L’espansione dell’Universo è più veloce del previsto – di Adam G. Riess

Tutte le recenti misurazioni locali superano la previsione iniziale dell'Universo. Pertanto, è difficile evitare la conclusione che la tensione con la previsione dell'Universo primordiale è sia altamente significativa che non facilmente attribuibile a un errore in uno qualsiasi degli strumenti, squadra o metodo.

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L’attuale tasso di espansione del nostro Universo, la costante di Hubble, può essere previsto dal modello cosmologico usando le misurazioni dell’Universo primordiale, o più direttamente misurate dall’Universo tardivo. Ma quando queste misurazioni sono migliorate, è apparso un sorprendente disaccordo tra le due. Nel 2019, una serie di misurazioni indipendenti dell’Universo tardivo utilizzando metodi e dati diversi hanno fornito risultati coerenti, rendendo sempre più difficile ignorare la discrepanza con le prime previsioni dell’Universo.
I progressi chiave

  • La misurazione dell’Universo locale (o tardivo) della costante di Hubble è migliorata dall’incertezza del 10% di 20 anni fa, a meno del 2% nel 2019.
  • Nel 2019, più team indipendenti hanno presentato misurazioni con metodi e calibrazioni diverse per produrre risultati coerenti.
  • Queste stime dell’Universo tardivo non sono d’accordo con una tensione di 4σ sigma

