Misure più accurate approfondiscono la crisi della cosmologica

La discrepanza tra due diverse stime del valore della costante che esprime il tasso di espansione dell’universo – una difformità rafforzata di recente da nuove e più precise osservazioni – potrebbe costringere i ricercatori a rimettere in discussione il modello standard della cosmologia

Un’annosa disputa sulla velocità con cui il nostro universo si sta espandendo è diventata ancora più radicale. Nuove e più precise misurazioni di stelle nella Grande Nube di Magellano, una galassia satellite della Via Lattea, hanno infatti rafforzato le differenze tra due metodi indipendenti di calcolo del tasso di espansione.

Da ormai quasi cinque anni, due diversi progetti di ricerca sono in disaccordo sul valore della costante di Hubble (H0), la velocità con cui l’universo si sta espandendo. Uno si basa sugli studi del fondo cosmico a microonde (cosmic microwave background, CMB), i resti del bagliore residuo del plasma caldo e denso che ha soffuso l’universo poco dopo il big bang. L’altro progetto utilizza invece un miscuglio di misure più “locali”, che costituiscono la cosiddetta scala delle distanze cosmiche.

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Una porzione di Hubble eXtreme Deep Field in piena luce UV-vis-IR, l’immagine più profonda mai ottenuta. Le diverse galassie mostrate qui sono a distanze diverse e redshift, e ci permettono di derivare la legge di Hubble. (NASA, ESA, H. Teplitz e M. Rafelski (IPAC / Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona State University) e Z. Levay (STScI))

Risalire la scala delle distanze: Uno dei primi pioli di quella scala è composto dalle misure astronomiche di stelle variabili chiamate Cefeidi, effettuate nella Via Lattea o nelle vicine Nubi di Magellano. Queste stelle mostrano una correlazione tra le loro pulsazioni periodiche e le loro luminosità, rendendole eccellenti “candele standard” per misurare le distanze intergalattiche. I gradini successivi della scala si basano su altre candele standard più luminose. Insieme, questi diversi set di dati comprendono la scala della distanza cosmica e possono accumularvisi piccoli errori per distorcere le misurazioni.

Un paio di settimane fa, Grzegorz Pietrzyski, del Centro astronomico Nicolaus Copernicus dell’Accademia polacca delle scienze a Varsavia, e colleghi, hanno pubblicato su “Nature” la stima più precisa mai realizzata della distanza della Grande Nube di Magellano (GNM). Per calcolarla hanno usato sistemi a 20 stelle chiamati binarie a eclisse distaccate e hanno scoperto che è di 49,59 kiloparsec (un kiloparsec equivale a 3.261,56 anni luce: la Grande Nube di Magellano è dunque a poco meno di 162.000 anni luce di distanza da noi).

Il premio Nobel Adam Riess, della Johns Hopkins University, leader del progetto SH0ES (Supernovae, H0, for the Equation of State of Dark Energy), stava aspettando quei risultati. “Nell’attesa, abbiamo osservato direttamente le Cefeidi nella Grande Nube di Magellano con il telescopio spaziale Hubble”, racconta. Per queste misurazioni, i ricercatori hanno usato una nuova tecnica di controllo giroscopico per guidare e puntare il telescopio molto più efficacemente di prima. L’approccio, combinato con le accurate stime di Pietrzyski sulla distanza della Grande Nube di Magellano, ha aiutato il gruppo SH0ES a perfezionare la calibrazione della relazione periodicità-luminosità delle Cefeidi.

Riess e la sua squadra sono poi saliti al gradino successivo della scala cosmica. In precedenza avevano usato il telescopio Hubble per studiare le galassie vicine che ospitano sia stelle Cefeidi sia alcuni tipi di supernove. I ricercatori hanno utilizzato i nuovi dati sulle Cefeidi per ottenere migliori calibrazioni delle supernove e stimare le distanze delle galassie più lontane che ospitano solo le supernove. Il gruppo ha usato anche altre osservazioni dell’universo locale, concentrandosi sulle emissioni che funzionano da faro e che provengono dai dintorni di un buco nero supermassiccio nella galassia NGC 4258, oltre a misurazioni di precisione aggiuntive di Cefeidi nella Via Lattea, per affinare ulteriormente le stime di distanza di Cefeidi e supernove su ampi intervalli intergalattici e stimare così H0.

