Oggi, nel 2025, possiamo affermare con discreta sicurezza di sapere quanti anni ha l’Universo: 13,8 miliardi di anni. Se potessimo tornare indietro nel tempo, scopriremmo che all’inizio l’universo come lo conosciamo era un posto molto diverso. Le stelle e le galassie moderne sono nate da una serie di fusioni gravitazionali di oggetti di massa più piccola, costituiti a loro volta da stelle più giovani e incontaminate.
Oggi, gli astronomi e gli astrofisici che studiano l’universo primordiale ne dichiarano con sicurezza l’età con un’incertezza non superiore a circa l’1%: un risultato notevole.
Eppure, c’è un’altra parte della storia cosmica: la scienza dell’astronomia, e in particolare lo studio astronomico delle stelle. Se riusciamo a capire come funzionano le stelle, semplicemente osservando le proprietà fisiche di quelle che vediamo, possiamo determinare la loro età e sapere quando devono essere nate. Sebbene le stelle subiscano un’ampia varietà di cambiamenti man mano che invecchiano, inclusa l’evoluzione di:
- raggio,
- luminosità,
- e temperatura,
ci sono solo due proprietà principali che determinano la durata totale della vita di una stella: la sua massa e la sua metallicità, dove quest’ultima indica quanta parte della stella è composta da elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio.
Le stelle più antiche che abbiamo trovato fino ad oggi sono quasi incontaminate, composte quasi al 100% da idrogeno ed elio, e la loro età può superare i 13 miliardi di anni. Stranamente, la stella che attualmente è considerata più antica, la cosiddetta stella Matusalemme, ha un’età stimata di 14,5 miliardi.
Come può una stella essere più vecchia dell’età dell’Universo stesso?
Un’era cosmica
Il metodo cosmico che abbiamo per determinare l’età dell’Universo è in realtà il più potente di tutti i metodi, poiché si applica ugualmente bene a tutti gli osservatori all’interno dell’Universo come lo conosciamo.
In astrofisica e cosmologia, le regole che governano l’Universo in espansione derivano dal considerare un modello che, in media, è pieno di uguali quantità di “roba” ovunque e in tutte le direzioni. Lo chiamiamo Universo omogeneo, cioè lo stesso ovunque, e isotropo, che significa lo stesso in tutte le direzioni. Le equazioni che si ottengono sono conosciute come equazioni di Friedmann (dal nome di Alexander Friedmann, che per primo le derivò), e esistono da ben 102 anni: dal 1922.
Queste equazioni ti dicono che un Universo pieno di “roba” non può rimanere statico e immutabile, ma deve espandersi o contrarsi. Inoltre, il modo in cui il tasso di espansione (o contrazione) cambia nel tempo dipende solo da due cose:
- quanto è veloce quel ritmo in un dato momento,
- di cosa, esattamente, è pieno il tuo Universo in quel particolare momento nel tempo.
Molto tempo fa, agli albori della cosmologia come scienza, la gente era solita scherzare dicendo che “la cosmologia è la ricerca di due numeri”, dove quei due numeri erano il tasso di espansione attuale e una misura di come il tasso di espansione sta cambiando col tempo.
Ciò si basava sul fatto che, se le equazioni di Friedmann descrivono il nostro Universo, semplicemente effettuando misurazioni del tasso di espansione attuale (quello che conosciamo come parametro di Hubble) e come il tasso di espansione cambia nel tempo (quello che storicamente chiamavamo parametro di decelerazione, che ora ci rendiamo conto è un termine orribile perché quel parametro è in realtà negativo; l’Universo sta accelerando e non decelerando), allora saremmo in grado di determinare con precisione quali sono i contenuti dell’Universo: non solo adesso, ma in qualsiasi momento della storia cosmica.
In altre parole, potremmo sapere quanta parte dell’Universo esiste sotto forma di materia normale, quanta parte è presente sotto forma di materia oscura, quanta è la radiazione, quanto è composto da neutrini, quanto è energia oscura, ecc. è un approccio molto carino e diretto, perché effettuare queste misurazioni riflette semplicemente, direttamente, i due lati dell’equazione di Friedmann: l’espansione dell’universo e come cambia nel tempo stanno da un lato, mentre la densità di materia ed energia dell’universo tutto nell’Universo è dall’altra parte.
In linea di principio, misurare un lato dell’equazione ti dirà cosa deve essere presente dall’altro lato. Puoi quindi prendere ciò che sai ed estrapolarlo indietro nel tempo, a quando l’universo era nello stato molto caldo, denso e di piccolo volume che corrisponde ai primi momenti del caldo Big Bang. La quantità di tempo necessaria per riportare indietro l’orologio – da adesso fino ad allora – ti dice l’età dell’Universo.
