c01:p05
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 1.5 L' | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Lo scenario evolutivo sin qui suggerito da un esame delle | ||
+ | evidenze fornite dagli oggetti stellari si salda con | ||
+ | impressionante coerenza ad un parallelo scenario evolutivo fornito | ||
+ | dall' evidenza osservativa del fenomeno di // | ||
+ | galassie (vedi A1.9). L' | ||
+ | espansione porta con semplici argomenti dinamici | ||
+ | tornando indietro nel tempo, un Universo sempre più denso e | ||
+ | più caldo, sino a giungere - circa 10 miliardi di anni or sono - in | ||
+ | prossimità di uno stato in cui densità e temperatura tendono a | ||
+ | divergere. L' | ||
+ | supporta tale ipotesi, talchè oggi è pressochè unanimemente | ||
+ | accettato che l' | ||
+ | nella quale materia e radiazione erano fortemente accoppiate, | ||
+ | raggiungendo valori che in prossimità del tempo zero ([[wp.it> | ||
+ | possono essere seguite sino ad almeno | ||
+ | |||
+ | <m>T approx 10^13 K</m> | ||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | La storia dell' | ||
+ | insieme risulta così la storia della progressiva espansione e raffreddamento di materia e radiazione che componevano tale iniziale //sfera di fuoco//. | ||
+ | |||
+ | |||
+ | Per quanto inaspettato possa apparire, | ||
+ | Alle condizioni estreme di temperature indicate, l' | ||
+ | molto maggiore delle energie di legame dei nuclei. A tali livelli di energia non potevano quindi esistere strutture nucleari, esistendo solo un " | ||
+ | conserva memoria del proprio passato e in questo senso dobbiamo concludere che la storia del presente Universo inizia dal Big-Bang. | ||
+ | |||
+ | E' possibile seguire il destino di questo gas primordiale per scoprire che la composizione della materia uscita dal Big-Bang non poteva contenere elementi più pesanti dell' | ||
+ | |||
+ | A <m>T approx 10^11 K</m> (< | ||
+ | |||
+ | n --> | ||
+ | |||
+ | In tali condizioni ci si attende che il numero di neutroni sia paragonabile a quello dei protoni (vedi A1.10). | ||
+ | A < | ||
+ | |||
+ | n + p --> < | ||
+ | |||
+ | |||
+ | è vanificata dalla immediata fotodisintegrazione del deuterio. A | ||
+ | 10< | ||
+ | di 15 minuti, | ||
+ | diventa stabile - sopravvive una frazione consistente di neutroni | ||
+ | che concorrono con i protoni alla formazione per fusione nucleare | ||
+ | di nuclei di deuterio. Ciò dà inizio ad una serie di reazioni | ||
+ | nucleari particolarmente favorite, quale - ad esempio - quella di | ||
+ | D + D che ha una probabilità 10< | ||
+ | protone-protone, | ||
+ | dell' elio: | ||
+ | |||
+ | |||
+ | n + p --> | ||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | Non è peraltro possibile costruire nuclei più pesanti dell' elio 4 poichè in natura non esistono isotopi stabili con numero di massa 5, e la possibile reazione | ||
+ | |||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | |||
+ | è seguita da un decadimento con vita media 10< | ||
+ | |||
+ | Curiosamente, | ||
+ | precludere ogni possibilità di superare il limite dell' | ||
+ | Non esistono infatti nuclei stabili anche, e solo, per il numero | ||
+ | di massa 8. Ne consegue che per superare il //muro// dell' | ||
+ | non servono nemmeno le possibili reazioni tra i nuclei già | ||
+ | prodotti | ||
+ | |||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | perchè la prima indirettamente e la seconda direttamente portano | ||
+ | alla formazione di [[wp.it> | ||
+ | 10< | ||
+ | |||
+ | |||
+ | < | ||
+ | |||
+ | |||
+ | Furono proprio queste curiose proprietà dei nuclei | ||
+ | sfera di fuoco, doveva essere essenzialmente composta da H ed He, con tracce di D, < | ||
+ | |||
+ | La valutazione delle quantità di elementi prodotti da questa nucleosintesi primordiale dipende criticamente | ||
+ | modello di Big-Bang e, attraverso questo, alle caratteristiche del | ||
+ | passato e presente Universo (vedi Fig. 1.11). Calcoli | ||
+ | dettagliati basati sul //modello standard// del Big-Bang conducono in particolare | ||
+ | cosmologico// | ||
+ | |||
+ | Y< | ||
+ | |||
+ | |||
+ | dove | ||
+ | Y< | ||
+ | ρ< | ||
+ | (vedi A1.11) al di sotto della quale l' | ||
+ | l' | ||
+ | |||
+ | |||
+ | {{c01: | ||
+ | |||
+ | //**Fig. 1.11** La produzione di elementi nel big bang come funzione | ||
+ | della densità di barioni nell' | ||
+ | |||
+ | Poichè | ||
+ | i suoi prodotti agli elementi cosmologici, | ||
+ | l' | ||
+ | Universo | ||
+ | cosmologico. La cosmologia del Big-Bang prevede dunque che | ||
+ | nell' | ||
+ | non trascurabile quantità di elio, la cui minima abbondanza è | ||
+ | fornita dalla relazione precedente. | ||
+ | |||
+ | Le osservazioni confermano | ||
+ | cosmologico, | ||
+ | nell' | ||
+ | valore critico ρ< | ||
+ | valore confortato anche dalle abbondanze cosmologiche degli altri | ||
+ | elementi leggeri e in buon accordo con le stime di densità | ||
+ | ricavabili dalla distribuzione delle galassie. Dovremmo | ||
+ | concludere per un Universo aperto, a meno che non vi sia il | ||
+ | contributo di massa sotto forma non barionica ([[wp.it> | ||
+ | Eventuale massa posseduta dai neutrini od altre particelle, quali | ||
+ | le ipotizzate WIMPS (Weak Interacting Massive Particles) potrebbe | ||
+ | peraltro concorrere a chiudere l' | ||
+ | |||
+ | I recenti risultati del [[http:// | ||
+ | [[http:// | ||
+ | un tale scenario, portando peraltro nuove ed importantissime | ||
+ | informazioni. L' | ||
+ | appare piatto, e la densità critica viene raggiunta grazie al | ||
+ | contributi di un 4% di materia barionica, 23% di materia oscura | ||
+ | non barionica e un ulteriore 73% di [[wp.it> | ||
+ | componente tuttora misteriosa cui talvolta si da anche il nome di | ||
+ | ``Quintessenza'' | ||
+ | e fisica fondamentale debbano essere riguardate come momenti | ||
+ | conoscitivi strettamente correlati nel comune obiettivo di svelare | ||
+ | la storia ed il comportamento dell' | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |
c01/p05.txt · Ultima modifica: 10/05/2023 13:58 da marco