Due misure della costante di Hubble non sono d’accordo. Serve una nuova fisica

L’universo si sta espandendo così velocemente che potremmo aver bisogno di una nuova fisica per spiegarlo. E’ stata ottenuta una migliore determinazione della costante di Hubble dalle osservazioni di 70 Cefeidi di lungo periodo nella Grande Nube di Magellano. Con una precisione dell’1,9% (Riess et al 2019) hanno ottenuto la migliore stima: pari a 74.03 ± 1.42 km/s/Mpc.

«La tensione di Hubble tra l’universo primordiale e quello di epoche successive potrebbe rappresentare lo sviluppo più interessante della cosmologia degli ultimi decenni», non manca di far notare Riess. «La discrepanza è aumentata e ha ormai raggiunto livelli per cui è davvero impossibile liquidarla come frutto del caso».

Secondo la nuova ricerca il nuovo tasso di espansione è circa il 10% più veloce di quello previsto dalle osservazioni della traiettoria dell’universo poco dopo il Big Bang. Lo studio riduce anche significativamente la probabilità che questa disparità sia una coincidenza, da 1 su 3.000 a 1 su 100.000.

espansione universo
Questa illustrazione mostra i tre passi fondamentali che gli astronomi usano per calcolare quanto velocemente l’universo si espande nel tempo, un valore chiamato costante di Hubble. Tutti i passaggi prevedono la costruzione di una “scala di distanza cosmica”, iniziando con la misurazione di distanze precise verso le galassie vicine e quindi il passaggio a galassie sempre più distanti. Questa scala è una serie di misure di diversi tipi di oggetti astronomici con una luminosità intrinseca che i ricercatori possono utilizzare per calcolare le distanze.

Riess e il suo team hanno anche incorporato le osservazioni del progetto Araucaria, una collaborazione che ha coinvolto ricercatori negli Stati Uniti, Europa e Cile, che hanno studiato vari sistemi stellari binari LMC, notando l’attenuazione di luminosità quando una stella passa davanti allla stella vicina. Questo lavoro ha fornito ulteriori misurazioni della distanza, aiutando il team ad affinare la loro comprensione della luminosità intrinseca delle Cefeidi.

L’incertezza dell’1,9%, hanno detto i ricercatori. Questo è il più basso valore di incertezza fino ad oggi calcolato utilizzando questo approccio, in calo da circa il 10% nel 2001 e il 5% nel 2009.

Il tasso di espansione “atteso”, era di circa 67,4 km al secondo per megaparsec. Questo tasso previsto si basa sulle osservazioni del satellite Planck della radiazione cosmica di fondo a microonde – la luce lasciata dal Big Bang che ha creato l’universo 13,82 miliardi di anni fa.

“Non si tratta solo di due esperimenti in disaccordo, stiamo misurando qualcosa di fondamentalmente diverso”, ha affermato Riess.

“Si tratta della misura di quanto velocemente l’universo si sta espandendo oggi, come lo vediamo noi e di quanto dovrebbe espandersi in base ad una previsione sulla fisica dell’universo primordiale”, ha aggiunto. “Se questi valori non sono d’accordo, diventa molto probabile che ci manchi qualcosa nel modello cosmologico che collega le due ere”.

Costante di Hubble, la forbice si allarga. E la tensione aumenta

Per misurare la costante di Hubble – ovvero quanto aumenta la velocità di allontanamento fra regioni separate dall’unione della loro distanza reciproca – occorre misurare, appunto, una velocità e una distanza.

Ora, per la velocità gli astrofisici hanno escogitato un metodo semplice ed efficiente: la ricavino attraverso le misure spettroscopiche dal redshift – ovvero dallo spostamento verso il rosso – di determinate righe spettrali relativi a un elemento presenti nelle galassie osservate. È un po ‘come valutare la velocità di un’ambulanza che si allontana misurando di come la frequenza della sirena è inferiore rispetto a quella di un’ambulanza ferma. Più le onde sonore principali si allungano, una causa dell’effetto Doppler, e più l’ambulanza s’allontana veloce da noi.

Più complicata è invece la misura precisa della distanza delle galassie remote. In questo caso, occorrono tre passaggi. Tre gradini lungo quella che gli astrofisici chiamano la scala della distanza cosmica. Tre gradi per due metodi utili per misurare brevi; l’osservazione delle stelle cefeidi, più adatto a distanze medie; e infine l’osservazione delle supernove, utilizzabile anche su lunghe distanze.

