Gli ingredienti ‘invisibili’ dell’Universo (parte 2)

di Luciana Ziino

Fino al 1998 i modelli cosmologici descrivevano un Universo composto unicamente da materia e radiazione. La materia era quella ordinaria, costituita da stelle, pianeti, gas, e quella oscura, teorizzata negli anni ’70 e invisibile. A questo si aggiungeva il fondo cosmico a microonde, cioè la radiazione che, dall’epoca della cosiddetta ricombinazione [1], permeava tutto l’Universo.

Ma quell’anno avvenne una scoperta incredibile, che rivoluzionò la cosmologia e fece aggiungere alla ricetta dell’Universo un nuovo ingrediente. Un ingrediente che doveva costituire il 70% del cosmo e che per la sua natura ignota venne chiamato energia oscura.

Due gruppi di ricerca, il Supernova Cosmology Project (capeggiato da Saul Perlmutter) e l’High-z Supernova Search Team (con a capo Brian Schmidt) pubblicarono, indipendentemente l’uno dall’altro, i risultati di uno studio durato anni relativo a supernovae di tipo Ia esplose in galassie molto distanti da noi. Ebbene, entrambi i gruppi arrivarono alla stessa conclusione: inaspettatamente, l’espansione dell’Universo non stava rallentando a causa della gravità della materia; ma, al contrario, stava accelerando!

Da sinistra, Adam Riess, Saul Perlmutter e Brian Schmidt, i vincitori del Premio Nobel per la Fisica 2011.

Come abbiamo detto, i due studi erano basati sull’analisi delle curve di luce di alcune supernovae di tipo Ia. Per comprendere come i due team siano arrivati a un risultato così sorprendente è necessario prima di tutto capire che cos’è una supernova di tipo Ia.

Le supernovae di tipo Ia come candele standard

In generale, le supernovae sono violente ed energetiche esplosioni di stelle. Ma queste esplosioni non sono tutte uguali: se ne distinguono due grandi tipologie, che corrispondono a fenomeni fisici completamente diversi.

La categoria di supernova che a noi interessa è quella definita con la sigla Ia. Si tratta dell’esplosione di una nana bianca che si trova in un sistema binario. La nana bianca è una stella morta, nella quale non si verificano più reazioni termonucleari. A contrastare la gravità, che tenderebbe a fare collassare l’oggetto, non c’è più la pressione di radiazione, ma c’è soltanto la pressione degli elettroni degeneri che mantiene la stella in equilibrio. Esiste un limite alla massa di una nana bianca: si chiama limite di Chandrasekhar ed è pari a 1,4 masse solari. Se per qualche ragione la stella supera questo valore di massa, la forza di gravità prevale sulla pressione degli elettroni e l’oggetto comincia a collassare.

In un sistema binario può accadere che la stella compagna, evolvendosi, diventi una gigante e cominci a trasferire materiale sulla nana bianca. Questo passaggio di materia da una stella all’altra può determinare il superamento del limite di Chandrasekhar e quindi una contrazione della nana. Il collasso fa innescare la fusione del carbonio e dell’ossigeno, e le reazioni sono così violente da fare esplodere tutta la stella. In pochi secondi la nana bianca viene completamente distrutta e i suoi gas vengono proiettati nello spazio all’incredibile velocità di 20mila chilometri al secondo. Nel cielo si accende una nuova luce con una magnitudine assoluta enorme, equivalente a un miliardo di soli.

 

Animazione che mostra un sistema stellare binario in cui una nana bianca accresce materia da una stella compagna. La materia che fluisce dalla stella rossa si accumula sulla nana bianca finché la nana non esplode. Questo scenario si traduce in quella che gli astronomi chiamano supernova di tipo Ia. Crediti video: NASA’s Goddard Space Flight Center/Walt Feimer.

La caratteristica di questo tipo di supernova è che la sua curva di luce, cioè il grafico che descrive la luminosità dell’oggetto nel tempo, ha sempre lo stesso andamento. Infatti, il fenomeno è pressoché identico e la massa della stella d’origine varia in un intervallo molto ristretto. Quindi, l’unica cosa che distingue le supernovae di tipo Ia è la loro distanza da noi. Misurata la magnitudine assoluta di una supernova a distanza nota, è possibile determinare la distanza delle altre supernovae, semplicemente dalla loro curva di luce. Ecco perché le supernovae di tipo Ia sono utilizzate come candele standard, cioè come ‘metro’ per misurare le distanze nell’Universo.

Perché i due team scelgono di studiare proprio questo tipo di supernova? Il loro obiettivo era quello di indagare sulla velocità di espansione dell’Universo per capire se si fosse mantenuta costante o fosse diminuita nel tempo. E le supernovae erano adatte a questo scopo per il loro ruolo di candele standard. Da un lato, si poteva ricavare la loro distanza a partire dalla curva di luce. Dall’altro, si poteva determinare la loro velocità di allontanamento sulla base del redshift presente nei loro spettri. A proposito di redshift, è necessario fare una breve digressione.

