Il principio cosmologico e l'espansione dell'universo
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Il principio cosmologico e l'espansione dell'universo

La cosmologia non può non partire da alcuni assunti logici e dalle osservazioni di base ad oggi disponibili: il principio cosmologico, o copernicano esteso, il principio di omogeneità e isotropia e l'espansione dell'universo sono i principi cardine di ogni teoria cosmologica che vuol diventare valida e generale.

I principi di base della cosmologia

Ogni modello di origine ed evoluzione dell'universo deve tener conto di alcuni fattori logici o osservativi essenziali. Tra questi, il principio cosmologico e l'espansione dell'universo stesso assumono un ruolo di mattone essenziale.

La cosmologia ha il compito di rispondere a domande grandi quanto l'universo senza sapere quanto l'universo stesso sia grande e per fare questo occorre partire da degli assunti e poi seguire con le osservazioni. 

Gli assunti principali sui quali sarà necessario fare affidamento riguardano omogeneità e isotropia dell'universo. 

Per il principio di omogeneità, o uniformità, dell'universo, questo si presenta uguale a sé stesso ovunque lo si guardi dal nostro punto di osservazione. Per il principio di isotropia, invece, l'universo appare omogeneo da qualsiasi punto lo si vada a osservare. 

Le osservazioni, invece, ci dicono che l'universo è attualmente in espansione e questo deriva da concetti come redshift e distanze, come vedremo a breve. 

Il 2019 ha visto assegnare il Premio Nobel per la Fisica, oltre che a Michel Mauor e Didier Queloz per la scoperta di 51 Pegasi b, al cosmologo James Peebles, ottantaquattrenne al momento della premiazione. Un riconoscimento a tutta una vita dedicata allo studio cosmologico, con un apporto in grado di rendere una materia del tutto teorica qualcosa di misurabile anche in via sperimentale. Una serie di intuizioni che hanno reso possibile tutto quel che andremo a vedere nel corso di questa area, dalla radiazione cosmica di fondo alla struttura a larga scala dell'universo.

I premi Nobel per la Fisica nel 2019

Ultimo aggiornamento del: 08/10/2019 19:43:53

Il principio di omogeneità e isotropia

Secondo il Principio Copernicano esteso, ogni bit dell'universo è uguale agli altri: il nostro luogo non è speciale, il nostro tempo non è speciale ma vedremo come "questo luogo e questo tempo", presi insieme, possano essere speciali in qualche modo. Nella storia l'uomo ha sempre creduto di occupare un ruolo centrale nell'universo conosciuto ma man mano che le scoperte si sono susseguite questo luogo è diventato sempre meno speciale. Così, se prima la Terra era il centro dell'Universo, poi lo è diventato il Sistema Solare . Poi la Via Lattea . Poi neanche più questa.

Eppure se ci guardiamo intorno possiamo pensare che tutta questa omogeneità, tale da renderci "medi" e non speciali, non esista: il cielo ci appare diverso, la Via Lattea solca la sfera celeste in una direzione e non è uniforme quindi ci sono zone essenzialmente diverse dalle altre. A scala maggiore, le stelle appaiono raggruppate in galassie e le galassie in ammassi di galassie e queste strutture non sono disposte uniformemente nel cielo, quindi neanche a questa scala possiamo parlare di un universo omogeneo. Per i superammassi può essere fatto lo stesso discorso: grandi masse lasciano il posto a enormi vuoti con diverse distribuzioni di massa quindi anche a questa scala l'universo ci appare disomogeneo.

Una delle mappe più grandi che gli scienziati hanno mai avuto è la 2dF Quasar Redshift Survey, ottenuta misurando la distanza di circa duecentomila galassie attive: ciascun punto blu-viola è una galassia ed è possibile osservare un pattern abbastanza miscelato.

La mappa elaborata dalla 2dF Quasar Redshift Survey
La mappa elaborata dalla 2dF Quasar Redshift Survey

I superammassi non si aggregano in iperammassi o sinonimi e a questa scala, pari a circa 1.5 miliardi di anni luce, l'universo inizia ad apparire omogeneo. Ci sono raggruppamenti che possono raggiungere i cento milioni di anni luce di dimensione ma ce ne sono tantissimi e tutti uguali, non allineati a formare strutture maggiori. Se prendiamo una survey di quasar possiamo arrivare anche più distanti, fino a più di 10 miliardi di anni luce di distanza, ed accorgerci di come il pattern appaia veramente totalmente uniforme, una sorta di rete cosmica, una spugna. Il fatto che la rete vada a divenire più debole verso i bordi è legato al fatto che si tratta di oggetti distantissimi che non riusciamo a vedere con gli attuali strumenti. 