Come si procede lungo la scala è presto detto. Con la parallasse si calcola la distanza di un ampio campione di stelle cefeidi, e poiché queste sono le caratteristiche di una chiave di lettura, è possibile che si tratti di una relazione tra loro Dall’altra. E spingersi così a misurare distanze anche oltre, dove il metodo della parallasse risulterebbe inutilizzabile.

Ma ancora non basta, occorre salire un altro gradino. Questa è una storia di successo, un’esplosione, una quantità di luce sempre costante. Ecco allora che è sufficiente trovare galassie non troppo lontane che ospitino un buon numero di cefeidi, le quali già sappiamo come misurare la distanza, e vedere quanto appaiano luci le supernove di quelle stesse galassie di una supernova di tipo Ia e la sua distanza da noi. Ovviamente, salendo quest’ulteriore gradino, l’incertezza della misura aumenta, ma in compenso si spingono a distanze molto maggiori, perché la luce emessa delle supernove è enormemente più intensa di quella delle cefeidi.

È così che, osservando la luminosità apparente delle loro supernove, gli astrofisici possono ricavare la distanza delle galassie che le ospitano, anche di quelle assai remote. E considerare questa distanza in relazione con la loro velocità di allontanamento può ricavare la costante di Hubble.

L’ultimo valore ottenuto tramite il metodo di Adam Riess e colleghi, utilizzando il telscopio spaziale Hubble, è il 74.03, con un’incertezza dell’1,91 per cento. È un incompatibile con il valore della costante di Hubble, che è un altro metodo, l’impiegato dal telescopio spaziale Planck avvalendosi della misura delle anisotropie del fondo cosmico a micoroonde, che restituisce il numero 67.4. Ora si tratta di identificare la diversità di Hubble sembri avere valori diversi.

Candele standard Cefeidi

Una variabile Cefeide è un membro di una particolare classe di stelle variabili, notevole per una correlazione molto stretta tra il loro periodo di variabilità e la luminosità stellare assoluta.

Grazie a questa correlazione, e alla grande precisione con cui viene misurato il periodo pulsazionale, le variabili Cefeidi possono essere usate come candele standard per determinare la distanza degli ammassi globulari e delle galassie in cui sono contenute. Poiché la relazione periodo-luminosità può essere calibrata con grande precisione usando le stelle Cefeidi vicine, le distanze trovate con questo metodo sono tra le più accurate disponibili.

Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia. Successive osservazioni hanno individuato stelle cefeidi in altre galassie, in primis nelle due nubi di Magellano.

Variabile Cefeide
Cefeide nella Galassia a spirale M100.

 

Una sola costante, stime diverse

Guardiamo e analizziamo la figura 1. Partiamo dai numeretti in basso: l’asse orizzontale mostra una scala di valori della costante di Hubble (indicata con H0 e con la sua unità di misura km/s/Mpc).

Poi concentriamoci sulle parti in blu e in rosso. Le parti in blu, indicate con la scritta Early, mostrano le stime ottenute con metodi che studiano l’universo lontano e giovane. In particolare, la linea blu con la scritta Planck18+LambdaCDM; questa linea indica l’intervallo di stima della costante di Hubble con la radiazione cosmica di fondo (con i dati del 2018 del satellite Planck) assumendo il modello LambdaCDM.

Costante di Hubble

Che cos’è il modello LambdaCDM? È il modello standard della cosmologia, quello migliore che abbiamo al momento per descrivere com’è fatto l’universo. Questo modello ci dice che l’universo è descritto dalla teoria del Big Bang: l’universo si è espanso a partire da uno stato iniziale molto caldo e denso e ha un’età di 13,8 miliardi di anni. In più, l’universo è composto per il 5% dalla materia ordinaria, il 27 % di materia oscura e il 68% di energia oscura (e non abbiamo idea di che cosa siano materia oscura ed energia oscura). Insomma, questo in breve è il modello LambdaCDM. La stima della costante di Hubble ottenuta con i dati della radiazione di fondo parte assumendo questo modello.

Le parti in rosso, indicate con la scritta Late, mostrano le stime ottenute con metodi che misurano la distanza delle galassie, quindi con metodi che studiano l’universo più vicino e quindi vecchio. In particolare, la linea con la scritta Here indica la stima ottenuta da Riess et al..

Le altre linee rosse e blu indicano altre stime della costante di Hubble ottenute negli anni passati; come vedete, al di là delle piccole differenze, il confine tra le due diverse metodologie è netto: con la radiazione di fondo otteniamo una costante di Hubble che vale circa 67,5 km/s/Mpc; con Cefeidi e supernovae Ia otteniamo un valore di circa 74 km/s/Mpc.

