Cos’è la costante di Hubble?

La costante di Hubble è l’unità di misura usata per descrivere l’espansione dell’universo. Il cosmo sta diventando più grande da quando il Big Bang ha dato il via alla crescita circa 13,82 miliardi di anni fa. L’universo, infatti, sta diventando più veloce nella sua accelerazione man mano che diventa più grande.

Quello che è interessante dell’espansione non è solo il tasso, ma anche le implicazioni, secondo la NASA. Se l’espansione comincia a rallentare, ciò implica che c’è qualcosa nell’universo che sta facendo rallentare la crescita – forse la materia oscura, che non può essere rilevata con gli strumenti convenzionali. Se la crescita diventa più veloce, però, è possibile che l’energia oscura stia spingendo l’espansione più velocemente.

A partire da gennaio 2018, le misurazioni di più telescopi hanno mostrato che il tasso di espansione dell’universo è diverso a seconda di dove si guarda. L’universo vicino (misurato dal telescopio spaziale Hubble e dal telescopio spaziale Gaia) ha un tasso di espansione di 45,6 miglia al secondo (73,5 chilometri al secondo) per megaparsec, mentre l’universo di fondo più lontano (misurato dal telescopio Planck) è un po’ più lento, espandendosi a 41,6 miglia al secondo (67 km al secondo) per megaparsec. Un megaparsec è un milione di parsec, o circa 3,3 milioni di anni luce, quindi questo è quasi inimmaginabilmente veloce.

Scoperta da Hubble

La costante fu proposta per la prima volta da Edwin Hubble (l’omonimo del telescopio spaziale Hubble). Hubble era un astronomo americano che studiava le galassie, in particolare quelle lontane da noi.

Nel 1929 – basandosi su una constatazione dell’astronomo Harlow Shapley che le galassie sembrano allontanarsi dalla Via Lattea – Hubble ha scoperto che più queste galassie sono lontane dalla Terra, più velocemente sembrano muoversi, secondo la NASA.

Mentre allora gli scienziati capivano che il fenomeno era costituito da galassie che si allontanavano l’una dall’altra, oggi gli astronomi sanno che ciò che si osserva in realtà è l’espansione dell’universo. Non importa dove ti trovi nel cosmo, vedresti lo stesso fenomeno accadere alla stessa velocità.

I calcoli iniziali di Hubble sono stati raffinati nel corso degli anni, man mano che telescopi sempre più sensibili sono stati utilizzati per effettuare le misurazioni, tra cui Hubble e Gaia (che ha esaminato un tipo di stella variabile chiamata variabili Cefeidi) e altri telescopi che hanno estrapolato la costante in base alle misurazioni del fondo cosmico a microonde – una temperatura di fondo costante nell’universo che è talvolta chiamata il “riflesso” del Big Bang.

Variabili Cefeidi

Ci sono molti tipi di stelle variabili, ma quella che è più utile per misurare la costante di Hubble è chiamata variabile Cefeide. Queste sono stelle che cambiano regolarmente la loro luminosità su una scala che di solito va da 1 a 100 giorni (Polaris è tra i membri più famosi di questo gruppo). Gli astronomi misurano la distanza di queste stelle misurando la variabilità della loro luminosità.

Più la Cefeide appare luminosa dalla Terra, più è facile misurarla. Alcune Cefeidi possono essere viste da terra, ma per misurazioni più accurate, andare nello spazio è la scelta migliore.

Mentre Edwin Hubble fu in grado di misurare le Cefeidi a circa 900.000 anni luce di distanza – una distanza sorprendente per l’epoca – all’interno dell’universo che è ancora relativamente vicino alla Terra. Più lontano nello spazio, le Cefeidi sono più deboli e si ritirano più rapidamente, che è dove il telescopio spaziale Hubble è stato in grado di aiutare negli anni 1990 dopo il suo lancio. Nel 2013, il telescopio spaziale Gaia è stato lanciato per mappare con precisione le posizioni e la luminosità di circa 1 miliardo di stelle. I suoi dati hanno anche aiutato a raffinare la costante di Hubble.

Le Cefeidi, tuttavia, non sono perfette per misurare le distanze cosmiche. Tra le altre difficoltà, si trovano spesso in zone polverose (che oscurano alcune lunghezze d’onda nelle fotografie) e quelle più lontane sono difficili da individuare perché sono così deboli dalla nostra prospettiva.

Sono sorte altre tecniche per integrare le misure delle Cefeidi, come la relazione Tully-Fisher, che è una correlazione tra la luminosità di una galassia a spirale e la sua velocità di rotazione, secondo Shoko Sakai, un ricercatore associato all’Osservatorio Astronomico Nazionale Ottico. “L’idea è che più grande è la galassia, più veloce è la sua rotazione”, ha scritto. “Ciò significa che se si conosce la velocità di rotazione della galassia a spirale, si può dire usando questa relazione Tully-Fisher la sua luminosità intrinseca (cioè, quanto è realmente luminosa quella galassia). Confrontando la luminosità intrinseca con la magnitudine apparente (quella che effettivamente si osserva – perché più la galassia è lontana, più “appare” fioca), si può calcolare la sua distanza.”

I telescopi che misurano il fondo cosmico a microonde – come Planck – hanno usato un’altra tecnica che esamina le fluttuazioni nel fondo cosmico a microonde per determinare la costante.