8 minuti di letturaLa crisi della costante di Hubble non è colpa delle stelle Cefeidi

La costante di Hubble (H0) è un parametro che indica il tasso di espansione dell’universo. Attenzione: la costante di Hubble non è la velocità di espansione dell’universo; piuttosto bisogna pensare alla costante di Hubble come qualcosa che ci dice di quanto si amplifica lo spazio che misuriamo tra le galassie man mano che passa il tempo. Sì, lo so che sembra una velocità e in senso matematico lo è. Ma non è la velocità con cui le galassie si allontanano: dobbiamo pensare all’universo come un panettone che lievita, dove le galassie sono le uvette. Mentre il panettone cresce di dimensioni, le uvette si allontanano ma stanno ferme, incastrate nell’impasto.

La costante di Hubble è dunque completamente legata al modo in cui l’universo si espande, cioè il modo in cui il nostro panettone cosmico lievita.

Proprio come la lievitazione dell’impasto dipende in qualche modo da ciò che c’è dentro l’impasto, anche l’espansione dell’universo dipende da ciò che c’è dentro. Nel caso dell’universo, gli ingredienti sono: radiazione elettromagnetica (cioè luce, cioè fotoni), materia barionica (cioè ordinaria, quella di cui siamo fatti noi, le stelle e la parmigiana di melanzane), materia oscura (boh!), energia oscura (doppio-boh!).

Quindi stimare per bene la costante di Hubble vuol dire avere suggerimenti sugli ingredienti cosmici che ho appena elencato. In particolare, quelli di cui sappiamo poco o niente, ovvero la materia e l’energia oscura.

Ho già parlato molte volte della stima della costante di Hubble e soprattutto dei suoi problemi. Trovate un riassunto qui.

Il problema, per riassumere, è questo: con i dati della radiazione di fondo (misure di early universe, in inglese) viene fuori un valore, con i dati delle misure delle distanze (misure di late universe in inglese) viene fuori un altro. In particolare, la stima di H0 con le distanze è molto più alta di quella fatta con la radiazione di fondo.

Il classico grafico sulle diverse stime della costante di Hubble con misure da early universe (in blu) e late universe (in rosso). La discrepanza come vedete non è poca

I dati principali della radiazione di fondo sono quelli del satellite ESA Planck. Sono dati molto, molto precisi e sono anche dati che si riferiscono all’universo di 13 miliardi di anni fa. Forse, magari ma non è detto, le cose non tornano perché l’universo era diverso da oggi in passato? Forse dobbiamo rivedere i nostri modelli teorici, cioè quelli che usiamo per descrivere l’universo oggi non vanno bene per descrivere l’universo del passato?

E le distanze? Non deve essere facile misurare le distanze delle galassie mentre si sta comodamente sulla Terra. In effetti, stimare la distanza delle galassie è sempre stata una vera rogna per gli astrofisici.

Vista l’importanza, ho fatto un video in cui ne parlo.

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Riassumo il succo del video qui sopra: misuro prima di tutto la distanza delle stelle vicine tramite il metodo della parallasse, poi osservo le Cefeidi e misuro la loro distanza sia con il metodo della relazione periodo-luminosità sia con la parallasse, così da poter calibrare la relazione periodo-luminosità e poter arrivare a distanza sempre maggiori dove purtroppo non potrò usare la parallasse. E così via, stessa cosa anche con le supernovae: misuro la distanza di galassie lontane dove ho sia una Cefeide sia una supernova di tipo Ia così da calibrare il metodo delle supernovae e spingermi sempre più lontano.

Questo meccanismo si chiama la scala delle distanze cosmiche (cosmic ladder in inglese). Capite subito che se sbaglio a calibrare i vari metodi, faccio un errore enorme man mano che mi spingo oltre con le supernovae, visto che sono l’ultimo piolo della scala.

D’altro canto, per essere sicuro di aver fatto bene le stime con le supernovae devo guardare con estrema attenzione tutte le possibili sorgenti di errore nella parallasse e nelle Cefeidi.

La parallasse è un metodo molto semplice e potente: il satellite ESA Gaia è nello spazio proprio per misurare la parallasse di molte stelle della Via Lattea con precisione e accuratezza mai vista prima. Quelli di Gaia sono dunque dati fondamentali, visto che sono il primo piolo della nostra scala delle distanze cosmiche. Ma tocca anche controllare le Cefeidi, perché tra il primo e l’ultimo piolo ci sono loro e non possiamo permetterci errori là in mezzo.

Adam G. Riess ha vinto il premio Nobel per la fisica nel 2011 (insieme a Schimdt e Perlmutter) per aver scoperto l’espansione accelerata dell’universo tramite le supernovae di tipo Ia. Nel corso degli anni poi Riess ha lavorato molto sulla scala delle distanze cosmiche e sulla stima della costante di Hubble tramite questo metodo.

Londra, 2015: quando ero un giovane astrofisico e partecipavo alle conferenze. A volte capitava di conoscere e incontrare anche premi Nobel come Adam Riess. Per una pura casualità siamo vicini in questa foto di gruppo: e quando mi ricapita! 🙂

Recentemente si è parlato di possibili errori nella stima delle distanze tramite le supernovae: chi segue questo blog si ricorderà che ne abbiamo già parlato in un post di qualche settimana fa.

In un articolo postato su ArXiv il 7 maggio 2020 (e inviato alla rivista The Astrophysical Journal), Adam Riess e i suoi collaboratori si sono dedicati in modo scrupoloso a un particolare problema delle Cefeidi. Vediamo di che si tratta.

