L'Universo in espansione, pieno di galassie e la complessa struttura che osserviamo oggi, è sorto da uno stato più piccolo, più caldo, più denso e più uniforme. Ci sono voluti migliaia di scienziati che lavorano da centinaia di anni per arrivare a questo quadro, eppure la mancanza di un consenso su ciò che il tasso di espansione è in realtà ci dice che o qualcosa è terribilmente sbagliato, o abbiamo un errore non identificato da qualche parte. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ E L. HERNQUIST, SCIENCE 319, 5859 (47))

Gli scienziati non possono essere d'accordo sull'universo in espansione

È un mistero cosmico o un errore terribilmente banale.

L'universo si sta espandendo e ogni scienziato sul campo è d'accordo con questo. Le osservazioni supportano in modo schiacciante quella conclusione semplice, e ogni alternativa non è riuscita a eguagliare i suoi successi dalla fine degli anni 1920. Ma negli sforzi scientifici, il successo non può essere semplicemente qualitativo; dobbiamo comprendere, misurare e quantificare l'espansione dell'Universo. Dobbiamo sapere di quanto l'Universo si sta espandendo.

Per generazioni, astronomi, astrofisici e cosmologi hanno tentato di affinare le nostre misurazioni del ritmo di espansione dell'Universo: la costante di Hubble. Dopo molti decenni di dibattiti, il progetto chiave del telescopio spaziale Hubble sembrava risolvere il problema: 72 km / s / Mpc, con solo un'incertezza del 10%. Ma ora, 17 anni dopo, gli scienziati non possono essere d'accordo. Un campo sostiene ~ 67 km / s / Mpc; l'altro afferma ~ 73 km / s / Mpc e gli errori non si sovrappongono. Qualcosa, o qualcuno, è sbagliato e non possiamo capire dove.

Più è lontana una galassia, più velocemente si espande lontano da noi e più la sua luce appare spostata verso il rosso. Una galassia che si muove con l'Universo in espansione sarà ancora più lontana di anni luce, oggi, rispetto al numero di anni (moltiplicato per la velocità della luce) che ha impiegato la luce emessa da esso per raggiungerci. Ma la velocità con cui l'Universo si sta espandendo è qualcosa su cui gli astronomi che utilizzano tecniche diverse non possono concordare. (LARRY MCNISH OF RASC CALGARY CENTRE)

La ragione per cui questo è un problema è perché abbiamo due modi principali per misurare il tasso di espansione dell'Universo: attraverso la scala della distanza cosmica e guardando i segnali che provengono dai primi momenti del Big Bang. I due metodi sono estremamente diversi.

  • Per la scala delle distanze, osserviamo oggetti vicini e ben compresi, quindi osserviamo quegli stessi tipi di oggetti in posizioni più distanti, quindi ne deduciamo le distanze, quindi usiamo le proprietà che osserviamo a quelle distanze per andare ancora più lontano, ecc. misurazioni redshift e distanza, possiamo ricostruire la velocità di espansione dell'Universo.
  • Per il metodo dei segnali iniziali, possiamo usare la luce rimanente del Big Bang (lo sfondo cosmico a microonde) o le distanze di correlazione tra galassie distanti (dalle oscillazioni acustiche di Baryon) e vedere come tali segnali si evolvono nel tempo man mano che l'Universo si espande.

Il primo metodo sembra fornire costantemente la cifra più alta di ~ 73 km / s / Mpc, mentre il secondo fornisce ~ 67 km / s / Mpc.

Candele standard (L) e righelli standard (R) sono due diverse tecniche utilizzate dagli astronomi per misurare l'espansione dello spazio a vari tempi / distanze in passato. In base a come quantità come la luminosità o la dimensione angolare cambiano con la distanza, possiamo dedurre la storia di espansione dell'Universo. L'uso del metodo a candela fa parte della scala della distanza, che produce 73 km / s / Mpc. L'uso del righello fa parte del metodo del segnale precoce, producendo 67 km / s / Mpc. Questi valori sono incoerenti. (NASA / JPL-CALTECH)

Questo dovrebbe disturbarti profondamente. Se comprendiamo il modo in cui l'Universo funziona correttamente, allora ogni metodo che utilizziamo per misurarlo dovrebbe fornire le stesse proprietà e la stessa storia sul cosmo in cui abitiamo. Sia che utilizziamo stelle giganti rosse o stelle variabili blu, galassie a spirale rotanti o spirali faccia a faccia con luminosità fluttuante, galassie ellittiche sciamanti o supernove di tipo Ia, o lo sfondo cosmico a microonde o correlazioni di galassie, dovremmo ottenere una risposta coerente con un universo avere le stesse proprietà.

Ma non è quello che succede. Il metodo della scala delle distanze fornisce sistematicamente un valore superiore di circa il 10% rispetto al metodo dei segnali iniziali, indipendentemente da come misuriamo la scala delle distanze o dal segnale iniziale che utilizziamo. Ecco il metodo più accurato per ognuno.

