domenica 14 ottobre 2007
Scenari cosmologici
L'Universo prima della ricombinazione è costituito da un plasma di materia ionizzata, essenzialmenteelettroni e protoni, e anche di radiazione, accoppiate tra loro da scattering Compton. Abbiamo visto neipost precedenti che oltre alle pertirbazioni vorticose, esistono anche quelle adiabatiche e quelle entropiche, dipendenti e indipendenti dal tempo, rispettivamente. Questa distinzione resta pari pari anche in un Universo in espansionenel periodo della ricombinazione. Una perturbazione che lascia invariata l'entropia è costituita da perturbazioni in ambo lecomponenti, materia e radiazione. Una perturbazione entropica ( o isoterma) è costituita dalla sola perturbazione nella componente di materia, nulla invece quella radiativa (motivo per il quale viene anche detta isoterma). Se ammettiamo che l'ampiezza delle perturbazionicali al crescere della loro massa, le prime perturbazioni a raggiungere la fase di crescita non lineare hanno una massa dell'ordine di un ammassodi galassie, mentre le galassie si formerebbero per via di successivi processi di frammentazioni su scale più piccole. Questo è lo scenarioadiabatico che pare spiegare in maniera molto naturale l'origine di strutture reticolari tra galassie e gruppi di galassie, e i grandi vuoti.Nello scenario isotermo invece, le perturbazioni restano congelate fino alla ricombinazione, diventando instabili dopo. Anche qui, se supponiamo chel'ampiezza delle perturbazioni cali al crescere della massa, le prime perturbazioni che vanno a condensarsi sono quelle dell'ordine di dieci alla sei masse solari.Queste porteranno poi instabilità gravitazionale su scale più grandi. Questi due scenari, o meglio, i loro problemi e le loro difficoltà di coerenza con l'osservazione,portarono alla creazioni di due nuovi tipi di scenari che sono essenzialmente un progresso di quelli vecchi. Una volta accettata l'idea dell'esistenza della dark matter,costituita di particelle non collisionali, si pensò che probabilmente anch'essa in passata abbia fatto sentire le sue ragioni.
Iscriviti a:
Commenti sul post (Atom)
8 commenti:
ben tornato bello
Grazie Giulio. Tu che fai di bello?
studio, fin troppo. Quest'anno è matura e non vorrei bestemmiare ma analisi mi sta cominicando a piacere
Bella l'analisi. Più bella ancora l'analisi in più variabili.
so devo ammettere che risolvere gli esercizi è simpatico, devi rifletterci sopra, non so meccanici..
Dacci dentro Giulio.
Comunque, Ema, per commentare il tuo post, devo dire che è tutto giusto ma mancano un po' di cose. Magari hai intenzione di scriverle in un altro post, non so. Tipo ad esempio che lo scenario isotermo era sostenuto dagli americani, capeggiati da Peebles, e quello adiabatico dai russi, in testa Zel'dovich. Il dibattito tra queste due idee opposte è stato uno dei più animati della Fisica del Novecento. La famosa "approssimazione di Zel'dovich", che è un approggio lagrangiano valido in buona approssimazione anche per regimi fortemente non-lineari, è stato introdotto apposta per analizzare lo scenario "top-down". Tutto questo negli anni '70. Una decina di anni dopo è sorto il dilemma hot-DM VS. cold-DM, in cui i russi sostenevano la prima e gli americani la seconda: infatti il modello di materia oscura calda a causa delle enormi lunghezze di free streaming cancellavano le perturbazioni piccole tenendo per prime quelle della massa degli ammassi di galassie, e quindi erano consistenti con lo scenario adiabatico "top-down"; viceversa il modello CDM era consistente con lo scenario "bottom-up", ovvero quello del clustering gerarchico. Tra l'altro, una cosa che vale la pena di notare è il modello SCDM (\Omega_{m}=0.5 invece che 1, e h=0.5) è stato introdotto da Peebles ancora prima dei dati di COBE, solamente per spiegare contemporaneamente la quasi perfetta isotropia del CMB e la formazione delle galassie a z circa 6-7. Semplicemente per questo, e non per altro, come spesso ho letto o sentito dire. Quando COBE ha dato i primi risultati la comunità scientifica è rimasta sconvolta: \Omega_m era ancora minore di 0.5, nonostante l'ipotesi di Peebles fosse già di per sé poco accettabile (in quanto ammettere che \Omega_m non fosse 1 andava contro il modello di inflazione e mille altre osservazioni). Tuttavia, Peebles aveva quasi ragione, infatti quando hanno visto l'accelerazione dell'espansione dell'universo tramite i diagrammi di Hubble delle SNeIa, tutto il quadro si è chiarito, sommando il contributo dell'energia oscura \Omega_{tot} risultava 1 e (quasi) tutto tornava. Gli scenari sostenuti dai russi sono così definitivamente tramontati, portandosi a fondo anche il modello HDM ad essi correlato. COBE inoltre ha dato la possibilità di calcolare la normalizzazione dello spettro di potenza (il famoso \sigma_8 = 0.9): con questo risultato, applicato al solido modello \LambdaCDM, le simulazioni numeriche hanno cominciato a dare i primi veri risultati: il profilo NFW infatti è apparso sulla scena subito dopo l'introduzione del modello \LambdaCDM.