La cosa particolare è legata, invece, al fatto che dove ci troviamo noi sembrano essere assenti i quasar: tantissimi quasar a 12 o 13 miliardi di anni luce, ovunque, uniformi, ma totale assenza nel nostro universo locale, come a voler dire che qualcosa di speciale il nostro posto lo stia sperimentando. I quasar ci evitano, oppure - più probabilmente - si tratta di un effetto legato al tempo poiché andando a guardare oggetti molto distanti non li stiamo guardando come sono ora, ma come erano quando la radiazione si è separata da loro. Se vediamo un quasar a 10 miliardi di anni luce di distanza, stiamo vedendo la radiazione partita 10 miliardi di anni fa e quindi vediamo il quasar così come era a quel tempo, non oggi. Prima di allora si era troppo a ridosso del Big Bang per poter pensare all'esistenza dei quasar, e di vederli, ma possiamo renderci conto dalla mappa di come sia esistita una sorta di "era dei quasar" in cui questi oggetti erano particolarmente attivi. Era che, recentemente, si è acquietata in seguito al venir meno di materiale a disposizione dei buchi neri centrali.

Questo "vuoto di quasar" lo vedremmo da qualsiasi punto nell'universo, oggi, visto che ci arriverebbe sempre la luce dei quasar più remoti mentre intorno a noi, in un tempo più recente, i buchi neri risulterebbero comunque non attivi. Sembra, quindi, di vivere in un tempo speciale ma non in un luogo speciale visto che probabilmente in ciascun punto vedremmo le stesse identiche cose, legate al tempo.

Non occupiamo il centro dell'universo ma il nostro centro è il così detto "nowwhere": ora e qui.

L'universo, sotto queste condizioni, ci appare omogeneo e uniforme a scala minima di un miliardo e mezzo di anni luce.

Ultimo aggiornamento del: 10/02/2019 20:55:11

L'espansione dell'universo e la Costante di Hubble

Una delle conquiste più grandi della cosmologia è stata frutto del lavoro di più scienziati in diversi tempi: dalle Cefeidi al redshift delle galassie, da Shapley alla Leavitt fino a Hubble passando per Lemaitre

Provenendo da un universo del tutto stazionario, in linea con la mentalità che vedeva la necessità di un universo perfetto e statico, il passaggio a un universo in espansione non è stato affatto semplice tanto da indurre lo stesso Einstein, a valle delle proprie equazioni di campo, a introdurre una costante cosmologica in grado di mantere l'universo in un immobile equilibrio. Costante che poi fu eliminata alla luce di un universo in espansione e infine introdotta di nuovo per imprimere accelerazione all'espansione stessa.

L'universo stazionario

La Teoria Stazionaria dell'Universo è ad oggi riportata soltanto per completezza storica, dal momento che la sua validità è crollata alla luce delle evidenze di un universo in espansione. La teoria uniformista, alla quale la teoria stazionaria è riconducibile, non ammette tagli netti con il passato: tutto è come era e tutto sarà come è adesso. Ciò che cambia, lo fa in ere molto lunghe e dovutamente a fenomeni lentissimi e costanti. Sappiamo oggi, tuttavia, che gli attuali aspetti sono dovuti essenzialmente ad eventi particolari, spesso catastrofici. Basti pensare, semplicemente, ai crateri, dovuti ad eventi straordinari come impatti da meteoriti e non a progressive evoluzioni. La Teoria Stazionaria dell'universo è una teoria per la quale l'universo, quindi, conserva una densità di materia costante nel corso del tempo.

Universo stazionario: la materia si crea quel tanto che basta a mantenere la densità costante
Universo stazionario: la materia si crea quel tanto che basta a mantenere la densità costante

La teoria dell'universo stazionario è un classico esempio del pensiero uniformistico, secondo il quale ogni cosa è come la vediamo in seguito ad un normale processo di formazione, evoluzione o anche morte, secondo le teorie e le regole esistenti ancora oggi, attraverso tempi lunghissimi.
La teoria dell'universo stazionario in pratica prevede un universo sempre uguale, immutabile: in una stessa area esiste sempre la stessa quantità di materia.