Dopo aver combinato tra loro queste misurazioni, il valore di SH0ES per H0 risulta essere 74,03 ± 1,42 chilometri al secondo per megaparsec.

“È certamente sbalorditivo che ci siano molti modi per ottenere un risultati molto simili: questo indica che un singolo errore sta diventando improbabile”, dice Antony Lewis, cosmologo dell’Università del Sussex in Inghilterra, che non fa parte del gruppo di SH0ES.

Un disaccordo di fondo: Questo ultimo risultato di SH0ES è il primo in cui lo stesso telescopio, in questo caso Hubble, viene usato per studiare sia le variabili Cefeidi nella Grande Nube di Magellano sia le Cefeidi nelle galassie che ospitano le supernove.

In precedenza, erano stati usati telescopi diversi per studiare le Cefeidi nella Grande Nube di Magellano e nelle galassie che ospitano le supernove, e le differenze sistematiche tra i telescopi portavano a maggiori incertezze nelle stime delle distanze. “Ora abbiamo fatto un passo avanti e l’incertezza complessiva nella costante di Hubble è arrivata all’1,9 percento”, afferma Riess, con un calo rispetto all’incertezza precedente, che era del 2,4 percento.

La misurazione di H0 rimane quindi in disaccordo con un’altra stima, ma ora con una rilevanza che è 4,4 volte più grande delle incertezze. La stima  indipendente da cui differisce deriva dalle osservazione del satellite Planck dell’Agenzia spaziale europea, che ha studiato il fondo cosmico a microonde tra il 2009 e il 2013. Emesso circa 380.000 anni dopo il big bang, durante la cosiddetta era della ricombinazione, il fondo cosmico a microonde è usato regolarmente dai cosmologi per calcolare dimensioni, età, composizione, evoluzione e altri parametri dell’universo.

Per misurare H0, il satellite Planck ha eseguito misurazioni di precisione di piccole variazioni della temperatura dei fotoni del fondo cosmico a microonde in tutto il cielo, definendo le dimensioni angolari dei cosiddetti hot spot che, attraverso una catena di ipotesi non meno complicate di quelle per la scala di distanza cosmica, sono correlate al tasso di espansione dell’universo primordiale. I membri del team di Planck hanno quindi utilizzato queste misurazioni per calcolare H0, ottenendo una stima di circa 67,4 chilometri al secondo per megaparsec.

Verso una nuova cosmologia?  Hsin-Yu Chen, dell’Università di Harvard e membro della collaborazione LIGO (Gravitational-Wave Observatory Laser Interferometer), è colpito dai nuovi risultati di SH0ES. “È uno studio più scrupoloso, ed è bello vedere che la discrepanza ha una base più solida”, dice. Ma “è davvero sconcertante, come prima”.

Chen e colleghi hanno lavorato al calcolo di H0 utilizzando dati da fusioni di stelle di neutroni binarie che possono essere osservate simultaneamente da LIGO e da altri telescopi. Con una rilevazione di questo tipo, effettuata nell’agosto 2017, il team di LIGO stima che H0 sia circa 70 chilometri al secondo per megaparsec, ma le incertezze di questa stima sono abbastanza grandi da accogliere sia i risultati di Planck sia quelli di SH0ES.

Questa situazione potrebbe cambiare presto. Chen dice che tra cinque anni LIGO dovrebbe vedere circa 50 di quegli eventi, abbastanza per produrre una stima di H0 con una precisione del 2 per cento. “È un metodo totalmente indipendente. Non è collegato né a SH0ES né a Planck”, afferma Chen. “Sarà molto interessante vedere cosa otterremo da questa misurazione”.

