Era l'inizio degli anni '90. Il Carnegie Observatory di Pasadena, in California, è vuoto per le vacanze di Natale. Wendy Friedman, sola in biblioteca, stava lavorando a un problema enorme e spinoso: il tasso di espansione dell'universo. Carnegie era un terreno fertile per questo tipo di lavoro. Fu qui, nel 1929, che Edwin Hubble vide per la prima volta galassie lontane volare via dalla Via Lattea, rimbalzando nel flusso esterno dello spazio in espansione. La velocità di questo flusso divenne nota come costante di Hubble.
Il silenzioso lavoro di Friedman fu presto interrotto quando il collega astronomo Allan Sandage, il successore scientifico di Hubble, si precipitò nella biblioteca e governò e perfezionò la costante di Hubble per decenni, difendendo costantemente il lento ritmo di espansione. Friedman è stato uno degli ultimi a sostenere tassi più elevati e Sandage ha visto la sua esplorazione eretica.
“Era così arrabbiato”, ricorda Friedman, ora all'Università di Chicago, Illinois, “che in quel momento ho capito che eravamo soli in tutto l'edificio. Ho fatto un passo indietro e ho pensato che non stiamo lavorando nel più amichevole dei campi della scienza.
Questo confronto si è placato, ma non del tutto. Sandage è morto nel 2010 e da allora la maggior parte degli astronomi era convergente sulla costante di Hubble a banda stretta. Tuttavia, gli ultimi dati, che lo stesso Sandage avrebbe gradito, suggeriscono che la costante di Hubble è inferiore dell'8% rispetto al numero iniziale. Per quasi un secolo gli astronomi l'hanno calcolato misurando attentamente le distanze nella parte più vicina dell'universo e spostandosi sempre più lontano. Ma recentemente gli astrofisici hanno misurato una costante esterna sulla base di mappe del fondo cosmico a microonde (CMB), il bagliore frammentario del Big Bang che è diventato lo sfondo dell'universo visibile. Facendo ipotesi su come il push-and-pull di energia e materia nell'universo abbia cambiato il tasso di espansione cosmica da quando si è formato il fondo cosmico a microonde,gli astrofisici possono prendere i loro grafici e regolare la costante di Hubble all'attuale universo locale. I numeri devono corrispondere. Ma non corrispondono.
Forse c'è qualcosa che non va in uno degli approcci. Entrambe le parti sono alla ricerca di difetti nei metodi propri e altrui, e figure di spicco come Friedman si affrettano a presentare le proprie proposte. "Non sappiamo dove questo porterà", dice Friedman.
Ma se non si raggiunge un accordo, diventerà una crepa nel firmamento della cosmologia moderna. Ciò potrebbe significare che alle teorie esistenti manca un ingrediente che interferiva tra il presente e il passato antico, intessuto nella catena di interazioni tra la CMB e l'attuale costante di Hubble. Se è così, la storia si ripeterà. Negli anni '90, Adam Riess, attualmente astrofisico presso la Johns Hopkins University di Baltimora, nel Maryland, guidò uno dei team che scoprirono l'energia oscura, una forza repulsiva che accelera l'espansione dell'universo. Questo è uno dei fattori che i calcoli CMB devono tenere in considerazione.
Ora il team di Riesz sta cercando la costante di Hubble nello spazio vicino e oltre. Il suo scopo non è solo quello di chiarire il numero, ma anche di capire se cambia nel tempo in modo tale che anche l'energia oscura non possa spiegarlo. Finora, ha poca comprensione di quale potrebbe essere il fattore mancante. Ed è molto interessato a ciò che sta accadendo.
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Nel 1927, Hubble andò oltre la Via Lattea, armato del più grande telescopio del mondo all'epoca, il telescopio Hooker da 2,5 metri, situato sul monte Wilson sopra Pasadena. Ha fotografato i deboli punti a spirale che ora ci sono noti come galassie e ha misurato l'arrossamento della loro luce mentre si spostano Doppler verso lunghe onde luminose. Confrontando lo spostamento verso il rosso delle galassie con la loro luminosità, Hubble è giunto a conclusioni curiose: più una galassia era debole e, presumibilmente, più lontana, più velocemente si allontanava. Di conseguenza, l'universo si sta espandendo. Ciò significa che l'Universo ha un'età finita, iniziata con il Big Bang.
