Aggiornato il 31 Luglio 2020
Ma è vero che da quando la Costante di Hubble venne presentata al mondo ad oggi, la stessa è stata ridotta di sette volte? (ossia, da circa 500 km/s/Mpc a circa 75 km/s/Mpc)
Il fatto sorprendente è che i valori, negli anni, cambiano in modo impressionante, ma le leggi cui essi sono di supporto restano sempre valide e non vengono minimamente intaccate…
Ma è altresì vero che nel 1953 la distanza della galassia M31 è stata raddoppiata?
LeonardoLa costante di Hubble si misura come il rapporto tra la velocità di recessione e la distanza di un campione di galassie. Entrambe queste quantità devono essere ben determinate e prive di errori sistematici e sono questi che hanno portato a cambiare nel tempo il valore della costante di Hubble.
La velocità
Il valore ottenuto è però la somma della velocità dovuta all’espansione dell’Universo (quella da usare per la stima della costante di Hubble) con i moti dovuti alla reciproca attrazione delle galassie e del Sole attorno al centro della nostra galassia. Per fare un esempio, non posso usare M31 per determinare la costante di Hubble perché, a causa dell’attrazione della Via Lattea, essa si avvicina a noi a 300 km/s, che è la somma della velocità relativa Andromeda-Via Lattea (100 km/s) più la velocità di rotazione del Sole attorno alla nostra galassia (225 km/s).
La componente di recessione cosmologica è di soli 60 km/s.
Bisogna quindi andare a distanze sufficientemente grandi tali per cui la componente di velocità di espansione dell’Universo sia dominante e i moti non cosmologici irrilevanti.
Distanza
Per determinare la distanza normalmente si usano le cefeidi, stelle che hanno una relazione periodo-luminosità ben definita.
In pratica se conosco il periodo di una cefeide (dalla curva di luce) posso ricavare la sua luminosità (magnitudine assoluta) e quindi la sua distanza.
Osservativamente per ogni galassia si può ottenere solo la relazione periodo-luminosità apparente (magnitudine apparente) previo conoscere ragionevolmente bene l’assorbimento della luce da parte della polvere presente lungo la linea di vista nella galassia osservata e nella nostra galassia. Ma come faccio a passare da magnitudini apparenti a magnitudini assolute? Devo avere delle cefeidi vicine di cui posso dare la distanza trigonometrica dello stesso tipo di quelle osservate nelle galassie che sto considerando. Qui sta il punto della revisione della distanza di M31. L’astronomo tedesco Walter Baade si accorse che le cefeidi per cui aveva determinato la distanza di M31 erano di tipo diverso di quelle usate per le galassie distanti.
Quindi, in definitiva, ci sono tre fattori importanti: le velocità, che devono provenire da galassie abbastanza distanti per non essere contaminate da moti locali, trovare abbastanza cefeidi per fare la relazione periodo-luminosità apparente per ogni galassia e avere abbastanza cefeidi vicine per determinare la trasformazione magnitudini assolute-apparenti. Questi fattori sono stati determinati sempre meglio mano a mano che la tecnologia avanzava, con telescopi e detettori sempre più precisi e potenti.
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