Dall infinitamente grande all infinitamente piccolo

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1 Dall infinitamente grande all infinitamente piccolo 29/8/2002 Roberto Bedogni Osservatorio Astronomico di Bologna INAF 1

2 Fisica ed Astronomia La Fisica e l Astronomia trattano i fenomeni dell infinitamente piccolo e dell infinitamente grande utilizzando le stesse leggi ma disponendo di metodologie d indagine differenti La Fisica è una scienza SPERIMENTALE che indaga i fenomeni naturali e cerca di scoprirne le leggi fondamentali utilizzando il laboratorio per riprodurli e comprenderli. Una volta nota una Legge Fisica la si utilizza per fare delle previsioni. L Astronomia ha come laboratorio l intero Universo è quindi una scienza OSSERVATIVA. Il suo scopo è quello di interpretare e scoprire nuovi fenomeni fisici su scale, sia di distanza che temporali, maggiori della fisica sperimentale. 2

3 L universalità delle leggi fisiche Le leggi della fisica hanno un valore universale? Non è facile costruire uno schema teorico entro il quale collocare le osservazioni relative a quanto si osserva nell'universo. Esistono non solo difficoltà tecniche, inerenti alla raccolta ed interpretazione dei dati astronomici, ma anche concettuali. Studiando un sistema così grande come l'intero Universo, che si estende nello spazio per migliaia di megaparsec e nel tempo per miliardi di anni, ha senso applicare le leggi della fisica verificate nei laboratori terrestri? La risposta è affermativa: le stesse leggi fisiche valgono e si applicano sia al 3 microcosmo che al macrocosmo!

4 Il criterio di semplicità o rasoio di Occam Data una possibilità di scelta tra due diverse spiegazioni equivalenti di uno stesso fenomeno fisico e bene optare sempre per quella più semplice! E se non c'è possibilità di scelta?? Evitare non solo i voli di fantasia ma di suffragare con la propria opinione ipotesi sempre più complesse Nonostante le difficoltà matematiche, le leggi fisiche sono costrette ad essere semplici per poter essere credibili e facili da utilizzare per fare delle previsioni. 4

5 La meccanica celeste e la gravitazione universale 5

6 La forza elettromagnetica La forza elettromagnetica agisce tra le cariche elettriche ed ha molte analogie con la forza gravitazionale: Ha un raggio di azione infinito e dipende dal prodotto delle cariche elettriche F em ~q 1 q 2 /d 2 Dove q 1 e q 2 sono le cariche elettriche positive o negative mentre d=distanza tra le cariche La differenza fondamentale con la gravità è che due cariche dello stesso segno si respingono mentre due cariche di segno opposto si attraggono Fu il fisico J.C. Maxwell, anche in seguito ai lavori di Ampère e Faraday, che nel 19 esimo secolo definì le leggi che regolavano la fisica dei fenomeni elettromagnetici scrivendo le famose equazioni di Maxwell e legando in modo indissolubile i fenomeni elettrici a quelli magnetici 6

7 La fisica atomica Alla fine del 19 esimo secolo la fisica aveva già gettato le basi della conoscenza di molecole ed atomi ma mancava ancora un modello della struttura atomica. Si sapeva che la forza che teneva attaccati gli elettroni al nucleo atomico era la forza elettromagnetica ma non era chiaro come ne potessero risultare degli atomi stabili. Infatti un elettrone, orbitando attorno al nucleo atomico secondo un orbita simile a quella di un pianeta attorno al Sole, avrebbe perso la sua energia andando a cadere prima o poi sul nucleo atomico. 7

8 La Meccanica Quantistica La Meccanica Quantistica definisce le leggi della Fisica per "oggetti" molto piccoli (grandezza < di 10-8 cm) quali gli atomi, le molecole, le particelle elementari. Si è dimostrata una teoria straordinariamente efficace e sta alla base non solo della fisica atomica e sub-atomica ma anche, ad esempio, della chimica e della biofisica. La Meccanica Quantistica vanta un elevatissimo grado di precisione essendo corretta con un margine di 1/ (1: ) ed è basata sul principio di indeterminazione di Heisenberg dualità onda particella e sulla 8