Fred Hoyle
Fred Hoyle

Una simile teoria prese il primo grande scossone con Hubble nel 1929, con le prove di un universo in espansione in cui le galassie si allontanano le une dalle altre. Una spiegazione venne comunque fornita: l'allontanamento opera in modo che le distanze tra le galassie restino relativamente invariate. Negli spazi vuoti lasciati dalle galassie se ne formano quidni altre ad un tasso tale da mantenere inalterata la densità galattica. Non esiste, quindi, un tempo zero che ha determinato lo start dell'universo. Il ritmo di generazione delle galassie è talmente lento da non essere riproducibile in laboratorio né tantomeno osservabile, visto che si parla della creazione di un nucleo di idrogeno in un decimetro cubo ogni miliardo di anni, a partire dall'energia. In pratica, all'interno di un determinato spazio è sempre presente la stessa massa di materia galattica: all'interno dell'area circolare nel disegno in alto è sempre presente la stessa quantità di materia, sebbene le galassie siano diverse. Il leader del pensiero stazionario si individua in Fred Hoyle, che fino alla fine degli anni venti partecipò a una Grende Discussione proprio intorno alle caratteristiche e alle dimensioni dell'universo, come vedremo parlando di Modello Cosmologico Standard. Sebbene fu fautore dell'universo stazionario, il suo merito più grande fu forse quello di "lanciare" il modello rivale creando il nome, per lui dispregiativo ma di sicuro impatto mediatico e quindi vincente, "Big Bang"

La teoria stazionaria dell'universo, come detto, è ormai in disuso dal momento che non riesce a spiegare argomenti provati ed osservati quali l'abbondanza di elementi leggeri né, soprattutto, la presenza della radiazione cosmica di fondo , prova schiacciante a favore del Modello Cosmologico Standard.

Il secondo principio fondamentale della cosmologia, e cioè il fatto che l'universo sia in espansione, deriva dallo studio dello spettro elettromagnetico , cioè dello split della luce nelle sue componenti fondamentali, come vedremo a breve.

Lo spettro di una galassia deriva dalla somma dello spettro delle sue singole stelle, delle emissioni di gas e degli assorbimenti operati dalla polvere. Le righe osservate corrispondono a ben determinati elementi chimici ma le righe osservate in galassie vicine appaiono diverse da quelle osservate in galassie remote, anche se andiamo a esaminare una riga ben nota come quella dell'idrogeno. Il cambiamento osservato consiste essenzialmente in uno shift di tutto lo spettro verso la zona più rossa (red-shift), quindi verso le lunghezze d'onda maggiori (frequenza minore).

Redshift: righe uguali di due galassie, delle quali una più distante dell'altra.
Redshift: righe uguali di due galassie, delle quali una più distante dell'altra.

Ciascuna riga della galassia remota è stata aumentata di un tasso costante rispetto alle stesse righe della galassia più vicina. Questo tasso di incremento è chiamato redshift e si indica con la lettera "z".

z = (Frequenza osservata - Frequenza attesa) / Frequenza attesa

dove la frequenza attesa è quella di laboratorio per un dato elemento chimico o, almeno, quella osservata in una galassia vicina.

Il rapporto è assimilabile a v/c, ovvero alla velocità registrata rispetto alla velocità della luce.

Le onde vengono shiftate dall'effetto Doppler , stesso fenomeno ascoltato per le onde sonore di una ambulanza che ci sorpassa che vengono prima compresse in fase di avvicinamento e poi allungate in fase di allontanamento. Per le onde luminose il discorso è simile e le onde stesse si prestano, quindi, alla misura delle distanze. Se una riga è shiftata verso una lunghezza di onda più lunga dell'1% vuol dire che la galassia si sta allontanando a una velocità pari all'1% della velocità della luce nel vuoto (z = 0.01). 

v = H0 * r  (con r = distanza)

Il primo spostamento verso il rosso lo notò Vesto Slipher nel 1912 relativamente inizialmente a una "nebula a spirale" per poi accorgersi di come tutte le galassie osservate evidenziassero questo tipo di shift verso il rosso. Il discorso non venne compreso fino in fondo a livello cosmologico, all'epoca si stava ancora discutendo sulle reali dimensioni della Via Lattea e sulla possibile esistenza di ulteriori "universi isola" ma il legame tra i redshift e le dimensioni dell'universo non venne purtroppo colto. Il profondo cataclisma cosmologico non avvenne neanche dopo la risoluzione delle equazioni di campo di Einstein da parte di Alexander Friedmann, nonostante queste - andando contro la costante cosmologica stabilizzatrice di Einstein stesso - aprivano le porte a un universo in espansione. In tal caso il fatto che l'articolo di Friedmann venne pubblicato in tedesco sicuramente non ne aiutò la diffusione e l'analisi.