Contraddizione cosmica
Il dibattito sulla costante di Hubble e il tasso di espansione dell'Universo ha iniziato a giocare con rinnovato vigore. Gli astronomi sono arrivati a una certa data utilizzando la scala classica delle distanze o osservazioni astronomiche dell'universo locale. Ma questi valori sono in conflitto con le stime cosmologiche fatte dalle mappe dell'universo primordiale e legate ai giorni nostri. Da questa controversia deriva che la crescita dell'universo potrebbe alimentare l'ingrediente mancante.
Per determinare il tasso di espansione - e la costante corrispondente - Hubble aveva bisogno di distanze reali dalle galassie, non solo distanze relative basate sulla loro luminosità apparente. Pertanto, iniziò il laborioso processo di costruzione di una scala remota: dalla Via Lattea alle galassie vicine e oltre, fino ai confini dello spazio in espansione. Ogni gradino della scala deve essere calibrato con "candele standard": oggetti che si muovono, pulsano, lampeggiano o ruotano in modo tale che tu possa dire esattamente quanto sono lontani.
Il primo stadio sembrava abbastanza affidabile: stelle variabili chiamate Cefeidi che aumentano e diminuiscono di luminosità nel corso di diversi giorni o settimane. La durata di questo ciclo indica la luminosità interna della stella. Confrontando la luminosità osservata della Cefeide con la luminosità emanata dalle sue vibrazioni, Hubble è stato in grado di calcolare la distanza da essa. Il telescopio Mount Wilson è stato in grado di distinguere diverse Cefeidi nelle galassie vicine. Per le galassie lontane, ha ipotizzato che le stelle luminose in esse avessero la stessa luminosità interna. Anche nelle galassie più lontane, ha suggerito Hubble, ci saranno candele standard con luminosità uniforme.
Ovviamente, queste ipotesi non erano le migliori. La prima costante pubblicata da Hubble era di 500 chilometri al secondo per megaparsec - cioè, per ogni 3,25 milioni di anni luce che scrutava nello spazio, l'universo in espansione spingeva le galassie di 500 chilometri al secondo più velocemente. Questo numero non era corretto e implicava che l'universo avesse solo 2 miliardi di anni, cioè quasi sette volte meno di quanto si creda oggi. Ma quello era solo l'inizio.
Nel 1949 fu completata la costruzione del telescopio da 5,1 metri a Palomar, nel sud della California, giusto in tempo per l'attacco di cuore di Hubble. Ha consegnato il mantello a Sandage, un osservatore vincente che ha trascorso i decenni successivi a sviluppare lastre fotografiche durante le sessioni notturne, lavorando con il gigantesco apparato del telescopio, tremando per il freddo e bisognoso di pause.
Con la risoluzione più alta di Palomar e l'elevato potere di raccolta della luce, Sandage è stato in grado di ripescare Cefeidi da galassie più lontane. Si rese anche conto che le stelle luminose di Hubble erano, in sostanza, interi ammassi stellari. Erano di natura più luminosa e quindi molto più lontani di quanto pensasse Hubble, il che, tra le altre modifiche, implicava una costante di Hubble molto più bassa. Negli anni '80, Sandage si stabilì a 50 anni, che difese ferocemente. Uno dei suoi più famosi oppositori, l'astronomo francese Gerard de Vaucouleurs, suggerì un valore di 50. Uno dei parametri più importanti della cosmologia è letteralmente raddoppiato.
Alla fine degli anni '90, Friedman, dopo essere sopravvissuta agli abusi verbali di Sandage, si è posta il compito di risolvere questo enigma con un nuovo strumento, come se fosse stato deliberatamente progettato per il suo lavoro: il telescopio spaziale Hubble. La sua visione chiara dell'atmosfera ha permesso al team di Friedman di identificare le singole Cefeidi 10 volte più in là di quanto ha fatto Sandage con Palomar. A volte in queste galassie c'erano sia Cefeidi che fari più luminosi - supernove di tipo Ia. Queste stelle nane bianche che esplodono sono visibili nello spazio ed esplodono a una luminosità massima e costante. Calibrate per le Cefeidi, le supernove possono essere utilizzate da sole per sondare i confini più lontani dello spazio. Nel 2001, la squadra di Friedman ha ridotto la costante di Hubble a 72 più o meno 8, ponendo fine alla faida Sandage-de Vaucouleurs. "Ero esausta", dice. "Ho pensato,non tornare mai a lavorare sulla costante di Hubble."
Edwin Hubble
Ma poi è apparso un fisico che ha trovato un modo indipendente per calcolare la costante di Hubble usando il più distante e spostato verso il rosso: il fondo a microonde. Nel 2003, la sonda WMAP ha pubblicato la sua prima mappa, che mostrava gli spettri delle fluttuazioni di temperatura nella CMB. Questa mappa non forniva una candela standard, ma un criterio standard: un modello di punti caldi e freddi nella zuppa primordiale, creato da onde sonore che si sono increspate in tutto l'universo neonato.