In pratica, però, non prendiamo semplicemente le prove che abbiamo che puntano direttamente a una risposta e dichiariamo che il problema è risolto. Se dovessimo farlo, cadremmo preda di tutti gli errori, sia statistici che sistematici, che possono influenzare i risultati di qualsiasi classe di misurazioni. Per migliorare la nostra risposta, utilizziamo più linee di prova che si completano a vicenda. Riunendo l’intera serie di prove affidabili e di alta qualità, possiamo tentare di mettere insieme un quadro coerente dell’Universo che incorpori tutto ciò che sappiamo. Alcune di queste prove sono particolarmente rivelatrici.
- La struttura su larga scala dell’universo ci dice la quantità totale di materia presente (circa il 30% della densità critica), così come il normale rapporto materia/materia oscura (circa 1 a 5).
- Le fluttuazioni nello sfondo cosmico delle microonde riguardano la velocità con cui l’Universo si sta espandendo verso una varietà di componenti nell’Universo, inclusa la densità di energia totale, che deve sommarsi al 100% circa della densità critica.
- Misurazioni dirette di singoli oggetti, come le supernove di tipo Ia, a un’ampia varietà di distanze e spostamenti verso il rosso possono insegnarci qual è il tasso di espansione oggi e possono aiutare a misurare come il tasso di espansione è cambiato nel tempo.
Ciò che otteniamo è un’immagine in cui l’universo sembra espandersi oggi a una velocità di circa ~70 km/s/Mpc, composto per il 68% da energia oscura, per il 27% da materia oscura, per il 4,9% da materia normale e per circa lo 0,1% da neutrini. e meno dello 0,01% di tutto il resto, come radiazioni, buchi neri, curvatura spaziale e qualsiasi forma esotica di energia non inclusa nella contabilità mostrata qui.
Quando assemblamo insieme questi vari pezzi, incluso il tasso di espansione attuale e i componenti conosciuti dell’Universo, otteniamo una risposta inequivocabile per l’età dell’universo: 13,8 miliardi di anni (questa stima proviene dai dati di Planck con un tasso di espansione moderno di ~67 km/s/Mpc, sostituendo i precedenti parametri WMAP, che davano un tasso di espansione leggermente più alto, un Universo con un po’ più di energia oscura, insieme a un po’ meno di materia oscura. , che è il modo in cui hanno ottenuto il valore precedente, un po’ meno preciso, di 13,7 miliardi di anni per l’età dell’Universo).
Potrebbe sorprenderti apprendere, tuttavia, che questi parametri sono tutti correlati. Se hai sentito parlare della tensione di Hubble, ad esempio, saprai che diversi team che utilizzano metodi diversi ottengono oggi valori diversi per il tasso di espansione. Se il tasso di espansione è più simile a ~73 km/s/Mpc, come preferito dai gruppi che utilizzano misurazioni su scala di distanza in ritardo (come le supernovae) rispetto ai ~67 km/s/Mpc ottenuti da tempi precoci, metodi di segnale basati su reliquie (come il fondo cosmico a microonde e/o le oscillazioni acustiche barioniche), ciò significa che l’Universo si sta espandendo di circa il 9% più velocemente di quanto indicherebbe il valore preferito.
Ma ciò non cambierebbe l’età dell’universo fino al 9%; per soddisfare gli altri vincoli, dovresti modificare di conseguenza il contenuto del tuo Universo. Un Universo in più rapida espansione, oggi, richiede più energia oscura e meno materia complessiva, il che ridurrebbe l’età dell’Universo solo dell’1% circa, non del 9% circa. Sebbene molti insiemi diversi di parametri possano adattarsi ai dati, ad esempio, dello sfondo cosmico a microonde, la maggior parte dei modelli richiede valori non realistici di parametri come un tasso di espansione troppo basso o una grande quantità di curvatura spaziale, entrambi in conflitto con le osservazioni.
Le età delle stelle
Ecco un’affermazione con cui probabilmente sarai d’accordo: “Se l’Universo stesso ha 13,8 miliardi di anni, allora sarebbe meglio non trovare al suo interno stelle che abbiano più di 13,8 miliardi di anni.“.
Il problema con questa affermazione è che è molto, molto difficile definire l’età di una stella nell’Universo, non importa quanto bene la misuriamo. Certo, sappiamo ogni sorta di cose sulle stelle:
- quali sono le loro proprietà quando i loro nuclei innescano per la prima volta la fusione nucleare,
- come i loro cicli di vita dipendono dal rapporto tra gli elementi con cui sono nati,
- quanto sono lunghe le loro vite totali e come tali vite dipendono dalla loro massa iniziale,
- e come le stelle si evolvono mentre bruciano il loro combustibile nucleare nelle varie fasi.