L’obiettivo della cosmologia moderna è spiegare l’evoluzione dell’Universo dal suo inizio ai giorni nostri usando la nostra comprensione limitata della sua composizione e leggi fisiche. Questo è ancora più difficile di quanto sembri!
La prima difficoltà si è materializzata nel 1929, quando le stime iniziali dell’attuale tasso di espansione – nota come costante di Hubble o H 0 – implicava che l’Universo fosse più giovane dell’età stimata per Terra e Sole. Con il senno di poi, entrambe le cifre erano decisamente fuori dal comune, ma nel frattempo si sono registrati enormi progressi. La misura di H 0 è migliorata dall’incertezza del 10% all’inizio degli anni 2000 a meno del 2% nel 2019. Negli ultimi anni, le incertezze ridotte sia dal fondo cosmico a microonde (CMB) – il bagliore del Big Bang – che dalle misurazioni sull’universo locale hanno rivelato una discrepanza di fondo che sta diventando sempre più difficile da ignorare.
Gli scienziati hanno ora un “modello standard di cosmologia“, chiamato MCDM (lambda cold dark matter), ricavato economicamente da sei parametri liberi e da una serie di risposte ben collaudate.
Il modello caratterizza una vasta gamma di fenomeni tra cui l’espansione accelerata, la formazione di strutture, la nucleosintesi primordiale, la geometria piatta dello spaziotempo, le fluttuazioni del bagliore del Big Bang e la prima combinazione di barioni in atomi. Sorprendentemente, i componenti oscuri (materia ed energia) rappresentano il 95% dell’Universo, come descritto da ΛCDM, e la loro presenza è inferita in modo robusto dai loro effetti gravitazionali.
Tuttavia, nonostante il successo nella migliore comprensione del nostro Universo confermato da una ricchezza di misurazioni precise, negli ultimi anni ci sono state prove crescenti che l’espansione dell’Universo sta ancora superando le nostre previsioni.
Le osservazioni della CMB dal satellite Planck dell’ESA forniscono la migliore calibrazione attuale dei parametri in ΛCDM, che sono usati insieme per fornire la stima più precisa di due quantità contemporanee: l’attuale era dell’Universo di 13,8 ± 0,02 miliardi di anni e l’attuale costante di Hubble H 0  = 67,4 ± 0,5 km s −1 Mpc −1.
L’uso di altre misurazioni dall’epoca primordiale dell’Universo produce una figura molto simile. Ma questa stima dell’Universo primordiale si basa sulle ipotesi più semplici sulla natura della materia oscura e dell’energia oscura e su un elenco incerto di particelle relativistiche (come i neutrini). Un potente test end-to-end di ΛCDM con questi presupposti consiste nel misurare la costante di Hubble nell’universo locale o tardivo con una precisione comparabile dell’1%.
Il metodo locale più consolidato è quello di costruire una “scala delle distanze” usando una semplice geometria per calibrare le luminosità di specifici tipi di stelle, pulsanti (variabili Cefeidi) ed esplosive (tipo Ia supernovae o SNe Ia), che possono essere viste a grandi distanze dove i loro spostamenti verso il rosso misurano l’espansione cosmica.
Una scala è necessaria perché anche con gli strumenti più luminosi, le SNe Ia sono troppo rare per essere viste all’interno della gamma di tecniche, come la parallasse, che sono puramente geometriche. La parallasse trigonometrica può essere misurata su qualsiasi oggetto visibile, ma utilmente entro una frazione della Via Lattea. Scoperte da Henrietta Leavitt Swan nel 1912, le Cefeidi sono stelle supergiganti il ​​cui periodo di variabilità è fortemente correlato alla loro luminosità. Raggiungono una luminosità di 100.000 volte quella del Sole, che le rende visibili con il telescopio spaziale Hubble (HST) nella maggior parte delle galassie ad una distanza di 40 Mpc. Le supernove raggiungono i 10 miliardi di volte la luminosità del sole, ma si verificano solo una volta al secolo in una tipica galassia. Due decenni di misurazioni con questi strumenti hanno costantemente prodotto valori per H 0 nei primi anni ’70.
Il progetto SH0ES (Supernovae H0 for the Equation of State)  ha avanzato questo metodo espandendo il campione di calibrazioni di alta qualità di SNe Ia dalle Cefeidi, aumentando il numero di calibrazioni geometriche indipendenti e misurando i flussi di tutte le Cefeidi lungo la scala della distanza con lo stesso strumento per annullare gli errori di calibrazione. Stime della distanza geometrica migliorate verso la Grande nube di Magellano utilizzando eclissi separate di binari, e la galassia NGC 4258, usando i maser d’acqua (sorgenti di emissione stimolata da microonde), hanno aiutato notevolmente questo lavoro. Il miglior valore del progetto SH0ES H 0  = 73,5 ± 1,4 km s −1  Mpc −1 è in tensione di 4.2σ con la previsione dell’ Universo primordiale.
Una misurazione locale indipendente di H 0 viene dal team H0LiCOW ( H0 Lenses in COsmograil’s Wellspring), che ha misurato i ritardi temporali tra più immagini di quasar di sfondo per limitare le diverse lunghezze del percorso dell’immagine (causate dal lensing gravitazionale forte dall’obiettivo di una galassia in primo piano). Sei di questi sistemi sono stati misurati per produrre H 0  = 73,3 ± 1,8 km s −1  Mpc −1, con un settimo da un team diverso, STRIDES (STRong-lensing Insights into Dark Energy Survey), che misurano H 0  = 74,2 ± 3,0 km s −1  Mpc −1. Le analisi del lensing sono notevolmente migliorate negli ultimi due decenni e hanno dimostrato coerenza interna da sistemi con un numero diverso di immagini quasar, ritardi di tempo medi, telescopi e metodi utilizzati per stimare la massa dell’obiettivo.
Recentemente sono state costruite scale alternative di distanza, sostituendo altri tipi di stelle nel ruolo solitamente interpretato dalle Cefeidi.
La punta del ramo gigante rosso (TRGB) è la luminosità di picco raggiunta dalle stelle giganti rosse dopo che smettono di fondere l’idrogeno e iniziano a fondere l’elio nel loro nucleo, una preziosa discontinuità che può essere osservata nelle galassie ospiti delle SNe Ia a distanze fino a ~ 20 Mpc con l’HST. Poiché il TRGB non è un tipo di stella, ma piuttosto una caratteristica della distribuzione di migliaia di stelle, la sua luminosità non può essere facilmente calibrata con la qualità limitata delle misurazioni di parallasse nella Via Lattea, né vista direttamente con l’HST nel nostro vicino più vicino, la Grande Nuvola di Magellano, che limita la precisione della sua calibrazione.
Tuttavia, i recenti risultati di TRGB hanno prodotto due misure di H 0 = 69,8 ± 1,9 km s −1  Mpc−1, e 72,4 ± 1,9 km s −1  Mpc −1 ,  con la differenza principale tra questi risultante da diverse stime dell’estinzione di TRGB da polvere nella Grande nuvola di Magellano e della calibrazione tra HST e fotometria a terra.
I Miras sono stelle giganti rosse variabili che sono state recentemente messe in servizio per misurare H 0 come controllo sulle Cefeidi e TRGB producendo  H 0  = 73,3 ± 3,9 km s −1  Mpc −1 usando nuove osservazioni HST e le distanze geometriche precedentemente discusse. Altri due aggiornamenti alla misurazione locale di H 0 provengono da maser d’acqua in quattro galassie a grandi distanze (H 0  = 74,8 ± 3,1 km s −1  Mpc −1 ) e l’uso di un metodo chiamato fluttuazioni della luminosità della superficie (H 0  = 76,5 ± 4,0 km s −1  Mpc −1 ) . Vedi la figura sotto per un riepilogo dei risultati.

