L’energia oscura potrebbe essere un’interpretazione errata dei dati?

Quando osserviamo l’Universo, è facile presumere erroneamente che ciò che vediamo sia un riflesso accurato di tutto ciò che è là fuori. Certamente, ciò che osserviamo è davvero presente, ma c’è sempre la possibilità che ci sia molto di più, là fuori, che non è osservabile.

Il non osservabile quantitativamente va dalla radiazione al di fuori dello spettro della luce visibile, a materia che non emette né assorbe luce, buchi neri, neutrini, fino alle forme di energia più esotiche. Eppure, se qualcosa esiste veramente in questo Universo e trasporta energia, avrà effetti non trascurabili sulle quantità che possiamo effettivamente osservare, e da quelle osservazioni, possiamo dedurre cosa c’è veramente lì.

Ma c’è un pericolo: a volte le nostre deduzioni potrebbero non essere corrette perché vogliamo giungere a certe conclusioni piuttosto che altre.

Perché Energia Oscura?

L’energia oscura sembra essere un’idea strampalata e fantasiosa ma, indipendentemente dalla nostra stima di come dovrebbe essere l’Universo, tutto ciò che possiamo fare è osservarlo così com’è e trarre le nostre conclusioni in base a ciò che l’Universo ci dice di se stesso.

Il nostro Universo, almeno per come lo conosciamo, è iniziato circa 13,8 miliardi di anni fa con il Big Bang caldo. In questa prima fase, era:

• estremamente caldo,
• estremamente denso,
• estremamente uniforme,
• pieno di ogni forma ammissibile di energia che potrebbe esistere,
• e si espandeva ad un ritmo estremamente rapido.

L’Universo è caldo a causa della quantità di energia inerente a ciascuna particella. Proprio come se riscaldi un liquido o un gas, le particelle di cui è composto si muovono più rapidamente e con maggiore energia, le particelle nell’Universo primordiale portano questo all’estremo: si muovono a velocità indistinguibili dalla velocità della luce. Si scontrano tra loro, creando spontaneamente coppie particella-antiparticella in ogni permutazione consentita, portando a un vero e proprio zoo di particelle.

Ogni particella e antiparticella consentita nel Modello Standard, così come qualsiasi altra particella ancora sconosciuta che potrebbe esistere, esisteva in quantità copiose.

Ma questo Universo caldo, denso, quasi perfettamente uniforme non rimase così per sempre. Con così tanta energia in un volume di spazio così piccolo, l’Universo deve essersi assolutamente espanso a un ritmo incredibilmente rapido nei primi tempi.

C’è una relazione nella Relatività Generale, per un Universo largamente uniforme, tra il modo in cui lo spaziotempo si evolve – espandendosi o contraendosi – e tutta la materia combinata, la radiazione e altre forme di energia presenti al suo interno.

Se il tasso di espansione è troppo basso per le cose al suo interno, l’Universo crolla rapidamente. Se il tasso di espansione è troppo alto per le cose al suo interno, l’Universo si diluisce rapidamente in modo che due particelle non si trovino mai l’una con l’altra. Solo se l’Universo è “equilibrato” l’Universo può espandersi, raffreddarsi, formare entità complesse e persistere con interessanti strutture al suo interno per miliardi di anni.

Se il nostro Universo, nelle prime fasi del Big Bang caldo, fosse stato solo un pochino più denso o solo un pochino meno denso, o al contrario si si fosse espanso solo un pochino più o meno rapidamente, la nostra stessa esistenza sarebbe stata un’impossibilità fisica.

Man mano che l’Universo si espande, tuttavia, un certo numero di cose si evolvono.

• La temperatura scende, poiché la lunghezza d’onda di tutti i fotoni che viaggiano attraverso l’Universo si allunga con l’espansione dello spazio.
• La densità diminuisce, poiché qualsiasi specie di energia quantizzata in un numero fisso di particelle vedrà il volume espandersi mentre il numero di particelle rimane costante.
• I tipi di particelle esistenti semplificano, poiché tutte le particelle (e antiparticelle) massicce e instabili nel Modello Standard richiedono grandi quantità di energia per essere create – tramite E = mc ² – e una volta che non c’è più abbastanza energia presente, semplicemente si annientano con le loro controparti di antimateria.
• Il livello di uniformità diminuisce, poiché tutte le forze nell’Universo spingono e attirano le varie forme di materia ed energia al loro interno, portando alla crescita delle imperfezioni gravitazionali e, infine, a una rete cosmica di struttura su larga scala.
• E anche il tasso di espansione stesso evolve, poiché quel tasso è direttamente correlato alla densità energetica totale dell’Universo; se la densità diminuisce, anche il tasso di espansione deve diminuire.