Se riusciamo a misurare una stella con sufficiente precisione – cosa che possiamo fare per la maggior parte delle stelle entro poche migliaia di anni luce nella Via Lattea – allora possiamo risalire al ciclo di vita della stella fino al momento in cui è nata.
Questo è vero, almeno in linea di massima. Ma queste affermazioni sono vere se, e solo se, quella stella non ha subito un’importante interazione o fusione con un altro oggetto massiccio nel corso della sua vita. Le stelle e i cadaveri stellari possono fare cose piuttosto cattive l’uno all’altro. Possono asportare materiale, facendo sembrare una stella più o meno evoluta di quanto non sia in realtà. Più stelle possono fondersi insieme, facendo apparire la nuova stella più giovane di quanto non sia in realtà.
E le interazioni stellari, comprese le interazioni con il mezzo interstellare, possono cambiare il rapporto tra gli elementi che osserviamo al loro interno rispetto a ciò che era presente per gran parte della loro vita. In altre parole, l’“istantanea” che abbiamo di una stella potrebbe non essere rappresentativa della storia di quella stella nel corso della sua vita di milioni se non miliardi di anni
Per effettuare misurazioni più accurate, invece di guardare le vecchie singole stelle, dobbiamo guardare le più antiche raccolte di stelle che possiamo trovare: quelle sono le stelle trovate negli ammassi globulari.
Gli ammassi globulari esistono dentro e intorno a ogni grande galassia; alcuni ne contengono centinaia (come la nostra Via Lattea), altri, come M87 nell’ammasso della Vergine, possono contenerne più di 10.000. Ogni ammasso globulare è un insieme di molte stelle, che vanno da poche decine di migliaia fino a molti milioni, e ogni stella al suo interno avrà un colore e una luminosità: entrambe proprietà facilmente misurabili per le stelle all’interno della nostra galassia e per molte stelle oltre. Quando tracciamo insieme il colore e la magnitudine di ciascuna stella all’interno di un ammasso globulare, otteniamo una curva dalla forma particolare che serpeggia dall’angolo in basso a destra (colore rosso e bassa luminosità) all’alto a sinistra (colore blu e alta luminosità) su ciò che è chiamato diagramma Hertzsprung-Russell, o grandezza-colore.
Perché le curve su un diagramma colore-grandezza sono così preziose? Perché man mano che le stelle all’interno dell’ammasso invecchiano, le stelle più massicce, più blu e luminose si evolvono da questa curva verso l’angolo in alto a destra. Mentre le stelle bruciano il combustibile nucleare del loro nucleo, il nucleo si contrae, si riscalda e fa gonfiare la stella, diventando prima una subgigante e poi una stella gigante rossa. Quanto più tempo passa dalla nascita dell’ammasso di stelle, tanto più “vuota” diventa la parte blu ad alta luminosità di questa curva.
Quando guardiamo gli ammassi globulari che vediamo, scopriamo che hanno un’ampia varietà di età, ma solo fino a un valore massimo: da 12 a 13 miliardi di anni. Molti ammassi globulari rientrano in questa fascia di età, ma ecco la parte importante: nessuno è più vecchio.
Singole stelle
Quando parlavamo dell’Universo intero, dovevamo riconoscere che il nostro approccio era valido solo a determinate condizioni. Dovevamo supporre che non ci siano stati cambiamenti o transizioni importanti e bruschi avvenuti nel passato dell’Universo: dove le varie specie di energia non sono cambiate spontaneamente in un particolare istante della storia cosmica. Allo stesso modo, per le stelle, dobbiamo tenere presente che stiamo solo ottenendo un’istantanea di come quella stella si comporta nell’arco di tempo in cui l’abbiamo osservata: anni, decenni o secoli al massimo. Ma le stelle in genere vivono per miliardi di anni, il che significa che le vediamo solo per un batter d’occhio cosmico, e che molte singole stelle potrebbero aver subito eventi violenti e/o inquinanti molto prima che qualsiasi essere umano sia mai vissuto.
Nel 2007, siamo stati in grado di misurare la stella HE 1523–0901, che rappresenta circa l’80% della massa del Sole e contiene solo lo 0,1% del ferro solare, e abbiamo determinato che la sua età è di 13,2 miliardi di anni in base all’abbondanza di elementi radioattivi. Nel 2015, è stato datato che un insieme di nove stelle vicino al centro della Via Lattea si è formato 13,5 miliardi di anni fa: appena 300.000.000 di anni dopo il Big Bang e prima della formazione iniziale della stessa galassia della Via Lattea. “Queste stelle si sono formate prima della Via Lattea e la galassia si è formata attorno a loro“, ha detto Louise Howes, co-scopritrice di queste antiche reliquie. In effetti, una di queste nove stelle contiene meno dello 0,001% del ferro del Sole.