9 Il mondo macroscopico Nella vita quotidiana non sperimentiamo direttamente il Principio di Indeterminazione in quanto i raggi luminosi, ad esempio, non sono in grado di perturbare la traiettoria dei corpi pesanti. Possiamo quindi misurare contemporaneamente sia la posizione che la velocità di un oggetto macroscopico come, ad esempio, una palla da biliardo. 9

10 Il mondo microscopico Ma nel mondo microscopio questo fatto viene a cadere in quanto nel momento in cui, ad esempio, vogliamo misurare la posizione di un elettrone inviando su di esso un fascio luminoso automaticamente ne perturbiamo la traiettoria rendendo indeterminata la sua velocità! 10

11 Il principio di indeterminazione di Heisenberg In termini matematici si può scrivere come: E t > (1/2) h/ (2π ) dove h =1, gr cm 2 / sec è la costante di Planck E rappresenta l'incertezza sulla misura della energia di una particella t rappresenta l'incertezza sulla misura del tempo di una particella Dal valore estremamente piccolo di questa costante, h, si può facilmente comprendere che l'effetto di tale principio è irrilevante nel mondo "macroscopico" in cui viviamo. La Meccanica Quantistica non è una "teoria deterministica" si basa infatti sul Principio di Indeterminazione enunciato nel 1926 dal fisico austriaco W. Heisenberg. Si tratta di una proprietà fondamentale ed ineliminabile del mondo atomico. Il fatto che non possiamo conoscere contemporaneamente posizione e moto di una particella non deve essere considerata un effetto d'incapacità sperimentale o di una mancanza di risoluzione degli strumenti ma dipende intrinsecamente dalla natura delle cose. 11

12 Il gatto di Schrödinger Se entra come particella (figura A) il fotone viene riflesso NON attraversa il rilevatore ed al gatto non succede niente! Se invece entra come onda (figura B) il fotone attraversa il rilevatore scatta un dispositivo letale ed il gatto muore! Il principio di indeterminazione comporta che : fino a quando si apre la scatola è impossibile sapere lo stato del gatto. È quindi corretto affermare che sino a che non apriamo la scatola (figura C) il gatto non è né vivo né morto! 12

13 Gli strumenti per indagare la struttura della materia L anello di accumulazione del CERN a Ginevra 13

14 Le dimensioni in fisica atomica 14

15 Il Modello Standard delle particelle elementari I fisici hanno elaborato una teoria, chiamata Modello Standard, che vuole descrivere sia la materia che tutte le forze dell'universo (esclusa la gravità). La sua bellezza sta nella capacità di spiegare centinaia di particelle e interazioni complesse con poche particelle e interazioni fondamentali. Particelle mediatrici di forza: ogni tipo di interazione fondamentale agisce "mediante" una particella mediatrice di forza (un esempio è il fotone). Particelle materiali: Il Modello Standard sostiene che la maggior parte delle particelle materiali finora conosciute è composta di particelle più fondamentali, i quark. C'è anche un'altra classe di particelle materiali fondamentali, i leptoni (un esempio è l'elettrone). 15

16 Le forze fondamentali della fisica 16

17 Gli strumenti dell astronomia-i telescopi Il telescopio nazionale Galileo (3.5 m di diametro) posto alle Canarie 17

18 La luce e l informazione astronomica Tutto il sapere dell astronomia osservativa ci proviene dalla luce emessa dai corpi celesti (stelle e galassie) che raggiunge lo specchio dei telescopi e viene da essi elaborata. Le informazioni dipendo : Dallo studio dell intensità luminosa (fotometria) Dallo studio delle componenti alle varie lunghezze d onda della luce (spettroscopia) A parità di intensità luminosa assoluta tanto più risulterà la intensità luminosa apparente quanto più lontana è la sorgente 18