Facendo diverse ipotesi sugli ingredienti di questo brodo - sotto forma di particelle familiari, atomi e fotoni, alcune sostanze invisibili aggiuntive come la materia oscura e l'energia oscura - il team di WMAP è stato in grado di calcolare la dimensione fisica di queste onde sonore primordiali. Può essere paragonato alla dimensione apparente delle onde sonore registrate negli spot CMB. Questo confronto ha fornito la distanza dal fondo a microonde e il valore del tasso di espansione dell'Universo in quel momento iniziale. Facendo ipotesi su come le particelle ordinarie, l'energia oscura e la materia oscura abbiano cambiato l'espansione da allora, il team WMAP è stato in grado di portare la costante in linea con la sua velocità di rotazione attuale. Inizialmente hanno dedotto un valore di 72, secondo quanto scoperto da Friedman.
Ma da allora, le misurazioni astronomiche della costante di Hubble hanno mostrato valori più alti, sebbene l'errore sia diminuito. In pubblicazioni recenti, Riess si è fatto avanti utilizzando una telecamera a infrarossi installata nel 2009 presso il telescopio Hubble, che può sia determinare le distanze dalle Cefeidi della Via Lattea sia evidenziare i loro parenti più lontani e più rossi tra le stelle più blu che normalmente circondano le Cefeidi. L'ultimo risultato dato dal team Riess è stato di 73.24.
Nel frattempo, la missione Planck (ESA), che ha mostrato la CMB in alta risoluzione e con una maggiore precisione della temperatura, si è fermata a 67,8. Secondo le leggi della statistica, queste due quantità sono separate da uno spazio di 3,4 sigma - non 5 sigma, che nella fisica delle particelle parla di un risultato significativo, ma quasi. "È difficile spiegarlo per errore statistico", afferma Chuck Bennett, astrofisico presso la Johns Hopkins University che ha guidato il team WMAP.
Ciascun lato punta un dito verso l'altro. Georg Ephstatius, il capo cosmologo del team di Planck presso l'Università di Cambridge, afferma che i dati di Planck sono "assolutamente incrollabili". Una nuova analisi dei risultati di Planck nel 2013 gli ha fatto riflettere. Ha scaricato i dati di Riesz e ha pubblicato la propria analisi con una costante di Hubble inferiore e meno precisa. Crede che gli astronomi cercassero una scala "sporca".
In risposta, gli astronomi affermano di effettuare una misurazione effettiva dell'universo moderno, poiché il metodo di misurazione CMB si basa su molti presupposti cosmologici. Se non convergono, dicono, perché non cambiare la cosmologia? Invece, "Georg Ephstatius viene fuori e dice, ho intenzione di riconsiderare tutti i tuoi dati", dice Barry Mador dell'Università di Chicago, marito e collega di Friedman dagli anni '80. Cosa fare? Il nodo gordiano deve essere tagliato.
Wendy Friedman credeva che il suo studio del 2001 avesse rivelato la costante di Hubble, ma la controversia si è riaccesa.
Da parte degli astronomi, esiste un metodo chiamato lente gravitazionale. Attorno a una galassia enorme, la gravità stessa distorce lo spazio, formando una lente gigante che può distorcere la luce proveniente da una sorgente luminosa lontana come un quasar. Se l'allineamento della lente e del quasar è certo, la luce correrà lungo diversi percorsi verso la Terra e creerà molte immagini della galassia lente. Se sei fortunato, il quasar cambierà di luminosità, cioè tremolerà. Anche ogni immagine clonata lampeggerà, ma non contemporaneamente, perché i raggi di luce di ciascuna immagine prendono percorsi diversi attraverso lo spazio distorto. Il ritardo tra gli sfarfallamenti indica la differenza nelle lunghezze del percorso; abbinandoli alla dimensione della galassia, gli astronomi possono utilizzare la trigonometria per calcolare la distanza assoluta dalla galassia lente. Solo tre galassie sono state accuratamente misurate in questo modo e altre sei sono attualmente allo studio. Alla fine di gennaio, l'astrofisica Sherri Suyu del Max Planck Institute for Astrophysics in Germania e i suoi colleghi hanno pubblicato i loro migliori calcoli della costante di Hubble. "La nostra dimensione si adatta con l'approccio della distanza della scala", dice Suyu.