La stella Matusalemme
Ma la stella che più confonde di tutte è HD 140283, soprannominata informalmente la stella Matusalemme. A soli 190 anni luce di distanza, possiamo misurare molto bene molte delle sue proprietà, tra cui:
- luminosità,
- temperatura superficiale,
- e composizione.
Possiamo anche vedere che non è più una stella della sequenza principale (sulla curva a forma di serpente del diagramma colore-magnitudine), ma piuttosto sta appena iniziando ad evolversi nella fase subgigante nel suo inevitabile viaggio verso una gigante rossa. Queste informazioni, combinate, permettono di ottenere un valore ben vincolato per l’età della stella, e il risultato è a dir poco inquietante: 14,46 miliardi di anni.
Eppure alcune delle altre proprietà che mostra, come un contenuto di ferro pari allo 0,4% di quello solare, suggeriscono che sia molto antica, ma non del tutto incontaminata. Ciò di cui non discutiamo spesso, però, quando si parla dell’età di questa stella è un’informazione fondamentale: c’è una grande incertezza sulla sua età di circa 800 milioni di anni, e questo è proprio a uno sigma (cioè, livello di confidenza del 68%).
Questo valore colloca ancora l’età della stella Matusalemme come troppo presto e suggerisce un potenziale conflitto tra l’età delle stelle e l’età dell’Universo. Tuttavia, c’è quasi il 20% di probabilità che la vera età della stella sia più giovane dell’età dell’Universo, e ciò implicherebbe che non vi sia alcuna discrepanza. Determinare un valore è una cosa; ridurre le tue incertezze sufficientemente in modo da essere sicuro che il valore a cui sei arrivato sia definitivamente accurato è un’altra cosa.
La lezione generale è questa: non dovremmo mai dare troppa importanza alla misurazione dell’età di una singola stella. Dobbiamo essere consapevoli che qualsiasi misurazione di questo tipo comporta una grande incertezza, e tali incertezze sono esacerbate dalla nostra ignoranza sulla storia di questi sistemi stellari. La cosiddetta stella Matusalemme, ad esempio, potrebbe essere molto insolita sotto molti aspetti, come deve essere per permetterci di arrivare a un’età stimata di circa 14,5 miliardi di anni: circa 700 milioni di anni più vecchia dell’età di l’universo.
Questa stima, però, comporta una grande incertezza di quasi 1 miliardo di anni, il che significa che la riconciliazione più semplice di questi fatti è considerare la possibilità che la stella Matusalemme sia una stella vecchia, ma appaia più vecchia di quanto non sia in realtà a causa di eventi storici le cui prove non sono più visibili.
Sia dalle singole stelle che dalle popolazioni stellari alle proprietà complessive del nostro universo in espansione, possiamo ricavare una stima dell’età molto coerente per il nostro universo: 13,8 miliardi di anni. Se provassimo a rendere l’universo anche solo qualche centinaio di milioni di anni più vecchio o più giovane, ci imbatteremmo in conflitti insormontabili con i dati.
Un universo più giovane non può spiegare gli ammassi globulari più antichi; un universo più vecchio non può spiegare perché non ci sono ammassi globulari ancora più vecchi. Nel frattempo, un universo significativamente più giovane o più vecchio non può accogliere le fluttuazioni che vediamo nello sfondo cosmico delle microonde. In parole povere, c’è troppo poco margine di manovra per sbagliarci sull’età dell’Universo.
Insomma, è molto facile sbagliarci sull’età di una singola stella. È estremamente importante, per gli scienziati, cercare di individuare i buchi in ogni aspetto della nostra attuale comprensione. Ciò ci aiuta a garantire che il nostro quadro attuale per dare un senso all’universo sia solido, e ci aiuta anche a esplorare le alternative e i loro limiti.
Possiamo provare a costruire un Universo sostanzialmente più vecchio o più giovane, ma sia i nostri segnali cosmici che le nostre misurazioni delle popolazioni stellari indicano che una piccola quantità di margine di manovra – forse al livello di circa l’1% – è tutto ciò che possiamo accettare.
Per le singole stelle, tuttavia, gli errori nelle stime dell’età sono spesso enormi. La stella Matusalemme, con ogni probabilità, non rappresenta un paradosso o un enigma per l’età dell’Universo, ma piuttosto mostra i limiti nel trarre conclusioni cosmiche da un solo tipo di osservazione. Questa stella, nonostante quanto siamo bravi in astronomia, arriva semplicemente con troppe incertezze.