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La discrepanza tra i valori centrali dell’Universo primordiale e tardivo rappresentati dalle linee tratteggiate a 67,4 km s −1  Mpc −1 e 73,0 km s −1  Mpc −1 va da 4 a 6 .

Undici medie uniche forniscono un quadro completo di queste recenti misurazioni di H 0. Ognuna costruite con metodi diversi (Cefeidi, TRGB, Miras, SNe Ia, lente) o con calibrazione geometrica diversa (parallasse, DEB, maser in NGC 4258) o team diversi per consentire “sfide perentorie” usando solo misurazioni senza sovrapposizione di dati.
Essi vanno da 72,8 ± 1,1 km s −1  Mpc −1 a 74,3 ± 1,0 km s −1 Mpc −1 e la tensione corre tra  4,5σ a 6,3σ con la stima di Planck.
Tutto ciò in effetti, ci sta dicendo che tutte le recenti misurazioni locali superano la previsione iniziale dell’Universo. Pertanto, è difficile evitare la conclusione che la tensione con la previsione dell’Universo primordiale è sia altamente significativa che non facilmente attribuibile a un errore in uno qualsiasi degli strumenti, squadra o metodo. Le nuove misurazioni dall’universo locale che utilizzano la lente gravitazionale, e dall’universo primordiale, che utilizza la polarizzazione CMB a terra, potranno fare la differenza nei prossimi anni, fornendo anche nuove possibili intuizioni.
Se l’Universo fallisce questo cruciale test end-to-end (sicuramente non è ancora passato), cosa ci potrebbe dire ciò?
È allettante pensare che potremmo vedere prove di qualche “nuova fisica” nel cosmo.
In effetti, un gran numero di soluzioni teoriche sono state proposte e riviste. Ad esempio, se vivessimo vicino al centro di un vasto e profondo vuoto nella struttura su larga scala dell’Universo, ciò potrebbe causare un’espansione locale eccessiva. Tuttavia, le probabilità che si verifichi un vuoto così grande per caso sono incredibilmente basse. I calcoli mostrano che supera 10σ ed è anche fortemente escluso empiricamente dalla mancanza di prove. L’energia oscura, con un’equazione di stato inferiore all’energia del vuoto, potrebbe produrre un’accelerazione più forte e spiegare la discrepanza, ma questa possibilità è sfavorita da altre misurazioni intermedie del redshift.
Un maggior successo nello spiegare le discrepanze di misurazione di H 0 è stato ottenuto modificando la composizione dell’Universo poco prima dell’emergere del CMB.
Un componente aggiuntivo in ΛCDM, come un nuovo neutrino o campo scalare (quest’ultimo chiamato energia oscura precoce o EDE), avrebbe potuto aumentare l’espansione precoce, diminuire l’orizzonte sonoro delle fluttuazioni primordiali e aumentare il valore previsto di H 0 a seconda del avvicinamento usato, a 70–73 km s −1  Mpc −1  in accordo plausibile con il valore locale.
Nuove particelle tendono a creare nuovi conflitti con la CMB, mentre l’EDE sostiene bene l’accordo con la CMB. Una critica all’EDE è che le sue scale devono essere regolate con precisione, anche se lo stesso si può dire degli altri due episodi di energia oscura (inflazione e accelerazione attuale). Ciò solleva la questione se episodi apparenti di tale espansione anomala siano comuni o addirittura correlati.
Inoltre, se il vero tasso di espansione fosse il valore locale più alto, l’Universo potrebbe effettivamente essere fino a un miliardo di anni più giovane del previsto. Più lavoro dal punto di vista teorico e nuovi dati sono estremamente necessari prima di poter sperare di raggiungere la comprensione end-to-end dell’Universo da tempo ricercata.
Nature Reviews Physics (2019)

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