Elementi di Astrofisica Dotti anno

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Gustavo Crippa
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1 Elementi di Astrofisica Dotti anno ottobre 2017

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3 Capitolo 1. Sezione 1 2 / 5 Capitolo 1 Sezione Lezione 1 28 settembre 2016 info di servizio massimo.dotti@mib.infn.it mario.zannoni@mib.infn.it contattarli via mail Testo di riferimento Dan Maoz - Astrophysics in a nutshell Esame scritto, problemi su argomenti trattati. su elearning temi d esame anni scorsi se il voto scritto va bene ok, se si vuole alzare si può fare orale. rischio di abbassare il voto ovviamente Cosmologia Ci si riferisce a come si comporta l universo su grande scala, grandi campioni di galassie. Si interessa di come è fatto ma anche di come evolve. Si suppone che l universo su grande scala sia omogeneo e isotropo. Questo non vuol dire che su qualsiasi scala lo sia. Esempio immagine U2 si potrebbe altrimenti entrare attraverso i muri. Anche su scale astronomiche può permanere non omogeneo e anisotropo. Ad esempio su scale dle sistema solare. La massa del sistema solare infatti è prettamente concetrata nel sole e la densità in punti diversi del sistema solare è diversa. Su scale ancora maggiori c è sempre la stessa storia. su scale galattiche c è più materia all interno delle galassie che nello spazio tra esse. per dare un idea delle scalem una dimensione caratteristica di una galassia è dell ordine di qualche kilo parsec, circa 3000 anniluce. la definizione formale è la distanzatake per cui una sorgente a quella distanza vista d estate o d inverno dista un arcosecondo. magari rivedere il concetto. Su scale ancora più grandi, dell ordine di qualche MPsec, l universo sembra anora

4 Capitolo 1. Sezione 1 3 / 5 non essere omogeneo e isotropo. Qua si vedono i cluster di galassie. quando osseerviamo dimensioni di circa 100 Mpsec si può approssimare omogeneità e isotropia. Specifichiamo: Omogeneo si intende che le proprietà della materia non dipendono dalla posizione. Isotropo vuol dire che non dipendono dalla direzione (e.g. in cui le guardiamo, in cui ci muoviamo ). Esercizio: mostrare una distribuzione che è omogenea ma non isotropa. in realtà omogeneo e isotropo potrebbero dipendere dal sistema di riferimento. Basta che ce ne sia almeno uno in cui valgano le condizioni per poter definire omogeneo e isotropo. Si cerca dunque di creare un modello con l assunzione di omogeneità e isotropia. Uno perchè cosi i conti sono più facili, in più è supportata dalle osservazioni su grande scala. La base che sta dietro al modello cosmologico attuale è la relatività generale. In sostanza si crede che su larga scala la forza che domina è la gravità. Non c è una carica di massa negativa. Si mette più massa e si ha più effetto. Ci si basa anche su alcune osservazioni: Paradosso di Olbers: il cielo notturno è tipicamente buio Legge di Hubble: le cose su grande scala si allontanano da noi La radiazione cosmica di fondo, che ci dice che l universo è stato molto più caldo e denso di ora. Paradosso di Olbers il cielo di notte è scuro. Il signor Diggies nel 1576 notò per primo che l osservazione è apparentemente paradossale, Se assumiamo che l universo sia statico omogeneo e isotropo, a densità costante di stelle in funzione della distanza e se assumiamo una luminosità costante per tutte le stelle (almeno in media), allora la luminosità totale dovrebbe essere infinita. vedere foglio per esercizio una delle assunzioni che abbiamo fatto per costruire il modello dev essere sbagliata. alcune possibilità: le stelle sono oscurate da altre stelle. Vale se l universonon è isotropo nè omogeneo la luce potrebbe essere oscurata dalla polvere di molecole abbastanza grosse che sono visibili con gli strumenti.

5 Capitolo 1. Sezione 1 4 / 5 la densità per la luminosità non è costante l universo è spazialmente finito in modo che l integrale non diverga l universo è finito in tempo tutte le cose oltre un certo orizzonte non si vedono il flusso non va come l inverso del raggio la risposta è combinazione delle 3,4, settembre lezione 2 Legge di Hubble 1929 (predetta da Lemaitre nel 1927) PIù un oggetto è lontano da noi, più si allontana velocemente. Misurare la distanza in sistemi astrofisici non è banale. non si può usare un metro. Misurare le distanze in astrofisica è un disastro perchè sono distanze enormi Spesso si misurano le velocità degli oggetti, questa passa attraverso il redshift. L idea è che se una cosa emette un onda a determinata frequenza la percepiamo a lunghezze d onda maggiori se si allontana, minori se si avvicina. Si punta con il telescopio l oggetto che si vuole studiare e se ne va a studiare lo spettro. se dividiamo la luce nelle diverse frequenze si avrà un grafico continuo e di corpo nero. sopra lo spettro continuo si hanno delle righe di emissione o di assorbimento che sono le transizoni atomiche come nel brehmstralung La difficoltà sta nel capire quale riga è quale. Alcune volte è molto chiaro spesso non lo è Hubble prende una serie di ogetti che per lui erano nebulose, ne prende lo spettroe va a misurare come si muovno rispetto a noi. Stessometodo per le distnze non dice come

6 Capitolo 2. Fonti per testo e immagini; autori; licenze 5 / 5 Capitolo 2 Fonti per testo e immagini; autori; licenze 2.1 Testo Utente:V.e.padulano/Elementi di Astrofisica Dotti anno /Sezione 1/Lezione 1 28 settembre 2016 Fonte: Elementi_di_Astrofisica_Dotti_anno_2016_2017/Sezione_1/Lezione_1_28_settembre_ 2016?oldid=33347 Contributori: V.e.padulano Utente:V.e.padulano/Elementi di Astrofisica Dotti anno /Sezione 1/29 settembre lezione 2 Fonte: Elementi_di_Astrofisica_Dotti_anno_2016_2017/Sezione_1/29_settembre_2016_-_lezione_ 2?oldid=33392 Contributori: V.e.padulano 2.2 Immagini 2.3 Licenza dell opera [Project:Copyright Creative Commons Attribution Share Alike 3.0 & GNU FDL] Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0

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