Effetto Doppler e redshift cosmologico

Supponiamo che ci sia una sorgente di onde, ad esempio la sirena di un’ambulanza (nel qual caso si tratta di onde sonore) e immaginiamo che questa sorgente si stia avvicinando a noi. Cosa succede? L’onda viene compressa e la sua frequenza aumenta: quindi il suono della sirena diventa più acuto. Se, al contrario, la sorgente si allontana, l’onda viene dilatata e la sua frequenza diminuisce, producendo un suono più grave. Questo fenomeno si chiama effetto Doppler e si applica a qualsiasi tipo di onda, anche quella elettromagnetica. In quest’ultimo caso, ci possiamo accorgere dell’effetto analizzando lo spettro della sorgente luminosa, cioè la scomposizione in frequenza della sua luce. Se ad esempio guardiamo lo spettro del Sole, vedremo una sorta di arcobaleno (spettro continuo) con delle righe scure (righe di assorbimento). Queste ultime corrispondono a ben determinati elementi chimici presenti nel Sole.

Porzione dello spettro del Sole nel visibile. Lo spettro continuo presenta delle righe di assorbimento, chiamate righe di Fraunhofer in onore dello scienziato che per primo le ha catalogate. Crediti immagine: Zanichelli.

Supponiamo di guardare una qualsiasi stella: se essa si sta avvicinando a noi, il suo spettro a causa dell’effetto Doppler mostrerà uno spostamento delle righe di assorbimento verso frequenze più alte, cioè verso il blu (blueshift); se la stella si sta allontanando da noi, le righe si sposteranno a frequenze più basse, cioè verso il rosso (redshift). Lo spostamento in frequenza delle righe di assorbimento dipenderà dalla velocità con cui la stella si muove rispetto all’osservatore. Dunque, misurando la variazione in frequenza della riga di un certo elemento chimico, si potrà determinare la velocità della sorgente.

Tre spettri a confronto: quello centrale è lo spettro di una generica sorgente a riposo rispetto all’osservatore. Quello in alto è lo spettro della stessa sorgente in allontanamento dall’osservatore: a causa dell’effetto Doppler le righe di assorbimento sono spostate verso frequenze più basse, cioè verso il rosso (redshift). Quello in basso è lo spettro della stessa sorgente in avvicinamento all’osservatore: a causa dell’effetto Doppler le righe di assorbimento sono spostate verso frequenze più alte, cioè verso il blu (blueshift). Fonte immagine: Christopher S. Baird.

I due gruppi di ricerca hanno analizzato gli spettri delle supernovae scelte per ricavare il loro redshift. Redshift e non blueshift perché le sorgenti in questo caso si stanno allontanando da noi: ma attenzione, l’allontanamento non è dovuto a un movimento intrinseco della supernova, ma bensì all’espansione dell’Universo. Si tratta di un effetto Doppler di natura cosmologica, dovuto al fatto che l’espansione dell’Universo dilata l’onda luminosa insieme con lo spazio che l’onda attraversa.

Grafico magnitudine – redshift

Una volta determinata la distanza delle supernovae dalla loro luminosità e la velocità di recessione dal loro redshift, è possibile riportare i dati su un grafico. A piccole distanze, la distanza  e la velocità  sono legate dalla legge di Hubble-Lemaître: . Una relazione semplice che ci parla di un Universo che si espande: tanto più una galassia è distante dall’osservatore, quanto più la sua velocità di allontanamento è grande.

A grandi distanze la relazione distanza-velocità non è più lineare e dipende da come il tasso di espansione è cambiato nel tempo. Studiando l’andamento dei punti nel grafico magnitudine -redshift (equivalente al grafico distanza-velocità), si può determinare la storia dell’espansione dell’Universo.

Tutto dipende dal suo contenuto: maggiore è la densità di massa, più l’espansione viene rallentata dalla gravità. Se la densità di massa è più piccola, il rallentamento è minore. Il caso limite quindi è quello di un Universo vuoto, in cui l’espansione prosegue a velocità costante.

Quello che trovarono Perlmutter da un lato, e Schmidt dall’altro, fu così sorprendente che per mesi entrambi i team cercarono di capire dove avevano sbagliato (senza però trovare alcun errore): le supernovae erano più fioche (e quindi più lontane) di quanto sarebbero state nel caso limite di Universo vuoto. I punti infatti si trovavano al di sopra della curva di espansione a velocità costante: questo significava che l’espansione dell’Universo era accelerata! [2]

Grafico della magnitudine osservata in funzione del redshift per supernovae di tipo Ia lontane e (nel riquadro) vicine. A redshift maggiori di z = 0.1 (ovvero distanze maggiori di circa 109 anni luce), le previsioni cosmologiche (indicate dalle curve) iniziano a divergere, a seconda delle densità di massa e di energia del vuoto assunte. Le curve rosse rappresentano modelli con energia del vuoto zero e densità di massa che vanno dalla densità critica  fino a zero (un cosmo vuoto). La curva che meglio si adatta ai dati (linea blu) presuppone una densità di massa di circa  più una densità di energia del vuoto due volte più grande, il che implica un’espansione cosmica in accelerazione. Crediti immagine: Physics Today [3]

Per spiegare questo fenomeno era necessario introdurre tra gli ingredienti che costituiscono l’Universo una nuova componente: un’energia che si oppone alla gravità e che fa accelerare l’espansione del cosmo. Questa misteriosa forma di energia è l’energia oscura.

