Come facciamo a sapere che l’universo si sta espandendo?

Per cercare di capire come l’universo si sta espandendo, cominciamo con un piccolo esperimento che ci darà l’immagine di un “universo in espansione”. Questo universo sarà un palloncino gonfiabile.

Segniamo con una penna qualsiasi punto sulla superficie e disegniamo un piccolo cerchio attorno ad esso, segnando due punti sul cerchio. Ora gonfiamo il palloncino gradualmente.

All’aumentare del cerchio, cresce la distanza dal centro, così come la distanza tra i due punti del cerchio. Ciò vale indipendentemente dal punto di partenza scelto. Ogni punto “vede” gli altri punti allontanarsi da esso come se fosse il centro dell’espansione.

Espansione su larga scala, ma non necessariamente locale

Ora dobbiamo spiegare come gli scienziati sono giunti a questa conclusione rispetto all’universo osservabile, e non solo a un pallone gonfiabile.

Per questo, dobbiamo osservare l’universo su larga scala. Né la Luna né il Sole si allontanano dalla Terra, né altri oggetti nel sistema solare. Le stelle della nostra galassia, la Via Lattea, non si allontanano da noi. E anche la galassia di Andromeda, che si trova a più di due milioni di anni luce, non si sta allontanando da noi. Al contrario, si sta avvicinando a noi a una velocità di 500 km al secondo.

L’universo si sta davvero espandendo? Sì, ma su scale di decine, centinaia di milioni e miliardi di anni luce. In media, le galassie si allontanano l’una dall’altra, ma questo non impedisce ad alcune di avvicinarsi localmente e persino di scontrarsi.

Conosciamo l’espansione dell’universo sin dagli anni ’20, quando gli astronomi (gli americani, in questo caso) osservarono che gli oggetti celesti distanti si stavano allontanando da noi e che la loro velocità di rimozione era tanto maggiore quanto più erano distanti. Per fare questo dovevamo essere in grado di misurare, per ogni oggetto, la sua distanza da noi e la sua velocità.

Misurazione della velocità

La svolta è arrivata quando i fisici hanno analizzato la luce proveniente dalle stelle, a cominciare dal Sole. Newton capì che la luce bianca era composta da un continuum di lunghezze d’onda, ma fu solo all’inizio del 19° secolo che Frauenhoffer, un fisico tedesco, notò la presenza di linee scure nello spettro solare.

Queste lunghezze d’onda “assenti” sono dovute al loro assorbimento da parte degli elementi sulla superficie della stella, che poi le disperdono in tutte le direzioni, provocando un oscuramento nella linea di vista. Una serie di caratteristiche linee scure indica la presenza di un elemento chimico.

Ancora un secolo dopo, gli astronomi notarono, negli spettri di stelle appartenenti a galassie lontane, che questi insiemi di righe scure avevano tutti, in media, uno spostamento verso lunghezze d’onda lunghe rispetto a quanto osserviamo in laboratorio, quindi uno spostamento “verso il rosso”.

Hanno interpretato questi cambiamenti come un effetto Doppler di luce, un fenomeno che si verifica quando un’onda (acustica o luminosa) viene emessa da una sorgente in movimento rispetto a un ricevitore.

La lunghezza d’onda percepita si sposta verso lunghezze d’onda corte quando la sorgente si avvicina al ricevitore e verso lunghezze d’onda lunghe quando si allontana da esso. L’effetto aumenta all’aumentare della velocità della sorgente di emissione. Possiamo osservare questo fenomeno quando un’ambulanza passa davanti a noi, la sirena è più alta o più bassa a seconda che l’ambulanza si avvicini o si allontani da noi. Questi spostamenti “verso il rosso” indicavano quindi che le stelle emittenti appartenevano a galassie che si allontanavano dalla nostra. Era ancora necessario determinare se questi offset fossero correlati alle distanze delle sorgenti emittenti. Non è stato possibile fino all’inizio del 20° secolo quando gli astronomi hanno avuto lo strumento per misurare queste distanze.

