L’espansione o la contrazione dell’universo dipende dal suo contenuto e dalla sua storia passata. Con abbastanza materia, l’espansione rallenterà o addirittura diventerà una contrazione. D’altra parte, l’energia oscura spinge l’universo verso un aumento dei tassi di espansione. L’attuale tasso di espansione è solitamente espresso come Costante di Hubble (in unità di chilometri al secondo per Megaparsec, o solo al secondo).

Hubble ha scoperto che l’universo non era statico, ma piuttosto si stava espandendo!

Panoramica storica

Nel 1920, Edwin Hubble, utilizzando il telescopio da 100″ di nuova costruzione dell’Osservatorio MountWilson, rilevò stelle variabili in diverse nebulose. Le nebulose sono oggetti diffusi la cui natura era un argomento di acceso dibattito nella comunità astronomica: erano nuvole interstellari nella nostra galassia della Via Lattea o intere galassie al di fuori della nostra galassia?Questa è stata una domanda difficile a cui rispondere perché è notoriamente difficile misurare la distanza dalla maggior parte dei corpi astronomici poiché non esiste un punto di riferimento per il confronto.La scoperta di Hubble fu rivoluzionaria perché queste stelle variabili avevano una caratteristica simile a una classe di stelle chiamate variabili Cefeidi. In precedenza, Henrietta Levitt, parte di un gruppo di astronomi femminili che lavorano all’Harvard College Observatory, aveva mostrato una stretta correlazione tra il periodo di una stella variabile cefeide e la sua luminosità (luminosità intrinseca). Conoscendo la luminosità di una sorgente è possibilemisurare la distanza da quella sorgente misurando quanto luminosa ci appare:il dimmer appare più lontano è. Così, misurando il periodo di queste stelle (e quindi la loro luminosità) e la loro luminosità apparente, Hubble è stato in grado di dimostrare che queste nebulonon erano nuvole all’interno della nostra Galassia, ma erano galassie esterne ben oltre il bordo della nostra Galassia.

La seconda scoperta rivoluzionaria di Hubble si basava sul confronto delle sue misurazioni delle determinazioni della distanza galattica basate sulle nefeidi con le misurazioni delle velocità relative di queste galassie. Ha dimostrato che le galassie più lontane si stavano allontanando da noi in modo più rapido:

v = Hod

dove v è la velocità con cui una galassia si allontana da noi e d è la sua distanza. La costante di proporzionalità Ho è ora chiamata costante di Hubble. L’unità comune di velocità utilizzata per misurare la velocità di una galassia è km / sec, mentre l’unità più comune per misurare la distanza dalle galassie vicine è chiamata Megaparsec (Mpc) che è pari a 3,26 milioni di anni luce o 30,800,000,000,000,000,000 km! Quindi le unità della costante di Hubble sono (km / sec) / Mpc.

Questa scoperta ha segnato ilinizio dell’era moderna della cosmologia. Oggi, le variabili cefeidi rimangono una delle migliorimetodi per misurare le distanze dalle galassie e sono vitali per determinare il tasso di espansione (la costante di Hubble) e l’età dell’universo.

Cosa sono le variabili Cepheid?

La struttura di tutte le stelle, incluse le stelle variabili Sole e Cefeide, è determinata dall’opacità della materia nella stella. Se la materia è molto opaca, allora ci vuole molto tempo perché i fotoni si diffondano dal nucleo caldo della stella, e forti gradienti di temperatura e pressione possono svilupparsi nella stella. Se la materia è quasi trasparente, allorale fotografie si muovono facilmente attraverso la stella e cancellano qualsiasi gradiente di temperatura. Cefeide starsoscillate tra due stati: quando la stella è nel suo stato compatto, l’elio in un layerof sua atmosfera è singolarmente ionizzato. I fotoni si disperdono dall’elettrone legato in atomi di elio ionizzati in modo significativo, quindi lo strato è molto opaco e i gradienti di temperatura e pressione di grandi dimensioni si accumulano attraverso lo strato. Queste grandi pressioni causano l’espansione dello strato (el’intera stella). Quando la stella è nel suo stato espanso, l’elio nello stratoè doppiamente ionizzato, in modo che lo strato sia più trasparente alle radiazioni e ci sia moltodebensione di pressione più debole attraverso lo strato. Senza il gradiente di pressione per sostenere la stella contro la gravità, lo strato (e l’intera stella) si contrae e la stella ritorna al suo stato compresso.

