Quando osservo una galassia, l’osservabile è lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali (il redshift). Il collegamento con l’età dell’Universo al momento dell’emissione della luce di quella galassia passa attraverso l’assunzione di un modello (normalmente il modello standard del Big Bang) e di alcuni suoi parametri quali il valore della costante di Hubble, la densità di materia, la densità di materia oscura e la costante cosmologica.
Notiamo che anche la costante di Hubble \(H\) (che misura la velocità di espansione dell’Universo) cambia nel tempo e, normalmente quando si parla di essa, ci riferiamo al valore odierno \(H_0\). Quindi ogni volta che effettuiamo una misura a un dato redshift la dobbiamo “tradurre”, riportare tramite il modello standard ad un epoca di riferimento che normalmente è oggi (per cui mettiamo il suffisso 0).
Un esempio tipico è quella che si chiama “tensione cosmologica”. Si può misurare la costante di Hubble (cioè la velocità di espansione dell’Universo) all’epoca dell’emissione della radiazione cosmica di fondo (corrispondente a circa 350.000 anni dopo il Big Bang).
Troviamo quindi un dato valore \(x\) per quell’epoca \(x\), cioè troviamo quanto velocemente si espandeva l’Universo 350.000 anni dopo il Big Bang, \(H_{CMB}\).
Assumendo il modello cosmologico standard, possiamo predire quanto velocemente si dovrebbe espandere oggi (cioè \(H_{0 \, predetto \, CMB}\)) sulla base di questa misura e possiamo confrontarlo con le misure della velocità di espansione misurate con le Cefeidi o le Supernovae, \(H_{0 \, misurato \, supernovae}\), corrispondenti a un tempo recente approssimabile all’oggi.
Se il modello è corretto, dovremmo ottenere
almeno entro gli errori di misura. Invece i due valori non sembrano coincidere, non di molto, ma significativamente.
Attualmente non sappiamo se c’è un problema nel modello standard che traduce \(H_{CMB}\) in \(H_{0 \, predetto \, CMB}\) (per esempio a causa di valori non corretti dei parametri assunti), o nella misura di \(H_{CMB}\) o nella misura locale \(H_{0 \, misurato \, supernovae}\). Questa discrepanza viene chiamata “tensione cosmologica”.
Per vedere come cambiano le cose assumendo parametri cosmologici diversi ci sono dei calcolatori cosmologici, mentre sull’espansione dell’universo qui su EduINAF si possono consultare Due o tre cose sull’espansione dell’Universo e Galassie che vanno più veloci della luce.
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