende da H e da M0. Opportune
candele standard sono le galassie brillanti negli ammassi e le
galassie di tipo Sc di classi di luminosità conosciute.
Se l'Universo si sta espandendo, le galassie erano una volta
più vicine tra loro. Se il tasso di espansione non è variato,
l'inverso della costante di Hubble T= H-1 ci
fornisce l'età dell'Universo. Se invece l'espansione
gradualmente rallenta, l'inverso della costante di Hubble
rappresenta un limite superiore all'età dell'Universo. In
accordo con le presenti stime si ha che 60 kms-1
Mpc-1 < H < 80 kms-1
Mpc-1 cui corrisponde un'età dell'Universo tra 11
miliardi di anni e 17 miliardi di anni. Le correnti indicazioni
sono che il tasso di espansione dell'Universo al momento è
accelerato. In questo caso l'età dell'Universo può essere
ancora più grande. Tuttavia H-1 fornisce ancora una
stima dell'età dell'Universo.
Un motivo della difficoltà di determinare il valore della
costante di Hubble è l'incertezza delle distanze
extragalattiche. Un secondo problema è che i valori misurati
delle velociotà v, corretti per tenere conto del moto del Sole
entro il Gruppo Locale, contengono una componente significativa
dovuta al moto peculiare delle galassie. Queste veloctà
peculiari sono causate da concentrazioni di massa locali come
gruppi e ammassi di galassie. È possibile che il Gruppo Locale
abbia una velocità significativa verso il centro del
Superammasso Locale (l'ammasso dedlla Vergine). Poichè
l'Ammasso della Vergine è spesso usato per determinare il
valore di H, trascurare questa velocità peculiare conduce a
grandi errori nella stima di H. Il valore della velocità
peculiare non è ancora ben conosciuto ma è probabilmente
intorno a 250 km/s.
ll più ambizioso progetto recente per determinare H usa il
telescopio spaziale Hubble allo scopo di misurare le distanze
delle cefeidi di un insieme di galassie vicine. Queste distanze
sonon allora usate per calibrare altri indicatori di distanza,
come la relazione di Tully-Fishern e la supernova di tipo I. Il
risultato finale è stato che H= (72 ± 8) kms-1
Mpc-1. La più grande sorgente di errore in questo
risultato è la distanza della Grande Nube di Magellano usata
per calibrare la luminosità delle cefeidi.
La forma della legge di Hubble potrebbe dare l'impressione
che la Via Lattea è al centro dell'espansione dell'Universo in
apparente contraddizione con il Principio Copenicano. Si è
dimostrato che la stessa legge di Hubble è valida da ogni punto
in un Universo che si espande in modo regolare. Non vi è un
particolare centro di espansione.
LA RADIAZIONE COSMICA DI FONDO. La più
importante scoperta cosmologica dopo la Legge di Hubble è stata
fatta nel 1965. In quell'anno A. Pernzias e R. Wilson
scoprirono che vie è una radiazione universale alle microonde,
con uno spettro che corrisponde a quello della radiazione di
corpo nero alla temperatura di circa 3 K. Per questa scoperta
hanno ricevuto il premio Nobel nel 1979. L'esistenza della
radiazione termica di fondo cosmica era stata predetta nel 1940
da G. Gamow che è stato uno che per primo ha studiato la fase
iniziale dell'espansione dell'Universo. Secondo Gamow
l'Universo a quel tempo era pieno di una radiazione
estremamente calda. Quando ha cominciato ad espandersi la
radiazione si è raffreddata fino al presente in cui la
temperatura è di pochi gradi. Dopo la scoperta di Penzias e
Wilson la radiazione cosmica di fondo è stata studiata alle
lunghezze d'onda da 50 cm e 0.5 cm. La prima misura precisa è
stata fatta dal satellite COBE (Cosmic Back Ground Explorer)
che ha mostrato che corrisponde bene allo spettro di Planck
alla temperatura di 2.725±0.002 K. Più recentemente il
satellite WMAP ha mappato in grande dettaglio la radiazione di
microonde termica di fondo (CMB, Cosmic Microwave
Background)
L'esistenza della CMB dà un forte sostegno all'iportesi che
l'Universo era estremamente caldo nei suoi momenti iniziali. Il
fondo è quasi isotropico, e ciò supporta il modello omogeneo
dell'Universo. I satelliti COBE e WMAP hanno anche rilevato una
variazione di temperatura di 6·10-6 K della ampiezza
relativa del temperatura di fondo. Queste fluttuazioni sono
state interpretate come un redshift gravitazionale del fondo
prodotto dalle concentrazioni di massa che avrebbero dato
origine alla struttura osservata dell'Universo. Vi sono anche
tracce dirette di irregolarità iniziali del big-bang che
forniscono importanti vincoli alla formazione delle galasie.
Forse anche più importante, l'ampiezza delle fluttuazioni a
diverse scale angolari ci ha fornito dei vincoli cruciali sul
modello cosmologico.
L'ISOTROPIA DELLA MATERIA E DELLA
RADIAZIONE. Oltre la CMB parecchi altri fenomeni
confermano l'isotropia dell'Universo. La distribuzione delle
sorgenti radio, il fondo a raggi-X e le deboli distanti
galassie come anche la costante di Hubble, sono tutte
isotropiche. L'osservata isotropia è anche evidenza che
l'Universo è omogeneo perchè una disomogeineità a larga scala
può essere vista come un'anisotropia.
L'ETÀ DELL'UNIVERSO. Stime dell'età della
Terra, del Sole e degli ammassi di stelle sono osservazioni
cosmologiche importanti che non dipendono dallo specifico
modello cosmologico. Dal decadimento degli isotopi radioattivi
l'età della Terra è stata stimata di 4.6 miliardi di anni.
L'età del Sole si pensa che sia leggermente più grande. Le età
delle stelle più vecchie negli ammassi di stella della Via
Lattea sono vecchi circa 10-15 miliardi di anni.
I valori ottenuti forniscono un limite inferiore all'età
dell'Universo. In un universo in espansione, l'inverso della
costante di Hubble dà un'altra stima dell'età. È un fatto
notevole che le età degli oggetti cosmici determinate
direttamente sono molto vicine alle età dedotte dalla costante
di Hubble. Questa è la più forte evidenza che la legge di
Hubble realmente dimostra l'espansione dell'Universo. È anche
mostrato che gli ammassi di stelle più vecchie si sono formate
molto presto nella storia dell'Uiniverso.
L'ABBONDANZA RELATIVA DI ELIO. Una teoria
cosmologica dovrebbe anche fornire un accettabile rendiconto
dell'origine e dell'abbondanza degli elementi chimici. Anche
l'abbondanza delle particelle elementari e la mancanza di
antimateria sono problemi cosmologici che si è iniziato a
investigare nel contesto delle teorie del primo Universo. Le
osservazioni mostrano che gli oggetti più vecchi contengono
circa il 25% di massa di elio, il più abbondante degli elementi
dopo l'idrogeno. L'ammontare di elio prodotto è sensibile alla
temperatura dell'Universo., che è legata alla radiazione
cosmica di fondo. I calcoli fatti per il modello standard
dell'Universo in espansione (il modello di Friedmann) conducono
a un'abbondanza di elio che corrisponde con quella osserrvata.
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