Le stelle variabili cefeidi hanno masse comprese tra cinque e venti masse solari. Le stelle più massive sono più luminose e hanno buste più estese. Poiché le loro buste sono più estese e la densità nelle loro buste è inferiore, il loro periodo di variabilità,che è proporzionale alla radice quadrata inversa della densità nello strato, è più lungo.

Link di testo al comunicato stampa HST che descrive questa immagine.

Difficoltà nell’uso delle Cefeidi

Ci sono state una serie di difficoltà associate all’uso delle Cefeidi come indicatori di distanza. Per gran parte del secolo scorso, gli astronomi hanno usato lastre fotografiche per misurare i fluxida stelle. Le piastre erano altamente non lineari e spesso producevano misurazioni del flusso errate.Poiché le stelle massicce sono di breve durata, si trovano sempre vicino ai loro luoghi di nascita polverosi.La polvere assorbe la luce, in particolare alle lunghezze d’onda blu in cui sono state riprese la maggior parte delle immagini fotografiche, e se non correttamente corretto, questo assorbimento di polvere può portare a determinazioni di luminosità errate. Infine, è stato molto difficile rilevare le galassie indistanti di Cefeidi dal suolo: l’atmosfera fluttuante della Terra rende impossibile separare queste stelle dalla luce diffusa delle loro galassie ospiti.

Un’altra difficoltà storica con l’utilizzo di Cefeidi come indicatori di distanza è stato il problema di determinare la distanza da un campione di cefeidi vicine. Negli ultimi anni, gli astronomi hanno sviluppato diversi metodi molto affidabili e indipendenti per determinare le distanze dalla Grande Nube di Magellano (LMC) e dalla Piccola Nube di Magellano (SMC), due delle vicine galassie satelliti della nostra Galassia Via Lattea. Poiché LMC e SMC contengonogrande numero di cefeidi, possono essere utilizzati per calibrare la scala della distanza.

Recenti progressi

I progressi tecnologici hanno permesso agli astronomi di superare una serie di altre difficoltà del passato. I rivelatori chiamati CCD (dispositivi accoppiati a carica – come quelli utilizzati nelle fotocamere digitali) hanno reso possibili misurazioni accurate del flusso di radiazioni. Questi rivelatori sono anche sensibili negli infrarossilunghezza d’onda. La polvere è molto più trasparente a queste lunghezze d’onda. Misurando i flussi a più lunghezze d’onda, gli astronomi sono stati in grado di correggere gli effetti della polvere e di effettuare determinazioni di distanza molto più accurate.

Questi progressi hanno permesso uno studio più accurato delle galassie vicine che compongono il”Gruppo locale” di galassie. Gli astronomi hanno osservato le Cefeidi sia nella regione ricca di metalli della galassia di Andromeda che nella regione esterna povera di metalli. (Per un astronomo, un “metallo” è qualsiasi elemento più pesante dell’elio – il secondo elemento più leggero nella tabella periodica. Tali elementi sono prodotti nelle stelle e vengono infine rilasciati nel mezzo interstellare man mano che le stelle si evolvono.) Questo lavoro ha dimostrato che le proprietà dei Cefeidinon dipendeva sensibilmente dalle abbondanze chimiche. Nonostante questi progressi, gli astronomi, limitati dall’atmosfera terrestre, potevano misurare solo le distanze dalle galassie più vicine. Oltre al movimento dovuto all’espansione dell’universo, le galassie hanno”movimenti relativi” dovuti all’attrazione gravitazionale dei loro vicini. A causa di questi “movimenti peculiari”, gli astronomi devono misurare le distanze alle galassie distanti in modo che possano determinare la costante di Hubble.

Cercando di spingersi più in profondità nell’universo, gli astronomi hanno sviluppato una serie di nuovetecniche per determinare le distanze relative alle galassie: queste scale di distanza relativedistance indipendenti ora accettano di meglio di 10%. Ad esempio,esiste una relazione molto stretta, chiamata relazione Tully-Fisher, tra la velocità di rotazione di una galassia a spirale e la sua luminosità. Gli astronomi hanno anche scoperto che la supernova di tipo Ia, che si pensa sia dovuta alla combustione esplosiva di una stella nana bianca, aveva tutte quasi la stessa luminosità di picco.Tuttavia, senza misurazioni accurate della distanza da un gran numero di galassie prototipo,gli astronomi non potevano calibrare queste misurazioni della distanza relativa. Pertanto, non erano in grado di effettuare determinazioni accurate della costante di Hubble.