Mancava ancora un tappeto osservativo a supporto, poiché esistevano soltanto i calcoli di Slipher non ricondotti a nulla di cosmologico. Questo movimento di allontanamento, però, potrebbe non essere un movimento reale ma potrebbe derivare da altro e in effetti quasi tutte le galassie nel cielo sembrano allontanarsi da noi, ad eccezione di pochi casi di galassie vicinissime, il che ci farebbe pensare - di nuovo - di essere il centro dell'universo. Inoltre le osservazioni ci dicono che più una galassia è distante e più si allontana velocemente da noi: questo fenomeno è noto come Legge di Hubble - Lemaitre (Edwin Hubble la rende nota nel 1929 ma la prima pubblicazione fu di Lemaitre, come pubblicamente acclamato nel 2018 dalla IAU) e lega la velocità a un valore costante.

Nella seconda metà degli anni Venti l'osservatorio di Mount Wilson in California ospita il telescopio più grande del mondo: un riflettore Hooker con lenti del diametro di due metri e mezzo al quale lavora l'astronomo statunitense Edwin Hubble. Le sue osservazioni al telescopio sono finalizzate allo studio delle nebuae spirali, macchie di luce nel cielo allora chiamate genericamente nebulae, e, in particolar modo, alla ricerca di novae nella vicina Nebulosa di Andromeda. Analizzando quella che sembra essere la prima nova scoperta nella nebulosa, Hubble si rende immediatamente conto di avere a che fare, in realtà, con una stella variabile di tipo Cefeide, ossia con un ottimo indicatore di distanza cosmico. Le analisi della curva di luce della nova danno un risultato incontrovertibile e sorprendente: la distanza misurata pone indiscutibilmente la nebulosa di Andromeda al di fuori della nostra Via Lattea , sino a quel momento considerata la sola ed unica presente nell'Universo.

Dopo una (ri)scoperta così sorprendente le osservazioni di Hubble si concentrano inevitabilmente sull'analisi e lo studio di altri oggetti celesti sino ad allora considerati nebulose spirali: l'astronomo cerca di ottenerne gli spettri. Dall'analisi degli spettri delle galassie, Hubble ricava un risultato sorprendente per chi non era stato attento fino a quel momento: tutti le righe negli spettri esaminati presentano uno spostamento verso il rosso e lo spostamento appare tanto più marcato quanto maggiore è la distanza della galassia osservata. In un colpo solo, a Mount Wilson in California, vengono abbattuti i confini di un Universo limitato alla Via Lattea e tramonta definitivamente l'idea di un Universo statico.

Un esempio della Legge di Hubble
Un esempio della Legge di Hubble

Il valore x della costante è espresso in chilometri al secondo per ogni MegaParsec (km/s/MPc) e ci dice che se una galassia dista da noi un megaparsec, allora si allontana a x km/s. Se è distante due megaparsec la sua velocità aumenta in maniera lineare. Nonostante i primi articoli fossero di George Lemaitre, la costante è nota oggi come Costante di Hubble visto che, di nuovo, la lingua francese utilizzata da Lamaitre non rese il giusto merito mondiale al lavoro, sebbene indicasse precisamente l'espansione dell'universo e anche la necessaria rincoduzione di tutto l'universo in un singolo "atomo primitivo" riportando indietro la freccia del tempo, alla base del Big Bang.
Se da una galassia guardiamo le due galassie A e B in allontanamento, registriamo una certa velocità legata alla distanza dalla Costante di Hubble tale per cui la galassia B appare più vicina e lenta rispetto alla più distante e veloce galassia A. Le diverse velocità e le distanze sono rappresentate dalla lunghezza dei segmenti nell'immagine. 

  • va = H0 ra
  • vb = H0 rb

Se vivessimo su una delle due galassie, diciamo A, vedremmo esattamente la stessa cosa tenendo conto della differente velocità relativa di una delle due galassie rispetto a quella di osservazione. 