Le Cefeidi sono stelle pulsanti: dalla misura del periodo di pulsazione si ricava la luminosità intrinseca e fin qua tutto bene. Ma per stimare la distanza serve misurare anche la luminosità apparente delle Cefeidi, cioè la quantità di luce che misuriamo dalla Cefeide: più la Cefeide è lontana più la sua luminosità apparente sarà minore (questo vale per qualsiasi oggetto luminoso). Questa luminosità apparente gli astrofisici la chiamano magnitudine. La magnitudine è una scala folle come tutte le cose che usano gli astrofisici; è una scala che si comporta al contrario della luminosità: più è bassa la magnitudine più è alta la luminosità.

Quale errore si potrebbe fare nella stima della magnitudine delle Cefeidi? Beh, bisogna tenere conto del fatto che una Cefeide non è sempre isolata. Possono esserci stelle vicine o sullo sfondo, le quali potrebbero darci una stima errata della magnitudine; per esempio se una Cefeide ha molte altre stelle vicino, allora quando pulsa, per esempio quando si gonfia, oltre alla propria luminosità avrà anche una luminosità aggiuntiva dovuta a quelle stelle. E noi dobbiamo tenere conto di ciò.

Voi direte: beh, ma finora come hanno fatto? Finora gli astrofisici hanno assunto che il fondo stellare dietro a una Cefeide fosse lo stesso fondo stellare là vicino, almeno in media. Ma è davvero così? Visto che c’è un problema nella stima della costante di Hubble, questo fatto è da verificare.

Ecco perché Riess e il suo team hanno studiato questo effetto di affollamento stellare (crowding, in inglese). Guardiamo insieme questo grafico, tratto proprio dall’articolo di Riess et al.

In questo grafico, in alto a sinistra, c’è una Cefeide che pulsa con tante stelle a comporre lo sfondo: questo è il caso del crowding; in basso a sinistra, invece una Cefeide che pulsa senza stelle sullo sfondo, cioè il caso senza crowding. Le due curve di luce (light curve, in inglese) sulla destra mostrano la variazione della luminosità apparente nei due casi al variare del tempo. Come vedete, la curva in alto ha un’ampiezza più bassa, cioè nel caso con il crowding la Cefeide appare più luminosa sia al minimo della pulsazione sia al massimo della pulsazione. Questo è dovuto al contributo di luminosità delle stelle circostanti.

Questo grafico ci dice dunque che il crowding è in effetti davvero qualcosa che non si può trascurare quando si stima la distanza delle galassie con le Cefeidi. Per fortuna, come vi ho già detto, il crowding viene già considerato nelle analisi. Riess at al., nel loro articolo, si chiedono se finora sia stato considerato bene oppure no.

Per fare questo controllo sono state usate le Cefeidi della Via Lattea (senza crowding) per la calibrazione con l’ipotesi che Cefeidi che hanno lo stesso periodo di pulsazione mostrano le stesse curve di luce (considerando ovviamente le differenze nella distanza da noi).

In questo modo, dall’osservazione della curva di luce di una Cefeide di una galassia, cioè guardando di quanto la curva è compressa rispetto a una Cefeide simile (senza crowding) della Via Lattea, si ricava proprio il valore del crowding. Riess et al. hanno poi confrontato questo valore ricavato dalle curve di luce con il valore che di solito veniva assunto nelle precedenti analisi delle Cefeidi, cioè il crowding medio calcolato usando le stelle attorno alla Cefeide.

Alla fine, le conclusioni sono positive per gli amanti delle Cefeidi: finora gli astrofisici non hanno fatto una cosa troppo sbagliata a usare la luminosità media delle stelle intorno a una Cefeide come tara per il crowding nel punto esatto dove si trova quella Cefeide. Quindi questo vuol dire che gli errori eventuali sul crowding (che possono esserci comunque in una certa misura) sono sono sicuramente colpevoli della tensione tra la stima della costante di Hubble con la scala delle distanze cosmiche e quella con i dati della radiazione di fondo. Come ha detto lo stesso Adam Riess, “Cepheids pass their Final Exam”, le Cefeidi hanno passato il loro esame finale per quanto riguarda la loro affidabilità quando si tratta di stimare la costante di Hubble.

Tutto questo è stato fatto perché la tensione sulla stima della costante di Hubble è davvero un grosso mistero per l’astrofisica. Non si capisce da dove salti fuori e perché. Riess et al. hanno voluto controllare qualcosa che già sapevano andasse bene, per scrupolo e per correttezza scientifica.

Ciò rende più o meno l’idea che più che una tensione sulla stima di H0, siamo di fronte a una vera e propria crisi scientifica: perché le cose non tornano con la costante di Hubble? È un problema enorme questo per l’astrofisica. Probabilmente, quando un giorno capiremo perché, scopriremo che dobbiamo rivedere alcune delle nostre attuali convinzioni su come funziona l’universo oppure sul modo in cui raccogliamo i dati. Francamente non sono in grado assolutamente di poter fare una previsione e di azzardare come potrebbe andare a finire. Arriveranno nuovi dati, per esempio come dicevo da Gaia, ma anche da LIGO e dalle onde gravitazionali (quest’ultima sembra essere una strada molto promettente ma ci vorrà tempo).

Davvero, non resta che mettere su i pop corn e vedere che succede.

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