Misurazione della distanza

Per le stelle a pochi anni luce di distanza viene utilizzato il metodo della parallasse orbitale. Se osserviamo una stella a sei mesi di distanza, la sua posizione rispetto allo sfondo del cielo cambia. Chiamiamo parallasse l’angolo sotto il quale vediamo la distanza Terra-Sole dalla stella. Questo angolo è uguale alla metà del cambiamento nella linea di vista della stella a intervalli di sei mesi.

Ma questo metodo non è adatto per stelle o galassie lontane, perché la parallasse è troppo piccola per essere misurata, essendo la distanza Terra-Sole relativamente troppo piccola.

La soluzione fu trovata nel 1908 ad Harvard, dove una giovane astronoma, Henrietta Swan Leavitt, misurò la luminosità delle stelle appartenenti ad una nebulosa visibile nell’emisfero australe, la Piccola Nube di Magellano (M). All’inizio del secolo, i progressi della strumentazione – telescopi e fotografia – permisero di compilare i primi grandi cataloghi di stelle.

Ad Harvard, le foto scattate da astronomi (soprattutto uomini) furono analizzate da un team di una dozzina di donne, e Henrietta Leavitt si interessò alle stelle variabili, le Cefeidi, così chiamate perché la prima fu scoperta (nel 1784) nella costellazione del Cefeo. Si tratta di stelle giganti la cui luminosità varia con una periodicità che va dall’ordine di un giorno a pochi mesi.

Leavitt ha scoperto una relazione tra il periodo di una stella e la sua luminosità. Più è luminoso, maggiore è il suo periodo. Poiché appartengono tutte allo stesso gruppo di stelle, possono essere considerate tutte approssimativamente alla stessa distanza dalla Terra, d(M), in modo che le differenze di luminosità riflettano le loro differenze di luminosità intrinseca.

Immagina quindi di individuare una Cefeide in un’altra galassia. Misuriamo il suo periodo P e lo confrontiamo con quelli delle Cefeidi della Nube di Magellano. Questo permette di determinare la luminosità L(M) che avrebbe se si trovasse alla distanza d(M). Tuttavia, la luminosità apparente Lap diminuisce con il quadrato della distanza: Lap = L(M)〖d(M)² /d². Conoscendo la distanza della Nube di Magellano, deduciamo la distanza d della Cefeide.

Possiamo anche calibrare la relazione periodo-distanza misurando il periodo delle Cefeidi nella nostra galassia, la cui distanza conosciamo dalla misurazione della parallasse, e usarlo per determinare la distanza della Piccola Nube di Magellano.

In ogni caso, c’era lo strumento desiderato. Dalla misurazione del periodo di una Cefeide si potrebbe dedurre la sua distanza.

L’universo si sta espandendo

All’inizio del 20° secolo, la questione se tutti gli oggetti celesti visibili appartengano alla nostra galassia o se ci siano altre galassie separate dalla nostra è stata dibattuta. È la misurazione delle distanze sopra descritte che ha risolto il dibattito, la Via Lattea è diventata una galassia tra le altre.

Ma è anche il metodo che ha permesso all’astronomo americano Edwin Hubble di evidenziare l’espansione dell’universo. Si rese conto che esisteva una correlazione tra la velocità con cui una galassia si allontana e la sua distanza. Più una galassia è distante, maggiore è la sua velocità di rimozione.

Questa espansione è caratterizzata dalla “costante di Hubble H0“, che indica di quanto aumenta la velocità all’aumentare della distanza di un milione di parsec (Mpc), una distanza equivalente a 3,2 milioni di anni luce. Attualmente, quando ci si allontana da un megaparsec, la velocità degli oggetti celesti aumenta di 74 km/s.

Conseguenza immediata: se andiamo indietro nel tempo, l’universo si contrae, la sua densità aumenta. Quanto lontano? Bella domanda, ma questo è un altro argomento, quello del Big-Bang!

Autore

Jacques Treiner, Università di Parigi Cité