Se noi nel nostro punto di osservazione calcoliamo una certa Legge di Lemaitre-Hubble, quindi, la stessa legge vale in ciascuna parte dell'universo il che è perfettamente coerente con la nostra definizione di universo omogeneo e uniforme. Non solo vediamo ovunque le stesse densità di galassie, oltre una certa scala, ma tutte si allontanano da noi, ovunque noi siamo, alla stessa velocità data dalla Legge di Lemaitre-Hubble.

La conseguenza di questo è che l'universo si sta espandendo ed è proprio questa espansione a far sì che vengano registrati i redshift osservati. E' come un palloncino sgonfio sul quale vengano disegnati dei punti. Se gonfiamo il palloncino, i punti si allontanano gli uni dagli altri, tutti, indistintamente dalla posizione occupata. A differenza del palloncino, però, noi non possiamo dire quale sia il centro dell'universo, il luogo dove è avvenuto l'inizio dell'espansione, quello che chiamiamo Big Bang. Il palloncino lo vediamo da fuori ma nell'universo siamo dentro e non possiamo capire se ci stiamo muovendo realmente o se ci stiamo muovendo in rapporto agli altri oggetti. Il centro dell'universo è il punto in cui, riavvolgendo il tempo, ogni galassia va a convergere. Quel punto è chiamato Big Bang. A sostegno della espansione dell'universo sono giunte ulteriori conferme, essenzialmente collegate alla Radiazione Cosmica di Fondo e all'osservazione delle Supernovae Ia.  La Radiazione Cosmica di Fondo è una radiazione di corpo nero che permea l'universo alla temperatura di 2,7255 Kelvin misurata da Penzias e Wilson, una radiazione prevista dall'espansione cosmica che rappresenta ciò che resta dalla immensa temperatura posseduta dall'universo e relativa a un tempo in cui l'universo stesso aveva 380 mila anni, momento in cui è divenuto trasparente ai fotoni (vedi sezione sulla Radiazione Cosmica di Fondo).

Le Supernovae di Tipo Ia, invece, sono eventi luminosi molto potenti e spesso distanti che, agendo come candele standard, hanno consentito di misurare al meglio la relazione tra redshift e distanza delle galassie distanti. Dall'osservazione è derivata una accelerazione dell'universo, evidente da uno scostamento dalla Legge di Lemaitre-Hubble, imputata alla presenza di energia oscura , tutt'ora componente misteriosa dell'universo e compatibile con una costante cosmologica positiva (Λ > 0). Osservazione finale, da tenere in considerazione per il modello, vede una composizione dell'universo formata in via nettamente minoritaria (meno del 5%) da materia barionica mentre tutto il resto sarebbe una componente oscura, divisa tra materia e energia.

La Costante di Hubble

Utilizzando il redshift "z" per determinare la velocità "v" e le variabili cefeidi per determinare la distanza "d", Hubble (Slipher e Lemaitre) non solo dimostra(no) come le galassie siano in allontanamento costante ma anche come la velocità di recessione non sia casuale ma direttamente proporzionale alla distanza. 

Esiste quindi un rapporto ben preciso tra distanza e velocità: le due grandezze sono infatti in rapporto costante tra loro con una relazione “lineare”: questo vuol dire che se mettiamo le misure rilevate su un piano cartesiano otteniamo nel grafico una bella linea retta.

La Legge di Lemaitre-Hubble evidenziata dalla relazione lineare tra distanza e redshift.
La Legge di Lemaitre-Hubble evidenziata dalla relazione lineare tra distanza e redshift

Man mano che lo spazio si espande le galassie si allontanano le une dalle altre e le galassie vicine, proprio in virtù del rapporto lineare, lo fanno ad una velocità inferiore rispetto alle galassie più lontane. Questo moto di insieme delle galassie viene definito "flusso di Hubble". 

Naturalmente il moto di recessione deve essere necessariamente inteso ed interpretato come velocità "apparente": la galassia osservata si allontana da noi non perché dotata di un movimento proprio che la fa vagare nello spazio ma perché si crea nuovo spazio tra lei (e la sua luce) e l'osservatore. Lo spazio si dilata "stirando" le frequenze della luce ed il resdshift è proprio l'effetto di questa dilatazione.

La relazione lineare che esiste tra velocità e distanza è la Legge di Lemaitre-Hubble.

z =  H0 (d / c)

dove z è lo spostamento verso il rosso misurato della galassia, d è la sua distanza e c è la velocità della luce. 