[Ma quant'è bella la cosmologia... Potrei mettermi anch'io a fare post divulgativi! :)]
Che poi ci sarebbe da dire un'altra cosa. A volte a Fisica a Trieste mi chiedono perché i cosmologi dicono che lo scenario corretto è quello bottom-up (clustering gerarchico) e invece i galattici dicono che lo scenario corretto è quello top-down. Se il modello CDM ha strabattuto quello HDM, perché c'è ancora gente che va avanti a dire che le galassie hanno subito collasso monolitico? E io rispondo: Ma zio billy, la materia oscura collassa in un modo, mentre il gas, che è barionico e collisionale, collasserà in un altro modo, no? Il fatto è questo. Le perturbazioni barioniche sono congelate fino alla ricombinazione (o al disaccoppiamento, come preferite) perché prima sono accoppiate con la radiazione che essendo "ultrarelativistica" cancella ogni fonte di squilibrio per via del loro cammino libero medio. Questo fenomeno è noto sotto il nome di "Silk damping". Quindi noi vediamo una CMB tutta bella precisa e i barioni non collassano. La materia oscura invece, che non è accoppiata con la radiazione, non risente di questo fenomeno, e le perturbazioni non-barioniche iniziano a crescere ben prima della ricombinazione: più precisamente, dall'equivalenza. Prima dell'equivalenza, la radiazione domina l'universo e la "pressione" che ne deriva (è un termine inappropriato, ma l'analogia è buona) fa sì che l'universo cresca tanto velocemente quanto le perturbazioni di densità, facendo in modo che queste non arrivino mai ad aumentare. Questo effetto è sostanzialmente la stagnazione. Quindi, quando le perturbazioni barioniche iniziano a crescere dopo il disaccoppiamento, si trovano in buche di potenziale DM già formate a causa del fatto che le perturbazioni non-barioniche hanno già iniziato a crescere dall'equivalenza. Se non ci fossero queste buche di potenziale, collasserebbero inizialmente le perturbazioni di circa 10^5 M_sun (a causa della piccola lunghezza di free streaming), cioè i globular cluster, che infatti sono gli oggetti collassati più vecchi che si conoscono. Effettivamente i globular cluster collassano prima che tutto il resto dei barioni cada nelle buche di potenziale DM formando galassie per collasso monolitico (metti 10 sassi in un buco, cadono tutti assieme, no?): e ancora adesso la distribuzione dei GC è sferica attorno al centro galattico, e non invece a disco: perché si sono formati prima del collasso del disco. Le perturbazioni non-barioniche, invece, sono molto più lente, perché fanno collassare inizialmente le 10^15 M_sun, ovvero le masse degli ammassi di galassie, che dunque richiedono tempi molto più lunghi dei collassi monolitici delle singole galassie nelle buche di potenziale delle distribuzioni di materia oscura. Ecco che quindi i cosmologi hanno ragione, e anche i galattici hanno ragione, quindi basta odiarsi, basta farsi guerre, mettete dei fiori nei vostri cannoni.
[Ma quant'è bella la cosmologia: ne parlerei per ore ed ore...]
Posta un commento