19 La velocità della luce Una ricostruzione della Via Lattea (a sinistra) ed una immagine della galassia di Andromeda (a destra) La luce ha una straordinaria caratteristica la sua velocità è costante ed indipendente dall osservatore. Questo vuol dire che un astronomo misura la velocità della luce in km al secondo sia che si trovi sulla Terra sia che si trovi in un qualsiasi altro punto nell Universo, ad esempio sulla galassia di Andromeda. Ma non solo la sua velocità e costante ma è anche la massima raggiungibile per un qualsiasi fenomeno fisico ed astronomico. Non esistono corpi sia fisici che celesti la cui velocità supera quella della luce! 19

20 Più lontano Più indietro nel tempo Dal momento che la luce impiega un tempo grande ma finito per giungere a noi, più si guarda lontano, come distanza spaziale, più in realtà si esplora l Universo indietro nel tempo. E quindi si ha accesso a regioni dello spazio che, partendo dall istante t=0 del Big Bang, sono giovani. 20

21 Lo spettro elettromagnetico La spettroscopia mostra e misura la luce emessa da diversi elementi (gas o fonti di luce) decomponendola nelle componenti a lunghezze d onda dal blu alla luce rossa. 21

22 Lo spettro di una galassia 22

23 Effetto Doppler L effetto Doppler si ha con tutti i moti ondulatori, sia quelli di propagazione delle onde sonore nell aria che quelli di propagazione delle onde luminose nel vuoto Onde sonore Se siamo fermi ad un passaggio a livello ed un treno viene verso di noi fischiando ascoltiamo un suono che sia fa sempre più acuto in avvicinamento mentre diventa sempre più basso in allontanamento. 23

24 Effetto Doppler-Onde Luminose Nel caso della luce emessa da un corpo celeste 1) se questi si avvicina essa appare, all osservatore terrestre, come più acuta cioè di frequenza più elevata e quindi blu 2) se invece si allontana essa appare di frequenza più bassa più bassa e quindi rossa. Z = λ / λ = V r /c V r = velocità radiale sorgente luminosa c = velocità della luce km/sec λ = differenza tra λ osservata e λ a riposo 24

25 Red-Shift e galassie A sinistra: le immagini delle galassie A destra: gli spettri delle galassie con la riga H e K del calcio che si sposta sistematicamente verso il rosso (lunghezze di onda maggiori) Sotto la riga la velocità di recessione in km/secondo nella ipotesi di una costante di Hubble : H=50 km/sec megaparsec 25

26 La legge di Hubble Le osservazioni spettroscopiche effettuate da E. Hubble mostrarono che le galassie lontane presentano spostamenti sistematici nelle righe spettrali verso il rosso. Lo spostamento verso il rosso è interpretato come effetto Doppler proporzionale alla distanza secondo la relazione : V r = c Z = H 0 d d= distanza della galassia, c= velocità della luce, Z= spostamento verso il rosso, H 0 =costante di Hubble 26

27 La scala delle distanze astronomiche 27

28 Il Gruppo Locale-il giardino di casa della Via Lattea La nostra Galassia (la Via Lattea) fa parte del Gruppo Locale che contiene circa 30 oggetti tra cui: la galassia di Andromeda (M31), la piccola e la grande nube di Magellano, le galassie nel Triangolo (M33) 28

29 Red-shift cosmologico ed effetto Doppler λ 0 = lunghezza d onda a riposo λ e = lunghezza d onda osservata Lo spostamento verso il rosso è interpretato come effetto Doppler : Z = δ λ / λ 0 = (λ e λ 0 ) / λ 0 proporzionale alla distanza della galassia V r = c Z = H 0 d Le Galassie si allontanano dall osservatore con una velocità che aumenta all aumentare della distanza 29