Il metodo di parallasse, impiegato da quando i telescopi sono diventati abbastanza buoni nel 1800, implica notare l'apparente cambiamento di posizione di una stella vicina rispetto a quelle più distanti, di fondo. Potrebbero esserci dei pregiudizi in questo metodo a causa della presenza di masse che non abbiamo adeguatamente considerato. (ESA / ATG MEDIALAB)

1.) La scala delle distanze: inizia con le stelle nella nostra galassia. Misura la loro distanza usando la parallasse, che è come la posizione apparente di una stella cambia nel corso di un anno terrestre. Man mano che il nostro mondo si muove intorno al Sole, la posizione apparente di una stella vicina cambierà rispetto a quella di sfondo; la quantità di spostamento ci dice la distanza della stella.

Alcune di quelle stelle saranno stelle variabili Cefeidi, che mostreranno una relazione specifica tra la loro luminosità (luminosità intrinseca) e il loro periodo di pulsazione: la Legge di Leavitt. I cefeidi sono abbondanti nella nostra galassia, ma possono anche essere visti in galassie lontane.

La costruzione della scala della distanza cosmica implica il passaggio dal nostro Sistema Solare alle stelle, dalle galassie vicine a quelle distanti. Ogni

E in alcune di queste galassie distanti, contenenti Cepheid, ci sono anche supernove di tipo Ia che sono state osservate. Queste supernove possono essere osservate in tutto l'Universo, da qui nel nostro cortile cosmico a galassie situate a molti miliardi o addirittura decine di miliardi di anni luce di distanza.

Con solo tre pioli:

  • misurare la parallasse delle stelle nella nostra galassia, inclusi alcuni cefeidi,
  • misurando Cefeidi nelle galassie vicine fino a 50-60 milioni di anni luce di distanza, alcuni dei quali contengono supernove di tipo Ia,
  • e quindi misurare le supernovae di tipo Ia nei recessi distanti dell'universo in espansione,

possiamo ricostruire qual è il tasso di espansione oggi e come tale tasso di espansione è cambiato nel tempo.

Lo schema dei picchi acustici osservati nella CMB dal satellite Planck esclude efficacemente un universo che non contiene materia oscura e inoltre vincola strettamente molti altri parametri cosmologici. (P.A.R. ADE ET AL. AND THE PLANCK COLLABORATION (2015))

2.) I primi segnali: in alternativa, inizia con il Big Bang e la consapevolezza che il nostro Universo è pieno di materia oscura, energia oscura, materia normale, neutrini e radiazioni.

Che cosa accadrà?

Le masse si attireranno a vicenda e tenteranno di subire un collasso gravitazionale, con le regioni più dense che attirano sempre più materia circostante. Ma il cambiamento di gravità porta a un cambiamento di pressione, causando il flusso di radiazioni da queste regioni, lavorando per sopprimere la crescita gravitazionale.

La cosa divertente è questa: la materia normale ha una sezione trasversale di interazione con la radiazione, ma la materia oscura no. Ciò porta a uno specifico "schema acustico" in cui la materia normale sperimenta questi rimbalzi e compressioni dalle radiazioni.

Un'illustrazione degli schemi di raggruppamento dovuti alle oscillazioni acustiche di Baryon, in cui la probabilità di trovare una galassia a una certa distanza da qualsiasi altra galassia è governata dal rapporto tra materia oscura e materia normale. Man mano che l'Universo si espande, anche questa distanza caratteristica si espande, permettendoci di misurare la costante di Hubble, la densità della materia oscura e persino l'indice spettrale scalare. I risultati concordano con i dati della CMB e un universo composto per il 27% da materia oscura, al contrario del 5% da materia normale. (ZOSIA ROSTOMIAN)

Questo si presenta con un particolare insieme di picchi nelle fluttuazioni di temperatura dello Sfondo Cosmico a Microonde e una scala di distanza specifica per la quale è più probabile trovare una galassia che più vicina o più lontana. Man mano che l'Universo si espande, queste scale acustiche cambiano, il che dovrebbe portare a segnali sia nello Sfondo Cosmic Microonde (due immagini in alto) che nelle scale in cui si raggruppano le galassie (un'immagine in alto).

Misurando cosa sono queste scale e come cambiano con la distanza / spostamento verso il rosso, possiamo anche ottenere una velocità di espansione per l'Universo. Mentre il metodo della scala della distanza fornisce una velocità di circa 73 ± 2 km / s / Mpc, entrambi questi metodi di segnale precoce danno 67 ± 1 km / s / Mpc. I numeri sono diversi e non si sovrappongono.