Se i numeri di LIGO finiranno per avvalorare quelli di SH0ES, allora dovranno essere messe in discussione le ipotesi che sono alla base delle stime di Planck.

Lewis, membro della collaborazione Planck, pensa che ci siano due ragioni per cui la stima di Planck potrebbe cambiare e avvicinarsi a quella di SH0ES: o la fisica dell’universo primordiale era diversa, tanto da trasformare in qualche modo le previsioni delle dimensioni angolari degli hot spot del fondo cosmico a microonde, o l’evoluzione più recente dell’universo non è esattamente la stessa di quella prevista dal modello standard della cosmologia.

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La Grande Nube di Magellano (Wikimedia Commons)

Entrambi gli scenari richiederebbero revisioni significative del modello standard, ma secondo Lewis, modifiche alla evoluzione recente dell’universo sarebbero difficili da conciliare con ciò che sappiamo della sua struttura su larga scala e con le osservazioni apparentemente solide delle supernovae.

“Il fatto interessante è che se la discrepanza è dovuta a una nuova fisica precedenta alla ricombinazione, avrà quasi certamente delle firme inconfondibili”, dice Lewis. Queste firme si mostrerebbero nei dettagli più fini del fondo cosmico a microonde, dettagli che la prossima generazione di telescopi per il CMB, come l’imminente Simons Observatory, potrebbe vedere.

Riess pensa anche che la discrepanza punta il dito contro il modello standard dei cosmologi. “A un certo punto, dovremo ammettere che nell’universo, nel modello cosmologico – nella composizione dell’universo o in qualche caratteristica della materia oscura o dell’energia oscura – c’è un’altra increspatura che potrebbe spiegare tutto questo,” dice. “E’ un’eventualità da prendere seriamente in considerazione”.

La legge di Hubble

La legge di Hubble , nota anche come legge Hubble-Lemaître, osserva gli oggetti osservati nello spazio – tempo,  per distanze oltre maggiori di 10 Mpc e correla la velocità misurata delle galassie che si allontanano dalla Terra con la loro distanza.

La legge di Hubble è considerata la prima base osservativa per l’ espansione dell’universo e oggi rappresenta una delle prove più citate a sostegno del modello del Big Bang . Il movimento di oggetti astronomici dovuto esclusivamente a questa espansione è noto come flusso di Hubble.

Sebbene largamente attribuito a Edwin Hubble , la nozione di universo che si espandeva a un ritmo calcolabile fu inizialmente derivata dalle equazioni della relatività generale nel 1922 da Alexander Friedmann . Friedmann ha pubblicato un insieme di equazioni, ora conosciute come equazioni di Friedmann, che dimostrano che l’universo potrebbe espandersi e determinarne la velocità di espansione. Successivamente Georges Lemaître in un articolo del 1927, trovò indipendentemente che l’universo poteva espandersi, osservò la proporzionalità tra velocità recessiva e distanza dai corpi distanti e suggerì il valore stimato della costante di proporzionalità, che quando venne corretta da Hubble divenne nota come costante di Hubble. Sebbene la costante di Hubble  è approssimativamente costante nella relazione velocità – distanza, il parametro di Hubble  varia con il tempo, quindi il termine “costante” viene talvolta considerato come un termine improprio. Inoltre, due anni dopo Edwin Hubble confermò l’esistenza dell’espansione cosmica e determinò un valore più accurato per la costante che ora porta il suo nome. Hubble dedusse la velocità di recessione degli oggetti dai loro spostamenti verso il rosso , molti dei quali furono misurati in precedenza da Vesto Slipher nel 1917. 

La legge è spesso espressa dall’equazione v = D , con 0 la costante di proporzionalità – costante di Hubble – tra la “giusta distanza” D di una galassia, che può cambiare nel tempo, e la sua velocità v .  Inoltre, l’unità SI di 0 è s -1 , ma è più nota in ( km / s) / Mpc.

