Luce UV-vis-IR, l’immagine più profonda mai ottenuta. Le diverse galassie mostrate qui sono a diverse distanze e redshift, e ci permettono di ricavare 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)
L’Universo è un luogo enorme, pieno di stelle e galassie per miliardi di anni luce in ogni direzione. Fin dal Big Bang, la luce viaggia da ogni fonte che l’ha creata, con una piccola frazione che alla fine arriva ai nostri occhi. Ma la luce non si propaga semplicemente attraverso lo spazio tra il luogo in cui è stata emessa e quello in cui ci troviamo oggi; il tessuto stesso dello spazio si sta espandendo.
Più una galassia è lontana, più l’espansione dello spazio allunga – e quindi ridimensiona – la luce che alla fine arriverà ai nostri occhi. Man mano che guardiamo a distanze sempre maggiori, vediamo redshift che aumentano. Se tracciamo la scala di questa apparente velocità di recessione con la distanza, otteniamo una bella relazione lineare: La legge di Hubble. Ma la pendenza di quella linea, nota come costante di Hubble, non è affatto una costante. È uno dei più grandi equivoci di tutta l’astronomia.
Ci sono due modi per capire l’espansione dell’Universo: teoricamente e osservativamente. Quando guardiamo l’Universo, vediamo una serie di fatti importanti sull’espansione:
- l’Universo si espande alla stessa velocità in tutte le direzioni,
- più una galassia è lontana, più velocemente si allontana da noi,
- e questo è vero solo in media.
Quando guardiamo le singole galassie, ci sono grandi discrepanze nelle velocità che hanno effettivamente, e questo è dovuto alle interazioni gravitazionali di tutto il resto nell’intero Universo.
Le regioni sottodense (blu/nere) dell’Universo vicino a noi. Le linee e le frecce illustrano la direzione dei flussi di velocità peculiari, ma tutto questo è incorporato in un tessuto di spazio in espansione. Cosmografia dell’universo locale – Courtois, Helene M. et al. Astron.J. 146 (2013) 69
Ma questo non è un problema insormontabile. L’Universo non è un luogo dove abbiamo solo poche galassie di cui possiamo misurare il redshift e la distanza; ci sono letteralmente milioni di galassie per le quali abbiamo fatto questo. Quando troviamo un’enorme quantità di galassie, possiamo fare quello che viene chiamato “binning”, dove prendiamo le galassie in un certo intervallo di distanza e facciamo una media tra loro, calcolando un redshift medio per loro. Facendo questo, troviamo quella relazione lineare che definisce la legge di Hubble.
Ecco la sorpresa, però. Se guardiamo a distanze abbastanza grandi, possiamo vedere che il tasso di espansione non segue più quella legge rettilinea, ma piuttosto delle curve.
La distanza (asse delle x) è coerente con un Universo che si è espanso più velocemente in passato, ma è ancora in espansione oggi. Questa è una versione moderna del lavoro originale di Hubble, che si estende migliaia di volte più lontano. Si noti il fatto che i punti non formano una linea retta, indicando il cambiamento del tasso di espansione nel tempo. Ned Wright, sulla base degli ultimi dati di Betoule et al. (2014)
Quando usiamo un termine come “la costante di Hubble”, stiamo parlando della pendenza di quella linea. Se non è una linea – cioè, se la pendenza cambia – questo ci dice che il tasso di espansione di Hubble dell’Universo non è veramente una costante dopo tutto! La ragione per cui la chiamiamo costante di Hubble è che l’Universo si espande alla stessa velocità in ogni punto dell’Universo: la costante di Hubble è costante in tutto lo spazio.
Ma il tasso di espansione, e quindi il valore della costante di Hubble, cambia nel tempo. Questo non è un rompicapo, ma è piuttosto esattamente quello che ci aspettiamo. Per capirlo, guardiamolo dall’altro punto di vista: teoricamente.
L’hyperwall della Society nel 2017, insieme alla prima equazione di Friedmann a destra. Perimeter Institute / Harley Thronson
La prima equazione di Friedmann è quella a cui si arriva se si parte da un Universo uniformemente pieno di materia, radiazione e qualsiasi altra forma di energia si voglia. Le uniche ipotesi sono che l’Universo sia isotropo (lo stesso in tutte le direzioni), omogeneo (con la stessa densità media ovunque), e governato dalla Relatività Generale. Se si assume questo, si ottiene una relazione tra H, il tasso di Hubble (sul lato sinistro), e tutte le varie forme di materia ed energia nell’Universo (sul lato destro).
La prima equazione di Friedmann, come convenzionalmente scritta oggi (in notazione moderna), dove il lato sinistro dettaglia il tasso di espansione di Hubble e l’evoluzione dello spaziotempo, e il lato destro include tutte le diverse forme di materia ed energia, insieme alla curvatura spaziale.scritto oggi (in notazione moderna), dove il lato sinistro dettaglia il tasso di espansione di Hubble e l’evoluzione dello spaziotempo, e il lato destro include tutte le diverse forme di materia ed energia, insieme alla curvatura spaziale. LaTeX / public domain
Interessante, mentre il tuo Universo si espande, la densità della materia, la radiazione e l’energia possono cambiare. Per esempio, mentre il tuo Universo si espande, il suo volume aumenta, ma il numero totale di particelle nel tuo Universo rimane lo stesso. Questo significa che, in un Universo in espansione, per:
- la materia, la sua densità scende come a-3,
- la radiazione, la sua densità scende come a-4,
- e per l’energia oscura, la sua densità rimane costante, evolvendo come a0,
dove a è il fattore di scala (un proxy per la distanza o il raggio) dell’Universo. Con il passare del tempo, a cresce, e quindi i diversi componenti dell’Universo diventano più o meno importanti l’uno rispetto all’altro.