30 L età dell Universo La costante di Hubble H 0 è un indicatore diretto dell età dell Universo. Il calcolo di H 0 richiede misure della distanza delle galassie indipendenti dalla legge di Hubble! V r = c Z = H 0 d L inverso della Costante di Hubble ha le dimensioni di un tempo a cui viene associata l età dell Universo. H 0 (km/sec)/mpc Anno Autore Età in miliardi di anni Hubble 1, Sandage 13, Sandage e Tamman 19, De Vaucouleres 9, Misure HST 14,77 30

31 L espansione dell Universo Alla base della Cosmologia moderna sta il dato osservativo che le galassie si allontanano da noi con una velocità di fuga che è tanto maggiore quanto più sono lontane secondo la legge di Hubble V r = c Z = H 0 d Ma il nostro punto di vista è un punto privilegiato nell Universo?? PRINCIPIO COSMOLOGICO No! Non esiste alcun centro dell espansione e quindi alcun centro dell Universo 31

32 L espansione dell Universo Espansione senza un centro 32

33 Il Paradosso di Olbers e l espansione dell universo Il fatto che l Universo sia in espansione è sufficiente per risolvere il famoso Paradosso di Olbers Già nel 1720 E. Halley aveva notato che se il numero delle stelle fisse fosse infinito l intera superficie del cielo sarebbe luminosa La luminosità del cielo notturno fu anche proposta nel suo famoso paradosso da Olbers nel caso di un Universo infinito e statico. Il fatto che il cielo notturno, evidentemente, non sia luminoso trova la sua naturale 33 spiegazione accettando l espansione dell Universo.

34 Il Principio Cosmologico Il Principio Cosmologico afferma che : l Universo presenta lo stesso aspetto da ovunque lo si guardi. Valgono cioè le ipotesi di Omogeneità ed Isotropia. Omogeneità = da qualsiasi parte si osservi la distribuzione delle galassie nell Universo non si notano in media delle differenze Isotropia = in qualunque direzioni si osservino le galassie non si trova alcuna particolare asimmetria. L Universo, secondo queste ipotesi, si espande SENZA preferire alcun centro 34 o direzione di espansione.

35 Il Principio Cosmologico L universo è una sfera infinita con il centro in ogni dove e la circonferenza in nessun luogo (Pascal) L ammasso di galassie di Coma Ma come è possibile ritenere l Universo isotropo ed omogeneo quando osserviamo intorno a noi le galassie la cui distribuzione è indice di disomogeneità ed anisotropia? Le galassie tendono infatti a raggrupparsi in strutture sempre più complesse dette Ammassi di Galassie fra cui si frappongono regioni ( Vuoti ) in cui non appare materia luminosa? Esiste però un indicatore della omogeneità ed isotropia a grande scala la Radiazione 35 Cosmica di Fondo!

36 La distribuzione delle galassie 36

37 La Radiazione di Fondo L antenna con cui Penzias e Wilson osservarono per primi la radiazione di fondo Nel 1965 Penzias e Wilson dei Bell Laboratories stavano provando un rivelatore alle microonde molto sensibile per lo studio dei disturbi alle comunicazioni radio. Essi si accorsero che il loro strumento raccoglieva sempre una quantità di rumore che non riuscivano ad eliminare. Inoltre questo rumore era sempre uguale in qualunque direzione puntassero l antenna e qualunque giorno dell anno facessero le misure. 37

38 La Radiazione di Fondo-Interpretazione Il fisico G. Gamow Nel frattempo B. Dicke e J. Peebles alla Princeton University sostennero (seguendo un suggerimento di G. Gamow) che l Universo all origine doveva essere molto caldo per cui oggi dovremmo osservare il relitto di quella radiazione primeva. Essi previdero che la temperatura attuale della radiazione doveva essere poco sopra lo zero assoluto a 3 0 Kelvin e che la si doveva osservare alla lunghezza d onda delle microonde. Si trattava proprio del rumore osservato da Penzias e Wilson la cui origine non terrestre era stata nel frattempo accertata. 38