Interpretazione:

Velocity-redshift
Una varietà di possibili velocità di recessione rispetto alle funzioni di spostamento verso il rosso, inclusa la relazione lineare semplice v = cz ; una varietà di possibili teorie rispetto lala relatività generale; e una curva che non consente velocità più veloci della luce secondo la relatività speciale. Tutte le curve sono lineari a basso redshift. Vedi Davis e Lineweaver.

La scoperta della relazione lineare tra redshift e distanza, accoppiata con una ipotetica relazione lineare tra velocità di recessione e redshift, genera una semplice espressione matematica per la legge di Hubble come segue

v = D

dove

  • v è la velocità di recessione, tipicamente espressa in km / s.
  • 0 è la costante di Hubble e corrisponde al valore di  definito come il parametro Hubble che è un valore dipendente dal tempo e che può essere espresso in termini di fattore di scala) nelle equazioni di Friedmann. Questo valore è lo stesso in tutto l’universo.
  • Dè la distanza appropriata (che può cambiare nel tempo dalla galassia all’osservatore, misurata in mega parsec (Mpc), nello spazio 3-D definito dal parametro tempo cosmologico . (La velocità di recessione vale v = dD / dt ).

La legge di Hubble è considerata una relazione fondamentale tra velocità e distanza di recessione. Tuttavia, la relazione tra velocità recessiva e spostamento verso il rosso dipende dal modello cosmologico adottato e non è stabilita ad eccezione dei piccoli spostamenti verso il rosso.

Per distanze D maggiori del raggio della sfera di Hubble  HS , gli oggetti si allontanano ad una velocità superiore a quella della luce ( Vedi Usi della distanza corretta per una discussione sul significato di questa):

HS =  c / 0

Poiché la “costante” di Hubble è una costante solo nello spazio, non nel tempo, il raggio della sfera di Hubble può aumentare o diminuire su vari intervalli di tempo. Il pedice ‘0’ indica il valore odierno della costante di Hubble. Le prove attuali suggeriscono che l’espansione dell’universo sta accelerando, nel senso che, per ogni data galassia, la velocità di recessione dD / dt aumenta nel tempo man mano che la galassia si sposta a distanze sempre maggiori; tuttavia, il parametro di Hubble è in realtà pensato per essere in diminuzione con il tempo. Anche se l’universo sta “accelerando” nel senso che le galassie si muovono più velocemente col passare del tempo, è anche “in decelerazione” nel senso che la costante di Hubble sta diminuendo col tempo; in altre parole, la velocità con cui lo spazio si espande, misurata in un punto che si trova ad una distanza fissa da noi, diventa più piccolo col passare del tempo. (Con un’analogia molto approssimativa, l’universo si comporta come un fiume con le rapide: se mettiamo una barca nel fiume e la lasciamo trasportare dal flusso, essa accelererà mentre si muove a valle ed entra nelle rapida. sulla riva la velocità dell’acqua in un punto, cambia in base a una serie di fattori completamente diversi, ad esempio la velocità con cui cambia l’innesto di acqua a monte. È possibile che la velocità dell’acqua sia la tua posizione per diminuire con il tempo, anche se ogni barca messa nel fiume accelera mentre si dirige verso le rapide.) A causa di questo effetto, se la luce è in grado di “nuotare controcorrente” e di rimanere a una distanza approssimativamente costante rispetto a noi ( come accadrebbe se fosse emessa da una galassia che si allontana da noi alla velocità della luce), quindi con il passare del tempo la costante di Hubble diminuirà, alla fine sarà in grado di guadagnare terreno, “nuotare controcorrente” e percorrere la distanza necessaria di spazio per raggiungerci.

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Valori stimati della costante di Hubble, 2001-2018. Le stime con cerchi rappresentano misurazioni della scala di distanza calibrata, i quadrati rappresentano le misurazioni iniziali CMB / BAO dell’universo con i parametri ΛCDM mentre i triangoli sono misurazioni indipendenti.

Riferimenti

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  2. A distance to the Large Magellanic Cloud that is precise to one per cent – Nature, 

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