Qual è il vero problema con la stima della costante di Hubble

Ma, come dicevo, il problema non è la differenza in sé di questi due valori, il problema è dato da quella doppia freccia nera che li separa e sui cui c’è scritto 4,4 sigma.

I sigma si trovano molto spesso quando si parla di scienza. Il numero di sigma associato a una misura indica il livello di confidenza di quella misura. Per esempio, un segnale ottenuto con 5 sigma di confidenza vuol dire che, statisticamente, c’è una possibilità su 3 milioni e mezzodi osservare proprio quel segnale assumendo che non ci sia nessun segnale osservato. Proviamo ad applicare questo concetto a un evento realmente accaduto: il bosone di Higgs è stato osservato proprio con un livello di confidenza pari a 5 sigma; questo vuol dire che c’è una possibilità su 3 milioni e mezzo di osservare quel tipo di segnale se il bosone di Higgs non esistesse.

Qua, nel caso della costante di Hubble non siamo a 5 sigma, ma ci andiamo molto vicino. Questo vuol dire che una probabilità davvero molto bassa di vedere una differenza tra i due metodi di stima, assumendo non ci sia alcun motivo per osservare questa differenza. Ora, sia chiaro che 5 sigma non è una soglia assoluta e imprescindibile. Certo è che la differenza tra le diverse stime è già preoccupante da un po’.

Forse uno dei metodi contiene errori? Dunque, i metodi usati da Riess et al. sono metodi locali che si basano su osservazioni di stelle molto vicine che si trovano nella Grande Nube di Magellano, una delle piccole galassie satelliti della Via Lattea. Per ottenere la distanza di queste stelle sono stati usati i dati raccolti dal Telescopio Spaziale Hubble e dal satellite ESA Gaia. L’altro metodo, quello che si basa sui dati della radiazione di fondo, usa i dati super precisi e accurati del satellite ESA Planck. Tuttavia, i risultati dell’analisi di Planck sono dovuti al modello LambdaCDM: cioè si è confrontato il modello LambdaCDM con i dati di Planck e si è visto quali parametri del modello andassero bene. Così è stata stimata la costante di Hubble con questo metodo.

Quindi tutti gli indizi sembrerebbero puntare verso una modifica del modello LambdaCDM. Magari aggiungendo al modello altri dettagli, come per esempio il numero di neutrini che esistono nell’universo, interazione tra particelle di materia oscura, interazione tra materia ed energia oscura.

Queste modifiche al modello LambdaCDM potrebbero alzare la stima ottenuta con i dati di Planck sulla radiazione cosmica di fondo. Quindi questa discrepanza sulle stime della costante di Hubble ci sta indicando la strada per scoprire nuova fisica?

Può darsi: le misure di distanza delle galassie basate su Cefeidi e supernovae sono ormai tante e sembrano tutte convergere sul fatto che la costante di Hubble abbia un valore intorno a 74 km/s/Mpc. E, soprattutto, i dati nell’articolo di Riess et al. non fanno altro che confermare lavori precedenti, stavolta con il supporto di misure ancora più precise fatte dal satellite Gaia, costruito appositamente per misurare le distanze delle stelle.

Una possibilità ulteriore e futura per dirimere la questione sulla costante di Hubble potrebbe venire dalle onde gravitazionali. Infatti con le onde gravitazionali è possibile stimare la costante di Hubble usando il metodo delle sirene gravitazionali. LIGO e Virgo torneranno in attività dal 1 aprile 2019 e quindi vediamo che succede.

Insomma, oggi più che mai il modello standard della cosmologia, il modello LambdaCDM sembra essere messo alla prova. Per sapere come finirà, tocca aspettare ancora un po’. Una cosa è certa: se non è nuova fisica allora qualcuno si sta sbagliando con l’analisi dati. Detta così sembra una cosa scoraggiante, ma il bicchiere va visto mezzo pieno: se l’errore è tecnico, correggerlo ci farà fare comunque dei grandissimi passi in avanti.

 

Riferimenti

  1. Turner, David G., The Progenitors of Classical Cepheid Variables, in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 1996
  2. Costante di Hubble, la forbice si allarga. E la tensione aumenta – INAF, Servizio di Marco Malaspina https://www.youtube.com/watch?v=CXOTemDI27I

  3. Sandro Ciarlariello – La stima della costante di Hubble: dobbiamo forse cambiare il modello standard che descrive com’è fatto l’universo

 

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