H0 è la Costante di Hubble, ossia l'inclinazione che la retta ha sul piano cartesiano, ed è data dalla velocità divisa per la distanza:

H0= v / d

La costante di Hubble è rappresentata da H0: lo zero ha un significato fondamentale perché indica il valore di H solo per un dato momento ben preciso nel tempo. In un universo in espansione, del resto, non potrebbe essere altrimenti: il valore di H è destinato a cambiare nel tempo perché soggetto agli inevitabili effetti gravitazionali della materia e anche a quelli antigravitazionali dell'energia oscura . La costante di Hubble è pertanto “costante” solo in un momento ben preciso e, in quel dato momento, il suo valore determina la scala dell'Universo e, come ci insegna il principio cosmologico , è lo stesso da qualsiasi punto di osservazione nell'Universo.

La sua variazione nel tempo è indicata con h(t), ossia come il “parametro di Hubble al tempo t”. 

E' fondamentale determinare con la maggior precisione possibile il valore da assegnare ad H perché non solo determina la scala di grandezza del nostro Universo, ma ci consente di misurare il suo tasso di espansione e, con il suo inverso 1/H, di stabilire la sua età (valore che la formula ci restituisce in secondi). Per via indiretta ci fornisce anche il valore della Costante Cosmologica lambda.

Risolvendo la semplice equazione, per determinare H, dato il valore del redshift, è necessario conoscere quanto più precisamente possibile il valore della distanza d. Oppure, facendo il ragionamento inverso, conoscendo l'età dell'Universo è possibile determinare la velocità di espansione v. E' evidente come una delle principali incertezze nella determinazione del valore di H risieda proprio nella difficoltà di effettuare misurazioni accurate di oggetti posti a notevole distanza; è inoltre necessario che il valore misurato sia compatibile con i dati in nostro possesso forniti dalle osservazioni, come, ad esempio, l'età degli ammassi globulari più vecchi. Pertanto, per determinare con una buona approsimazione il valore della Costante di Hubble, è necessario che le misure di età e distanze note non siano in palese contraddizione tra loro.

L'analisi delle righe spettrali delle galassie spirali (quelle ellittiche poco si prestano a questo metodo, detto Tully-Fisher, perché prive di gas interstellare), per l' effetto che si ha nella rotazione dei due estremi del diametro della galassia (uno si allontana e uno si avvicina all'osservatore), dimostra che tanto più grande e luminosa è una galassia, tanto più grandi sono le righe spettrali. La distanza stimata utilizzando questo metodo pone il valore di H troppo in alto (circa 80/km/s/MPc) rendendolo incompatibile con l'età delle stelle più vecchie.

Anche le nebulose planetarie possono aiutarci a determinare il valore della Costante di Hubble, perchè il loro splendore assoluto è piuttosto costante e questo ci aiuta a calcolarne con precisione la distanza (con valori compatibili con quelli rilevati usando il metodo Tully-Fisher o l'analisi delle Cefeidi). Questo metodo, applicato all'ammasso di galassie della Vergine, da un valore di H tra 75 e 100. 

Le Supernove di tipo Ia vengono utilizzate come "candele" per misurare gli oggetti posti a lunghissima distanza. La loro luminosità relativa (ossia il rapporto che esiste tra quella realmente visibile e quella che vedremmo se l'esplosione avvenisse all'interno della nostra Galassia) aiuta a determinare quanto è lontana la galassia che le ospita.
L'analisi della luce delle galassie più remote fatta dal Supernova Cosmology Project dimostra che queste si allontanano più lentamente rispetto quelle a noi più vicine e la conseguenza di questa differenza di velocità osservata è l'espansione accelerata del nostro Universo. Un Universo in espansione accelerata è quindi più vecchio di ciò che sembra, e il valore di H trovato con i metodi sopra citati diventa quindi compatibile con quello degli ammassi globulari più vecchi.

Il Telescopio Spaziale Hubble, il telescopio a infrarossi Spitzer ed il telescopio a raggi X Chandra hanno lavorato e lavorano ancora per cercare di definire il più possibile questo valore ma in realtà intorno alla costante di Hubble regna un mistero che denota la mancanza di alcuni passaggi fondamentali nella comprensione dell'espansione dell'universo.