39 La Radiazione di Fondoi dati di COBE Il cielo alle microonde visto dal satellite COBE Nel 1989 è stato lanciato il satellite COBE capace di misurare con estrema precisione la temperatura della radiazione di fondo. Nel 1992 le misure hanno rilevato solo una piccolissima disuniformità di temperatura rispetto alla temperatura di 2,75 0 K di qualche centimillesimo di grado! Le zone più fredde sarebbero anche quelle più dense e quindi potrebbero essere i germi delle galassie primordiali 39

40 La Radiazione di Fondo Il cielo alle microonde visto dal satellite COBE Dall osservazione della Radiazione di fondo possiamo avere: una conferma della teoria del Big Bang caldo una conferma dell espansione dell Universo una verifica del Principio Cosmologico e delle ipotesi di omogeneità ed isotropia una misura della temperatura odierna dell Universo pari a 2,735 0 K 40

41 Il Modello Standard Cosmologico Per costruire un modello cosmologico completo ed autoconsistente è necessario far riferimento alla teoria della Relatività Generale di Einstein. Il modello che ne consegue ha le seguenti caratteristiche: È nato dal Big Bang circa 15 miliardi di anni fa Dopo circa anni la radiazione si disaccoppia dalla materia e si formano le galassie Ha tre possibilità di evoluzione futura definite dalle soluzioni di Friedmann 41

42 Le soluzioni di Friedmann Risolvendo matematicamente le equazioni della relatività generale si ottengono diverse soluzioni. Quelle più interessanti sono quelle note come soluzioni di Friedmann Esse sono in accordo con: il paradosso di Olbers, il principio cosmologico, la presenza della radiazione di fondo e quindi descrivono in modo semplice il Big Bang 42

43 Le soluzioni di Friedmann: geometrie ed evoluzione temporale 43

44 Il Big Bang L abate G. Lemaitre ( ) Già nel 1926 era stato previsto dal cosmologo Lemaitre, su basi puramente teoriche, un Universo con una singolarità iniziale. Per giustificare questa ipotesi Lemaitre suppose che l Universo avesse avuto origine da un immane esplosione a cui venne assegnato, da J.A. Wheeler negli anni `60, il nome di Big Bang Il Big Bang prevede la immediata verifica 1) della legge di Hubble 2) del Principio Cosmologico 3) della formazione degli elementi leggeri. 44

45 L origine dell Universo L Universo ha avuto origine da uno stato ad elevata densità e temperatura pari a K e corrispondente ad una energia di Gev (gigaelettron volt). Nella elaborazione della teoria del Big Bang sono fondamentali sia la fisica delle particelle che la teoria gravitazionale. La fisica moderna è in grado di fornire un base teorica ai modelli di Big Bang sino a tempi ~ secondi (il tempo di Planck ). 45

46 Il Modello Inflazionario : perché? Il fisico americano A. Guth Quali sono le motivazioni per cui sì è introdotto il Modello Inflazionario nel Modello Standard di Universo? Il problema dell orizzonte Il problema della piattezza dell Universo L asimmetria tra materia ed antimateria La formazione delle protogalassie Il Modello Inflazionario, proposto da A. Guth, cerca di dare una risposta a questi quesiti. 46

47 La gravità quantistica prima dell origine dello spazio e del tempo La meccanica quantistica, nel caso della gravità non si può più trascurare per fenomeni fisici che avvengono alle seguenti scale: L planck =(h G/c 3 ) 1/2 =1, cm (distanza) T planck =(h G/c 5 ) 1/2 =5, sec (tempo) M planck =(h c/g) 1/2 =2, gr (massa) Le costanti fisiche sono : h=h/2π=1, gr cm 2 /sec c=2, cm /sec G=6, cm 3 /(gr sec 2 ) Queste condizioni si sono verificate nella singolarità del Big Bang. Per cui per poter descrivere in modo corretto e completo la fisica del Big Bang è necessari utilizzare la gravità quantistica! 47