Costante cosmologica e quintessenza

Di questa componente, che, come detto all’inizio, rappresenterebbe il 70% dell’Universo, non sappiamo quasi nulla. Quale sarebbe la sua origine?

Il modello più semplice è quello dell’energia del vuoto: si tratta di una forma di energia prevista dalla teoria quantistica dei campi e che nasce dalle fluttuazioni quantistiche presenti nello spazio vuoto (per fluttuazione quantistica si intende la continua creazione e annichilazione di coppie virtuali di particelle e antiparticelle). Matematicamente parlando, introdurre l’energia del vuoto nel modello cosmologico è molto semplice: basta inserire una costante nelle equazioni di campo della relatività generale. Si tratta della famosa costante cosmologica Λ che Einstein aveva incluso nelle sue equazioni per rendere l’Universo statico e che poi aveva rigettato, dopo la scoperta dell’espansione dell’Universo, definendola come “il suo più grande abbaglio”. La scoperta del 1998 renderebbe necessario reintrodurre la costante cosmologica, interpretandola questa volta come densità di energia del vuoto. Man mano che l’Universo si espande, la densità di energia della materia, e quindi l’attrazione gravitazionale, si vanno riducendo. Invece, la densità di energia del vuoto, e quindi il suo effetto contrario alla gravità, rimangono costanti: questo determina l’accelerazione dell’espansione.

Tutto sembrerebbe funzionare a meraviglia, ma c’è un problema a dir poco significativo: la densità di energia del vuoto prevista dalla teoria quantistica dei campi è circa  erg per centimetro cubico, mentre il valore richiesto per spiegare l’accelerazione è circa  erg per centimetro cubico. Ci sono ben 120 ordini di grandezza di differenza tra l’una e l’altra!

Se questo modello non è corretto, quali sono le alternative? Una possibile candidata al ruolo di energia oscura è la cosiddetta quintessenza: senza entrare nei dettagli di una teoria piuttosto complessa, possiamo dire che si tratta di una forma di energia che si distingue dalla costante cosmologica perché è dinamica e non omogenea, cioè può cambiare nel tempo e nello spazio. Inoltre, può comportarsi sia in modo repulsivo che attrattivo (sarebbe diventata repulsiva circa 10 miliardi di anni fa).

Il termina evoca il “quinto elemento” che, nella filosofia di Aristotele, indicava la materia che costituisce il mondo celeste in opposizione ai quattro elementi empedoclei (acqua, aria, terra e fuoco) che invece costituivano il mondo terrestre. Per analogia, nel contesto attuale, la quintessenza sarebbe la quinta componente dinamica che ha influenzato l’evoluzione dell’Universo, oltre ai barioni, i leptoni, i fotoni e la materia oscura precedentemente noti.

Un piccolo passo in avanti

Come vedete, la scoperta dell’espansione accelerata dell’Universo (che ha valso il Nobel per la Fisica 2011 a Saul Perlmutter, Brian Schmidt e Adam Reiss), pur essendo rivoluzionaria, è soltanto il primo tassello di un mosaico tutto da esplorare. Nonostante i tanti passi in avanti, la strada davanti a noi è sterminata. Ed è proprio la sfida di aggiungere un piccolo tassello in più a questo complesso ritratto dell’Universo ciò che rende affascinante ed entusiasmante la ricerca.

[1] Per ricombinazione si intende il momento in cui nel plasma primordiale, circa 300mila anni dopo il Big Bang, i nuclei si combinarono con gli elettroni, formando gli atomi. È a questo punto che l’interazione tra fotoni e materia diventò scarsa (essendo gli atomi neutri) e l’Universo divenne trasparente alla radiazione.

[2] Una supernova meno luminosa si traduce in una magnitudine più grande.

[3] Per densità critica  si intende quel valore di densità per cui la geometria dell’Universo sarebbe piatta.

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Informazioni su Sabrina Masiero

Direttore Responsabile della Didattica e Divulgazione presso la Fondazione GAL Hassin-Centro Internazionale delle Scienze Astronomiche, Isnello, (Palermo) e associata INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo. Ho lavorato presso INAF-Osservatorio Astronomico di Padova e la Fundaciòn Galileo Galilei, FGG-Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Isole Canarie nell'ambito dei pianeti extrasolari.

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