Tensioni di misurazione moderne dalla scala della distanza (rossa) con dati CMB (verde) e BAO (blu). I punti rossi provengono dal metodo della scala della distanza; il verde e il blu provengono da metodi di

Ci sono molte potenziali spiegazioni. È possibile che l'Universo vicino abbia proprietà diverse rispetto all'Universo primordiale ultra-distante, e quindi entrambe le squadre sono corrette. È possibile che la materia oscura o l'energia oscura (o qualcosa che li imita) stia cambiando nel tempo, portando a misurazioni diverse utilizzando metodi diversi. È possibile che ci sia qualche nuova fisica o qualcosa che tira sul nostro Universo da oltre l'orizzonte cosmico. O forse c'è un difetto fondamentale nei nostri modelli cosmologici.

Ma queste possibilità sono fantastiche, spettacolari, sensazionali. Potrebbero ottenere la stragrande maggioranza della stampa e del prestigio, poiché sono fantasiosi e intelligenti. Ma c'è anche una possibilità molto più banale che è molto più probabile: l'Universo è semplicemente lo stesso ovunque, e una delle tecniche di misurazione è intrinsecamente distorta.

Prima di Planck, il miglior adattamento ai dati indicava un parametro di Hubble di circa 71 km / s / Mpc, ma un valore di circa 70 o superiore ora sarebbe troppo grande sia per la densità della materia oscura (asse x) che abbiamo visto con altri mezzi e l'indice spettrale scalare (lato destro dell'asse y) di cui abbiamo bisogno perché la struttura su larga scala dell'Universo abbia un senso. (P.A.R. ADE ET AL. AND THE PLANCK COLLABORATION (2015))

È difficile identificare i potenziali pregiudizi nei primi metodi di segnale, perché le misurazioni di WMAP, Planck e Sloan Digital Sky Survey sono così precise. Nel fondo cosmico a microonde, ad esempio, abbiamo misurato molto bene la densità della materia dell'Universo (circa il 32% ± 2%) e l'indice spettrale scalare (0,968 ± 0,010). Con queste misurazioni in atto, è molto difficile ottenere una cifra per la costante di Hubble che sia maggiore di circa 69 km / s / Mpc, che è davvero il limite superiore.

Ci possono essere errori che ci influenzano, ma abbiamo difficoltà a elencare ciò che potrebbero essere.

Due modi diversi per realizzare una supernova di tipo Ia: lo scenario di accrescimento (L) e lo scenario di fusione (R). Non è ancora noto quale di questi due meccanismi sia più comune nella creazione di eventi di supernova di tipo Ia o se vi sia una componente da scoprire in queste esplosioni. (NASA / CXC / M. WEISS)

Per il metodo della scala delle distanze, tuttavia, sono abbondanti:

  • I nostri metodi di parallasse possono essere influenzati dalla gravità del nostro quartiere solare locale; lo spazio-tempo piegato che circonda il nostro Sole potrebbe alterare sistematicamente le nostre determinazioni di distanza.
  • Siamo limitati nella nostra comprensione dei Cefeidi, incluso il fatto che ci sono due tipi di essi e alcuni di essi si trovano in ambienti non incontaminati.
  • E le supernovae di tipo Ia possono essere causate dall'accumulo di nane bianche o dalla collisione e dalla fusione di nane bianche, gli ambienti in cui si trovano possono evolversi nel tempo e potrebbe esserci ancora di più nel mistero di come sono fatti di quanto non lo sia attualmente capire.

La discrepanza tra questi due diversi modi di misurare l'Universo in espansione può semplicemente essere un riflesso della nostra eccessiva fiducia in quanto piccoli siano effettivamente i nostri errori.

La ricostruzione 3D di 120.000 galassie e le loro proprietà di raggruppamento, dedotte dal loro spostamento verso il rosso e dalla formazione di strutture su larga scala. I dati di questi sondaggi ci consentono di inferire la velocità di espansione dell'Universo, che è coerente con le misurazioni CMB ma non con le misurazioni della scala delle distanze. (JEREMY TINKER E LA COLLABORAZIONE SDSS-III)

La domanda su quanto velocemente si sta espandendo l'Universo è quella che ha turbato astronomi e astrofisici sin dalla prima espansione. È un risultato incredibile il fatto che metodi multipli e indipendenti producano risposte coerenti entro il 10%, ma non sono d'accordo tra loro e questo è preoccupante.

Se si verifica un errore nella parallasse, nei cefeidi o nelle supernove, la velocità di espansione potrebbe essere veramente bassa: 67 km / s / Mpc. In tal caso, l'Universo si allineerà quando identificheremo il nostro errore. Ma se il gruppo Cosmic Microwave Background si sbaglia, e il tasso di espansione è più vicino a 73 km / s / Mpc, predice una crisi nella cosmologia moderna. L'universo non può avere la densità della materia oscura e le fluttuazioni iniziali 73 km / s / Mpc implicherebbero.

O una squadra ha commesso un errore non identificato o la nostra concezione dell'Universo ha bisogno di una rivoluzione. Scommetto sul primo.

Starts With A Bang è ora su Forbes e ripubblicato su Medium grazie ai nostri sostenitori di Patreon. Ethan ha scritto due libri, Beyond The Galaxy e Treknology: The Science of Star Trek da Tricorders a Warp Drive.