48 Piattezza ed orizzonte dell Universo Prima dell inflazione le parti dell Universo erano così vicine da poter comunicare tra di loro. Solo in seguito, causa la espansione inflazionaria, si sono allontanante senza più essere comunicanti! In questo modo si risolve il problema dell orizzonte. Inoltre l inflazione le diluisce in uno spazio-tempo enormemente grande per cui lo spazio-tempo locale viene ad essere piatto ed il valore del parametro di densità (in accordo con le teorie sulla materia oscura nonbarionica) per cui risulta Ω= 1 E viene risolto anche il problema della piattezza 48

49 Il disaccoppiamento radiazione materia Il cielo alle microonde visto dal satellite COBE Per tempi ~ anni La materia di disaccoppia dalla radiazione lasciando un fondo di radiazione che ancor oggi si osserva ad una temperatura di 2,75 0 gradi Kelvin. È la radiazione di fondo rivelata da Penzias e Wilson e dal satellite COBE. 49

50 L Universo accessibile alle osservazioni Il cielo alle microonde visto dal satellite COBE 50

51 La formazione delle protogalassie Per tempi anni < t < 1 miliardo di anni La materia può incominciare ad agglomerarsi ed a formare le protogalassie. 51

52 La formazione delle galassie e delle stelle Per tempi 1 miliardo di anni < t sino ad oggi Si formano i primi ammassi globulari ed i nuclei delle galassie. Le galassie a spirale si appiattiscono ed assumono la forma attuale. Le stelle di prima generazione completano il loro ciclo di bruciamento e restituiscono al mezzo interstellare il loro materiale ricco di elementi pesanti. 52

53 Il Principio Antropico Già nel 1970 l astrofisico McCrea osservò che abbiamo, evidentemente, un solo Universo da studiare: quello in cui viviamo! Non possiamo uscire da esso ed osservare altri Universi per cercare di comprendere se si sono evoluti come il nostro e quindi non possiamo nemmeno escludere che le proprietà mostrate nel nostro Universo siano dovute al caso. Il Principio Antropico porta ad affermare che: si possono formare solo quei tipi di Universo in cui è presente la vita così come noi la conosciamo 53

54 La costante cosmologica Nel 1917 Einstein introdusse nelle equazioni di campo della Relatività Generale la costante cosmologica che, simulando un campo di forze repulsivo rispetto alla gravità, permetteva la introduzione dei modelli cosmologici statici. Dopo la scoperta di Hubble dell espansione dell Universo la costante cosmologica Λ venne abbandonata da Einstein stesso. Se c è un mondo quasi-statico allora togliamo di mezzo il termine cosmologico così scriveva Einstein a Weil nel

55 La costante cosmologica e le straordinarie proprietà del vuoto Nei modelli della Relatività Generale la sorgente delle forze gravitazionali è l energia; la materia è semplicemente una forma di energia. La costante cosmologica Λ è un termine distinto! Cosa può rappresentare?? La forza repulsiva generata dalla costante cosmologica, opposta a quella attrattiva della gravità, si esercita anche in assenza di materia e radiazione. Pertanto la sua sorgente deve essere un energia che risiede nello spazio vuoto! Negli anni 30 non si riusciva a dare un significato fisico a questa forma di energia per cui ben volentieri la si abbandonò. 55

56 L energia del vuoto e le particelle elementari L effetto Casimir riguarda la creazione di coppie virtuali di particelle nel vuoto tra due placche di metallo elettricamente scariche P. Dirac e, più tardi R. Feymann, J, Swinger e S. Tomonaga dimostrarono che lo spazio vuoto è più complesso di quanto non si fosse immaginato. Le particelle elementari possono apparire spontaneamente dal nulla e scomparire di nuovo se esistono per un tempo cosi` breve che non le si può misurare. Le particelle invisibili sono ammesse dal Principio di Indeterminazione di Heisenberg. Le teorie delle particelle virtuali si accorda con gli esperimenti di laboratorio fino alla nona cifra decimale. Quindi che piaccia o no lo spazio vuoto non è veramente vuoto! 56