Nel frattempo, i cosmologi hanno anche assi nella manica: le oscillazioni acustiche barioniche (BAO). Man mano che l'universo matura, le stesse onde sonore che sono state impresse sulla CMB hanno lasciato ammassi di materia che sono cresciuti in ammassi galattici. La posizione delle galassie nel cielo dovrebbe preservare i rapporti originali delle onde sonore e, come prima, confrontare il modello apparente con le dimensioni effettive calcolate determina la distanza. Come il metodo CMB, il metodo BAO consente di formulare un'ipotesi cosmologica. Ma negli ultimi anni ha mantenuto i valori di Hubble costanti alla pari di Planck. La quarta iterazione dello Sloan Digital Sky Survey, un'indagine globale del cielo che mappa la mappa galattica, aiuterà a perfezionare queste misurazioni.
Ciò non significa che le squadre in competizione per la scala delle distanze e la CMB stiano semplicemente aspettando altri modi per risolvere la controversia. Per consolidare le fondamenta della scala delle distanze, la distanza dalle Cefeidi nella Via Lattea, la missione Gaia dell'Agenzia spaziale europea sta cercando di determinare le distanze esatte da un miliardo di stelle vicine diverse, incluse le Cefeidi. Gaia, che orbita intorno al Sole al di fuori della Terra, utilizza la misura più affidabile: la parallasse, o lo spostamento apparente delle stelle rispetto allo sfondo del cielo, quando la sonda raggiunge punti opposti nella sua orbita. Quando il set di dati Gaia completo verrà rilasciato nel 2022, fornirà ulteriore terreno per la fiducia degli astronomi. Riess ha già trovato suggerimenti a favore della sua costante di Hubble più alta quando ha utilizzato i risultati preliminari di Gaia.
Anche i cosmologi sperano di consolidare le loro misurazioni con l'Atacama Cosmological Telescope in Cile e il South Pole Telescope, che possono testare i risultati di alta precisione di Planck. E se i risultati si rifiutano di convergere, i teorici cercheranno di colmare il divario. “Va bene quando il modello si blocca. La convalida del modello non è interessante."
Ad esempio, si potrebbe aggiungere una particella in più al modello standard dell'Universo. La CMB offre una stima del budget energetico totale subito dopo il Big Bang, quando è stato suddiviso in materia e radiazione ad alta energia. Come segue dalla famosa formula di equivalenza di Einstein E = mc2, l'energia ha agito come la materia, rallentando l'espansione dello spazio con la sua gravità. Ma la materia è un freno più efficace. Nel corso del tempo, la radiazione - fotoni di luce e altre particelle di luce come i neutrini - si è raffreddata e ha perso energia, l'effetto gravitazionale si è indebolito.
Attualmente sono noti tre tipi di neutrini. Se ce ne fosse una quarta, come hanno suggerito alcuni teorici, ci fosse un po 'di più dal lato delle radiazioni del bilancio energetico originale dell'universo, e questa parte si dissiperebbe più velocemente. Questo, a sua volta, significherebbe che l'universo primordiale si stava espandendo più velocemente di quanto previsto dalla lista degli ingredienti della cosmologia moderna. In futuro, questa aggiunta potrebbe conciliare due risultati diversi. Ma i rivelatori di neutrini non hanno ancora rivelato alcun indizio di neutrini di tipo 4 e le altre misurazioni di Planck hanno limitato la quantità totale di radiazioni in eccesso.
Un'altra opzione è la cosiddetta energia oscura fantasma. I veri modelli cosmologici significano potenza costante da energia oscura. Se l'energia oscura diventa più forte nel tempo, spiegherebbe perché il cosmo si sta espandendo più velocemente di quanto si potrebbe pensare guardando l'universo primordiale. Tuttavia, l'energia oscura variabile sembra completamente ridondante. I cosmologi e gli astrofisici sono inclini a credere che i problemi risiedano nei metodi esistenti piuttosto che nella nuova fisica.
Friedman crede che l'unica soluzione - combattere il fuoco con il fuoco - risieda nelle nuove osservazioni dell'universo. Insieme a Mador, si stanno preparando a condurre una misurazione separata, calibrata non solo per le Cefeidi, ma anche per altri tipi di stelle variabili e giganti rosso vivo. Gli esempi più vicini possono essere studiati usando un telescopio automatico largo 30 centimetri, e quelli distanti aiuteranno ad esplorare i telescopi spaziali Hubble e Spitzer. Una volta che è stata in grado di far fronte all'oscuro e violento Sandage, è pronta a rispondere all'audace sfida del team di Planck e Riesz.
“Hanno detto che ci sbagliavamo. Bene, vediamo , scherza.
ILYA KHEL