Hubble Space Telescope contro i dati di Planck

Con il miglioramento degli strumenti di osservazione e degli algoritmi di analisi dei dati il valore della Costante di Hubble viene periodicamente rivisto ma con il passare del tempo la costante di Hubble ottenuta dai dati di Hubble Space Telescope e quella ottenuta dai dati del satellite Planck, basati sulla Radiazione Cosmica di Fondo, si sono rivelate molto differenti. 

Le fasi per la misurazione della costante di Hubble
Le fasi per la misurazione della costante di Hubble

Il Telescopio Spaziale Hubble sfrutta le lenti gravitazionali per osservare oggetti molto distanti nell'universo: la luce dei quasar "amplificati" ci giunge in tempi diversi visto che la lente (la galassia  interposta) non ha una distribuzione di materia uniforme e l'effetto prodotto è asimmetrico. Proprio analizzando queste differenze di tempo, gli scienziati hanno ricalcolato la Costante di Hubble tenendo sott'occhio la distribuzione di massa lungo la linea di vista del quasar rispetto al telescopio e misurando il ritardo della luce. Il risultato ottenuto è 73±0.9 km/s/MPc, accurato al 3.8%, un valore in stretto accordo con quanto misurato basandosi sulle supernovae e sulle Cefeidi ma molto diverso da quanto ottenuto da Planck osservando la radiazione cosmica di fondo . Secondo i risultati di Planck la costante di Hubble dovrebbe essere pari a 67km/s/MPc, comunque non più alta di 69, il che significa che ogni 3.3 milioni di anni luce di distanza una galassia si muove 67km/s più veloce rispetto a quanto non facciano le galassie più vicine, con ciascuna fetta di distanza ampia 3.3 milioni di anni luce. Hubble porta invece questo valore a 73 km/s/MPc, il che implica una espansione più veloce. Errori sembrano non essere presenti visto che le misurazioni sono state ripetute più e più volte, quindi deve esserci altro ma le spiegazioni possibili sono, a oggi, molto poche e attingono a piene mani al 95% dell'universo, quello formato da componenti oscure. Da un lato l'energia oscura potrebbe determinare accelerazioni non costanti nell'universo, variando nel tempo, dall'altro potrebbe esistere una nuova particella subatomica in grado di viaggiare a velocità molto prossime a quella della luce nel vuoto (dark radiation), particella che in precedenza poteva includere oggetti come i neutrini. Questa nuova particella interagirebbe, però, soltanto con la gravità dando vita al "neutrino sterile". Altre possibilità sta nella interazione più forte della materia oscura con la materia normale o con la radiazione. 

Nessuna delle soluzioni sarebbe indolore per il contenuto dell'universo primordiale, portando a incoerenze nei modelli teorici e questo è un problema grande, ma di soluzioni attualmente sembrano non essercene anche se l'incertezza sui valori misurati è scesa notevolmente dalle prime misurazioni di Hubble a oggi, andando a misurare con estrema precisione speciali classi di stelle e di supernovae e una di queste classi è data dalle Cefeidi galattiche, utilizzate per testare nuovi sistemi di scanning del cielo. Ad Aprile 2019 il valore delle Cefeidi è stato ulteriormente tarato al meglio, confermando la differenza di valorizzazioni tra Hubble e Planck.

A settembre 2019 si aggiunge un altro metodo e un altro valore. Lo studio, che ringiovanisce l'universo di due miliardi di anni, ne stima l'età tramite il movimento delle stelle: se l'universo si espande più velocemente, allora aumenta la propria dimensione più rapidamente e la conseguenza ultima è una età minore. Con una Costante pari a 70, l'età dell'universo è stimata in 13.7 miliardi di anni. Il nuovo studio, basato su lente gravitazionale, è giunto a una stima della Costante di 82.4, portando l'universo a una età di appena 11.4 miliardi di anni. L'universo è allora realmente più giovane? In realtà il nuovo studio si basa soltanto su un metodo differente che va ad aggiungersi a ulteriori diversi metodi che portano, ciascuno, a misurazioni differenti. Tutto rientra nel problema della determinazione della Costante di Hubble, già al centro della discussione da tempo, alla quale sono attualmente assegnati valori come 67, 74 e 73,3. A questo si aggiunge il fatto che di lenti ne siano state studiate soltanto due, quindi ampliando il campione dovrebbe essere possibile convergere verso una delle due soluzioni più "tipiche" (I. Jee el al., "A measurement of the Hubble constant from angular diameter distances to two gravitational lenses," Science)

Ultimo aggiornamento del: 13/09/2019 12:44:51