57 L energia del vuoto e l evoluzione dell Universo Se le particelle virtuali possono cambiare le proprietà degli atomi possono anche influire sull espansione dell Universo? Nel 1967 l astrofisico russo J. Zel dovich dimostrò che l energia delle particelle virtuali dovrebbe agire esattamente come l energia associata ad una costante cosmologica. 57

58 Il valore di Λ L energia associata alla costante cosmologica Λ calcolata su basi puramente teoriche dovrebbe essere enorme e l espansione dell Universo così straordinariamente efficiente da risultare a noi visibile nella nostra vita quotidiana. Infatti quando si sommano tutti gli effetti l energia totale risulta infinita. Anche trascurando gli effetti quantistici minori di una certa lunghezza d onda l energia del vuoto calcolata è circa 120 ordini di grandezza maggiore dell energia contenuta in tutta la materia dell Universo. Dal momento che così non è cosa fa assumere a Λ un valore piccolo?? Ancora non si è capito perché il valore di Λ è confinato ad un valore cosi piccolo! 58

59 La costante cosmologica e supernovae di Tipo Ia Nel 1997 le osservazioni effettuate da astronomi dell'eso presso i telescopi di La Silla hanno mostrato che l'universo potrebbe avere un'espansione accelerata. Questo fatto può essere interpretato proprio alla luce dell'esistenza di un valore diverso da zero della Costante Cosmologica Λ Le supernovae di tipo I sono degli ottimi indicatori di distanza in quanto raggiungono al loro massimo di luminosità tutte la stessa magnitudine assoluta. 59

60 L osservazione delle supernovae di Tipo Ia Le misure relative alle supernovae di tipo I effettuate con HST indicano una leggera ma significativa deviazione dal modello di universo piatto (cioè un accelerazione) forse a causa della Costante Cosmologica. Per conservare, nonostante tutto, la geometria piatta è necessario supporre più materia oscura di quanto appaia! 60

61 Le Supernovae di tipo I 1997ap Cerro Tololo Telescopio di 4 metri febbrario 1997 Cerro Tololo Telescopio di 4 metri marzo 1997 HST Aprile-maggio

62 L evoluzione temporale sulla Terra Per meglio renderci conto del peso relativo delle varie tappe della vita della Terra può essere utile il seguente schema in cui il Sistema Solare è assunto avere un anno di vita. 1. La Terra si forma il primo gennaio. 2. Le prime forme di vita acquatiche vengono alla luce alla fine di maggio. 3. Piante ed animali compaiono alla fine di novembre. 4. Il 25 dicembre si estinguono i dinosauri (evento accaduto in realtà 65 milioni di anni fa). 5. L homo sapiens appare alle ore 23 h del 31 dicembre. 6. L impero romano dure dalle ore 23 h alle ore 23 h La scoperta dell America avviene alle 23 h

63 I tempi al confine del tempo Big Bang, t=0! Oggi ~ 15 miliardi di anni = anni Morte del Sole ~ anni Temperatura di Gibbons-Hawking (limite alla temperatura minima dovuta alla Costante Cosmologica) ~ anni Le galassie dell ammasso locale diventano invisibili Cessa la formazione di stelle ~ anni I pianeti di allontanano dalle stelle ~ anni I Buchi Neri consumano le galassie ~ anni Si esaurisce il combustibile galattico ~ anni L effetto tunnel quantistico liquefa la materia Elettroni e positroni si legano in nuove forme di materia Espansione dei Buchi Neri galattici ~ anni ~ anni ~ anni ~ anni 63

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65 Dall infinitamente grande all infinitamente piccolo La Sintesi Cosmologica La presentazione è terminata Roberto Bedogni Osservatorio Astronomico di Bologna INAF 65