La legge di gravità, la Relatività Generale, è così ben compresa che se si potesse misurare qual è il tasso di espansione oggi e si potesse determinare quali sono tutte le diverse forme di materia ed energia nell’Universo, si potrebbe calcolare con precisione qual è la dimensione, scala, temperatura, densità e tasso di espansione dell’Universo osservabile in ogni punto della nostra storia cosmica, e quali saranno quelle quantità in qualsiasi momento in futuro.

La ragione per farlo è semplice: se riusciamo a capire cosa c’è nell’Universo, e capiamo come l’espansione (o la contrazione) dell’Universo influenza ciò che c’è dentro, e come quei cambiamenti a loro volta causano il cambiamento del tasso di espansione, potremmo capire esattamente come si evolverà qualsiasi tipo di materia, radiazione o energia insieme alla scala di separazione tra due punti qualsiasi nell’Universo. Alcuni casi includono:

• materia normale, che scende come l’inverso della scala dell’Universo alla terza potenza (al crescere del volume del nostro Universo tridimensionale),
• radiazione, come i fotoni o le onde gravitazionali, che scende come fattore di scala alla quarta potenza negativa (quando il numero di quanti si diluisce e la lunghezza d’onda di ciascun quanto viene allungata dall’Universo in espansione),
• materia oscura (che a questo proposito si comporta in modo identico alla materia normale),
• neutrini (che si comportano come radiazione quando le cose sono molto calde e come materia quando le cose sono fredde),
• curvatura spaziale (che si diluisce come la seconda potenza inversa della scala dell’Universo),
• e una costante cosmologica (che ha una densità di energia costante ovunque nello spazio, e rimane la stessa indipendentemente dall’espansione o dalla contrazione dell’Universo).

I componenti dell’Universo che si diluiscono più rapidamente erano i più importanti all’inizio, mentre i componenti che si diluiscono più lentamente (o per niente) richiederanno che passi più tempo prima che i loro effetti possano essere osservati, ma poi – se esistono – saranno quelli che diventeranno dominanti.

Sebbene questa struttura sia incredibilmente potente, dobbiamo avere una cura straordinaria per assicurarci di lasciare che le osservazioni ci guidino e che quando entrano, non ci lasciamo ingannare da ciò che dicono.

Quando l’Universo si espande, ad esempio, la luce emessa da una galassia lontana si allunga a lunghezze d’onda più lunghe e rosse, e quindi appare rossa quando giunge ai nostri occhi.

Ma anche la luce degli oggetti intrinsecamente più rossi (al contrario di quelli più blu) è rossa. Anche la luce di un oggetto che si allontana da noi viene spostata verso il rosso. E anche la luce di un oggetto oscurato dalla polvere apparirà preferenzialmente arrossata rispetto a un oggetto identico situato lungo una linea di vista priva di polvere.

Il modo in cui cerchiamo di spiegare questo tipo di errori è triplice.

1. Chiediamo linee di prova multiple e indipendenti quando si traggono conclusioni sull’Universo, in modo che anche un errore non identificato con un particolare insieme di oggetti non ci spinga verso una conclusione errata.
2. Facciamo del nostro meglio per identificare ogni possibile fonte di errore o incertezza e per quantificarla, in modo da poter studiare ogni aspetto di ogni fenomeno che potrebbe influenzare i nostri risultati dedotti e cosa significano.
3. Escogitiamo possibilità alternative per tutto ciò che osserviamo, in modo da poter eseguire test indipendenti di queste varie idee ipotetiche per vedere quali possono essere escluse e quali rimangono valide.

Finora, questo ha dimostrato di essere un approccio di enorme successo.

Sappiamo da molto tempo che il nostro Universo deve contenere materia e radiazioni, ma spesso ci siamo chiesti se questo sia tutto ciò che c’è.

Potrebbero esserci forme esotiche di energia là fuori: difetti topologici come monopoli, stringhe cosmiche, pareti di dominio o trame? Potrebbe esserci una costante cosmologica, o forse qualche tipo di campo dinamico?

E tutte queste forme di energia si sommano a un certo valore critico determinato dal tasso di espansione, esattamente, o ci sarebbe una discrepanza, nel senso che c’era una curvatura spaziale (positiva o negativa) nell’Universo?

Senza dati sufficientemente accurati e convincenti, molte possibilità praticabili sono rimaste sul tavolo.

Nel corso degli anni ’90, molti team che lavoravano con i migliori telescopi terrestri a loro disposizione si sono proposti di misurare gli oggetti più distanti e luminosi dell’Universo che mostravano sempre proprietà di luminosità regolari e note: le supernove di tipo Ia, che si formano quando esplodono massicce nane bianche.

Nel 1998, erano disponibili abbastanza supernove a una varietà di distanze e con spostamenti verso il rosso osservabili quantificabili che due gruppi indipendenti notarono qualcosa di straordinario: queste esplosioni apparivano più deboli di quanto avrebbero dovuto da oltre una certa distanza.

Era possibile che ci fosse qualcosa di diverso dalla materia e dalla radiazione nell’Universo, che estendeva la luce di queste supernove di una quantità superiore a quella prevista e le spingeva a distanze maggiori che se l’Universo fosse popolato solo di materia ed energia.

