Un universo aperto si espanderà all'infinito ( in un tempo infinito ); un universo chiuso si espande ma dopo questa prima fase, riuscirà ad arrestare la sua espansione per poi invertire la direzione ed iniziare a contrarsi su se stesso.
Lanciando un sasso in aria, ricadra' per effetto della gravita' ma se avra' sufficiente velocita' ( come i razzi vettori ) riuscira' a sfuggire all'attrazione terrestre: per analogia, l'universo potrebbe non avere una densita' sufficiente a rallentare la sua espansione.
Un universo a "densità critica" si pone esattamente a metà strada tra questi due scenari : si espande indefinitamente ma la sua velocità rallenta senza arrivare mai a fermarsi completamente.
Vedi illustrazione ( STSci ).
Qual'è la relazione tra densità' ed età' dell'universo ?
La velocità' di espansione dell'universo dipende dalla sua gravità e di conseguenza dalla quantità di materia che lo forma. Questa velocità viene infatti rallentata dall'attrazione gravitazionale reciproca della materia.
Come se stessero salendo su una collina, la corsa delle galassie è stata rallentata nel caso di universo di grande massa, il che implica un universo più giovane. Se la massa fosse minore, la decelerazione sarebbe inferiore e quindi le galassie avrebbero avuto più tempo per raggiungere la posizione attuale, come se stessero correndo su un piano.
Perchè' i teorici prediligono l'idea di un universo con una "densita' critica" ?
Nella formulazione del modello più' semplice e probabile possibile, dell'universo in espansione, si preferisce la nozione per cui lo spazio contenga l'esatta quantità' di materia che lo porti in equilibrio tra un'infinita espansione ed un collasso gravitazionale. Favorire l'ipotesi della "densità' critica" rende più' semplice spiegare certe proprietà' dello spazio osservate, tra le quali la struttura a larga scala delle galassie.
L'universo ha una massa sufficiente a raggiungere la "densità' critica" ?
Un problema fondamentale è' dato dal fatto che le osservazioni fatte con i telescopi permettono di vedere solo 1/100 degli oggetti luminosi che formano la massa ( per esempio quella delle stelle e delle galassie ) necessaria a raggiungere la densità critica. È opinione degli astrofisici che la parte rimanente sia composta da "materia oscura" cioè non osservabile direttamente. Le osservazioni tuttavia, ci dimostrano che la materia oscura influisce sulla velocità di rotazione delle galassie, e sulla degli ammassi di galassie: calcolando da questi effetti la quantità di materia necessaria a giustificare le osservazioni si raggiunge però solo il 10 per cento della massa necessaria a raggiungere la "densità critica", il rimanente 90 per cento è composto dalla massa mancante.
Perchè è necessario così tanto tempo agli astronomi per calcolare il valore della costante di Hubble ?
Un primo dato viene dalle difficoltà che sono state incontrate per stabilire con esattezza la scala delle distanze delle galassie più lontane, un secondo viene dalla considerazione che. mentre la velocità delle galassie può essere misurata accuratamente con una certa semplicità, ciò non significa che questa rappresenti il valore della velocità di espansione dell'universo alla distanza della galassia considerata. La ragione di questa incertezza va ricercata nel fatto che ogni galassia ha un campo gravitazionale: le velocità misurate sono alterate dall'attrazione gravitazionale esercitata dalle galassie più massive nei confronti di quelle più piccole.
C'è ottimismo tra i gruppi di ricercatori sulla convergenza dei risultati ottenuti ?
Lo storico dibattito sul valore della velocità di espansione dell'universo fino ad ora era basato su stime che differivano fino al doppio l'una dall'altra, quelle effettuate con il Telescopio Spaziale differiscono solo del 25 per cento. Questo risultato è stato ottenuto grazie alla possibilità di misurare alcuni oggetti celesti, delle vere e proprie "pietre miliari" astronomiche, ad una distanza 10 volte superiore a quella rilevabile dai telescopi terrestri.
Come sono state misurate le distanze cosmiche ?
I risultati di entrambi i team sono basati sullo studio di una categoria di oggetti celesti particolari chiamati variabili cefeidi, la cui frequenza delle pulsazioni è indice diretto della loro intrinseca luminosità.
Il team di Freedman ha computo delle osservazioni sistematiche utilizzando vari metodi. I valori riscontrati con la misura delle cefeidi sono stati aggiunti a quelli riscontrati con cinque o sei metodi "secondari".
Uno di questi mette in relazione la luminosità di una galassia con la sua velocità di rotazione ( relazione Tully-Fisher ); un altro si basa sull'osservazione di stelle note come supernovae di tipo Ia ecc. ecc.
Questi indicatori secondari sono indispensabili per ottenere un valore più rappresentativo dell'espansione dello spazio ( il valore del campo gravitazionale degli ammassi galattici più vicini non è stato utilizzato perchè la velocità di espansione potrebbe essere alterata da moti locali delle galassie ).
Il gruppo di Sandage ha seguito un percorso più breve,concentrando la propria attenzione su un solo metodo "secondario", quello delle supernovae di tipo Ia. Questo tipo di stelle esplodono con una luminosità intrinseca che è sempre la stessa, sono visibili ad una distanza 1.000 volte superiore delle cefeidi permettendo una misura accurata dell'espansione dell'universo.
Perche' è così importante osservare l'ammasso della Fornace ?
I risultati precedenti, derivati dall'osservazione dell'ammasso della Vergine sono stati messi in discussione perchè la sua vastità è tale da rendere possibili alcune imprecisioni nelle misura a causa della inaccuratezza nella stima della distanza delle singole galassie dal centro dell'ammasso.
Essendo l'ammasso della Fornace più compatto, la possibilità di introdurre questo errore è minore.
Vedi illustrazione ( STSci ).
Fonte: STSci
07/05/96 by MF