Un Universo con una maggiore densità di energia complessiva ha una maggiore velocità di espansione. Al contrario, uno con una minore densità di energia ha un tasso di espansione inferiore. Mentre l’Universo invecchia, si espande; mentre si espande, la materia e la radiazione al suo interno diventano meno dense; mentre diventano meno dense, il tasso di espansione diminuisce. Il tasso di espansione, in qualsiasi momento, determina il valore della costante di Hubble. Nel lontano passato, il tasso di espansione era molto più grande, mentre oggi è il più piccolo che sia mai stato.
La densità di energia dell’Universo, e quando potrebbero dominare. Se le stringhe cosmiche o le pareti del dominio esistessero in quantità apprezzabile, contribuirebbero significativamente all’espansione dell’Universo. Potrebbero anche esserci componenti aggiuntivi che non vediamo più, o che non sono ancora apparsi! Si noti che quando arriviamo a oggi, l’energia oscura domina, la materia è ancora un po’ importante, ma la radiazione è trascurabile. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Perché allora, ci si potrebbe chiedere, le galassie molto lontane che osserviamo sembrano seguire questa relazione in linea retta? È perché tutta la luce che arriva ai nostri occhi, da quella emessa da una galassia vicina a quella emessa da una galassia lontana miliardi di anni luce, è tutta vecchia di 13,8 miliardi di anni quando ci raggiunge. L’età di ogni cosa nell’Universo, nel momento in cui ci raggiunge oggi, ha vissuto lo stesso Universo in continuo cambiamento che abbiamo vissuto noi. La costante di Hubble era più alta nel lontano passato, quando gran parte della luce è stata emessa, ma ci sono voluti miliardi di anni perché quella luce arrivasse ai nostri occhi.
Nel corso di questo tempo, l’Universo si è espanso, il che significa che la lunghezza d’onda di quella luce si è allungata. Solo negli ultimi 6 miliardi di anni circa l’energia oscura è diventata importante, e ora abbiamo raggiunto il momento in cui sta rapidamente diventando l’unica componente dell’Universo che ha un impatto sul nostro tasso di espansione. Se tornassimo indietro ad un tempo in cui l’Universo aveva la metà della sua età attuale, il tasso di espansione era dell’80% superiore a quello attuale. Quando l’Universo era solo il 10% della sua età attuale, il tasso di espansione era 17 volte più grande del suo valore attuale.
Ma quando l’Universo raggiungerà 10 volte la sua età attuale, il tasso di espansione sarà solo il 18% più piccolo di oggi.
incertezze su come la densità di energia oscura era/sarà diversa nel passato e nel futuro. I dati indicano una vera “costante” cosmologica, ma altre possibilità sono ancora ammesse. Sfortunatamente, la conversione della materia in radiazione non può imitare l’energia oscura; può solo far sì che ciò che prima si comportava come materia ora si comporti come radiazione. Storie Quantistiche
Questo è dovuto alla presenza dell’energia oscura, che si comporta come una costante cosmologica. In un lontano futuro, la materia e la radiazione diventeranno entrambe relativamente poco importanti rispetto all’energia oscura, il che significa che la densità energetica dell’Universo rimarrà costante. In queste circostanze, il tasso di espansione raggiungerà un valore costante e finito e vi rimarrà. Spostandoci nel lontano futuro, la costante di Hubble diventerà una costante non solo nello spazio, ma anche nel tempo.
Nel lontano futuro, misurando la velocità e la distanza di tutti gli oggetti che possiamo vedere, otterremo la stessa pendenza per quella linea ovunque. La costante di Hubble diventerà veramente una costante.
componenti dell’Universo in vari momenti del passato. Si noti che quando l’energia oscura raggiunge un numero vicino al 100% nel futuro, la densità di energia dell’Universo rimarrà costante arbitrariamente molto avanti nel tempo. E. Siegel
Se gli astronomi fossero stati più attenti alle loro parole, avrebbero chiamato H il parametro Hubble, piuttosto che la costante di Hubble, poiché cambia nel tempo. Ma per generazioni, le uniche distanze che potevamo misurare erano abbastanza vicine da far sembrare H costante, e non abbiamo mai aggiornato questo. Invece, dobbiamo stare attenti a notare che H è una funzione del tempo, e solo oggi – dove la chiamiamo H0 – è una costante. In realtà, il parametro di Hubble cambia nel tempo, ed è solo una costante ovunque nello spazio. Eppure, se vivessimo abbastanza lontano nel futuro, vedremmo che H smette di cambiare completamente. Per quanto possiamo essere attenti a fare la distinzione tra ciò che è effettivamente costante e ciò che cambia ora, in un lontano futuro, l’energia oscura assicura che non ci sarà alcuna differenza.
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