Ma c’erano altre possibili spiegazioni per il motivo per cui queste supernove sarebbero apparse più deboli del previsto oltre ad avere una composizione inaspettata per il bilancio energetico dell’Universo. Potrebbe essere che:

• queste supernove, ritenute le stesse ovunque, in realtà si stavano evolvendo con il tempo, facendo sì che quelle recenti e quelle antiche, più lontane, avessero proprietà diverse,
• che le supernove non si stavano evolvendo, ma i loro ambienti lo erano, e questo stava influenzando la luce,
• che c’era polvere che inquinava alcune delle supernove più lontane e che le faceva apparire più deboli di quanto non fossero in realtà bloccando una parte della loro luce,
• o che ci fosse qualche probabilità diversa da zero che questi fotoni distanti oscillassero in qualche altro tipo di particella invisibile, come gli assioni, facendo apparire più deboli le supernove lontane.

Quindi o c’è qualche effetto in gioco che è la causa di questi oggetti distanti che appaiono come se l’Universo si fosse espanso di una quantità maggiore di quanto ci aspetteremmo altrimenti, o c’è una sorta di scenario alternativo in gioco.

Per fortuna, ci sono modi in cui possiamo testare queste idee l’una contro l’altra e vedere quale si adatta non solo ai dati della supernova, ma a tutti i dati insieme.

Non ci è voluto molto per escludere l’evoluzione delle supernove o l’evoluzione dei loro ambienti; la fisica della materia atomica è molto sensibile a questi scenari.

Le oscillazioni fotone-assione sono state escluse da osservazioni dettagliate della luce proveniente da diverse distanze; abbiamo potuto vedere che queste oscillazioni non erano presenti. E i cambiamenti nella luce si sono verificati allo stesso modo su tutte le lunghezze d’onda, escludendo la possibilità di polvere.

In effetti, anche un tipo di polvere irrealistico, la polvere grigia, che assorbirebbe la luce in modo uniforme su tutte le lunghezze d’onda, è stato testato con una precisione così grande da poter essere escluso anche dall’osservazione.

Non solo l’aggiunta di una costante cosmologica si adattava incredibilmente bene ai dati, ma anche linee di prova completamente indipendenti indicavano la stessa conclusione. Abbiamo:

• altri oggetti da guardare oltre alle supernove a grandi distanze, e sebbene escano in modo affidabile meno lontano e abbiano maggiori incertezze, appaiono anche più deboli a grandi distanze, come se fossero stati spostati a distanze maggiori di un Universo di sola materia indicherebbe,
• la struttura su larga scala dell’Universo, che indica che l’Universo è pieno solo di circa il 30% di materia e una quantità trascurabile di radiazioni,
• e le fluttuazioni di temperatura nel fondo cosmico a microonde, che pongono stretti vincoli sulla quantità totale di materiale, indicando che l’Universo è spazialmente piatto in modo che la quantità totale di energia sia ~ 100% della densità critica.

All’inizio degli anni 2000 divenne chiaro che anche ignorando completamente i dati sulle supernove, la conclusione era inevitabilmente quella che c’era un tipo extra di energia presente nell’Universo che comprendeva questo “mancante” ~ 70% circa, e che doveva comportarsi in modo tale da causare agli oggetti distanti uno spostamento verso il rosso che aumentava nel tempo, anziché diminuire come previsto in un Universo senza una qualche forma di energia oscura.

Sebbene l’evidenza che l’energia oscura si comporti come una costante cosmologica avesse inizialmente grandi incertezze, a metà degli anni 2000 era scesa a ±30%, all’inizio degli anni 2010 era a ±12% e oggi è scesa a ±7%. Qualunque sia l’energia oscura, sicuramente sembra che la sua densità di energia rimanga costante nel tempo.

Nel prossimo futuro, osservatori come l’Euclid dell’ESA, l’Osservatorio Vera Rubin dell’NSF e l’Osservatorio Nancy Roman della NASA miglioreranno tale incertezza in modo che se l’energia oscura si discosta da una costante di appena l’1-2%, saremo in grado di rilevarlo. Se invece scopriremo che si rafforza o si indebolisce nel tempo, o varia in direzioni diverse, questo sarebbe un nuovo indicatore rivoluzionario che l’energia oscura è ancora più esotica di quanto pensiamo attualmente.

Certo, l’idea di una nuova forma di energia inerente al tessuto dello spazio stesso – quella che oggi conosciamo come energia oscura – è apparentemente azzardata, nessuno lo mette in dubbio. Ma è davvero abbastanza azzardata da spiegare l’Universo che abbiamo?

L’unico modo in cui impareremo è continuando a porre domande all’Universo su se stesso e ascoltando ciò che ci dice. È così che si fa una buona scienza e, alla fine, la nostra migliore speranza per conoscere la verità della nostra realtà.