Negli ultimi decenni, i principali astronomi, utilizzando dati diversi, hanno riportato valori per la costante di Hubble che variavano tra 50 (km/sec)/Mpc e 100 (km/sec)/Mpc.Risolvere questo fattore di due discrepanze è stato uno dei più importanti problemi in sospeso nella cosmologia osservazionale.

Hubble Key Project

Il programma Key Project ha delineato i principali obiettivi del Telescopio Spaziale Hubble (HST). Uno dei principali obiettivi di HST era quello di completare il programma di EdwinHubble di misurare le distanze dalle galassie vicine. Mentre lo SpaceTelescope Hubble è paragonabile in diametro al telescopio di Hubble sul Monte Wilson, aveva il vantaggio di essere al di sopra dell’atmosfera terrestre, piuttosto che essere situato sulla periferia di Los Angeles. La riparazione del telescopio spaziale Hubble da parte della NASA ha ripristinato la sua visionee ha permesso il programma del progetto chiave. Le foto qui sotto mostrano prima e dopo le immagini di M100, una delle galassie vicine osservate dal programma key project. Con l’HST potenziato, era molto più facile rilevare singole stelle luminose in M100, un passo necessario nello studio delle variabili cefeidi. Il progetto ha anche verificato se le proprietà delle variabili ecefeide sono sensibili alla composizione stellare.

Immagine HST di M100 prima e dopo la riparazione

Link di testo al comunicato stampa HST che descrive questa immagine.

Nel complesso, il progetto chiave ha tentato di ottenere distanze da 20 galassie vicine. Con questo grande esempio, il progetto ha calibrato e incrociato un certo numero di indicatori di distanza secondari. Perché M100 è abbastanza vicino a noi, che per la sua peculiare movimento è un significantfraction della sua velocità di espansione di Hubble, la chiave del team di progetto utilizzato relativa distanceindicators estrapolare l’ammasso della Vergine, nelle vicinanze di un ammasso di galassie containingM100, a distanza di ammasso e di ottenere una misurazione di Hubble constantof 70 (km/sec)/Mpc, con un’incertezza del 10%.

La determinazione chiave del progetto della costante di Hubble è coerente con un certo numero di sforzi indipendenti per stimare la costante di Hubble: una sintesi statistica byG.FR Ellis e i suoi collaboratori della letteratura pubblicata hanno prodotto un valore compreso tra 66 e 82 (km / sec) / Mpc. Tuttavia, non c’era ancora un consenso completo sul valore della costante di gomma.

WMAP e la Costante di Hubble

Caratterizzando la struttura dettagliata delle fluttuazioni di fondo delle microonde cosmiche, WMAP ha determinato con precisione i parametri cosmologici di base, inclusa la costante di Hubble. La migliore misura diretta attuale della costante di Hubble è di 73,8 km/sec/Mpc (più o meno 2,4 km/sec/Mpc inclusi errori casuali e sistematici), corrispondente a un’incertezza del 3%. Utilizzando solo dati WMAP, la costante di Hubble è stimata in 70,0 km / sec/Mpc (dare o prendere 2,2 km/sec / Mpc), anche una misura del 3%. Ciò presuppone che l’universo sia spazialmente piatto, il che è coerente con tutti i dati disponibili. Questa misurazione è completamente indipendente dalle misurazioni tradizionali che utilizzano variabili cefeidi e altre tecniche. Tuttavia, se non facciamo un’ipotesi di planarità, possiamo combinare i dati WMAP con altri dati cosmologici per ottenere 69,3 km / sec/Mpc (dare o prendere 0,8 km/sec / Mpc), una soluzione all ‘ 1% che combina diversi tipi di misurazioni. Dopo aver notato che le osservazioni indipendenti danno risultati coerenti, è ragionevole combinare le informazioni per ottenere la migliore stima dei parametri.

Parti di questa pagina sono state adattate dall’articolo “L’età dell’universo”, D. N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) e W. Freedman (Carnegie Observatories). Proc. Natl.Acad. Sic. USA, Vol. 94, pp. 6579-6584, giugno 1997.

Ulteriori letture:

• Ulteriori informazioni sulla costante di Hubble da Space Telescope Science Instituteincluding movies.
• Freedman, Wendy L. ,” Il tasso di espansione e la scienza dell’universo”, Scientific American, Nov. 1992.
• Osterbrock, D. E., Gwinn, J. A. & Brashear, R. S., “Hubble and the ExpandingUniverse”, Scientific American, luglio 1993.