Nel 1965 fu scoperta una radiazione termica
che permea l'Universo e che è detta radiazione cosmica
di fondo. Questa radiazione era stata già predetta
dal modello standard di Hot Big Bang (che rappresenta la
teoria più accreditata per la formazione di un Universo
in espansione, quale quello che osserviamo) e dallo spettro
osservato dal gruppo di COBE, nel 1993, risulta evidente
la sua isotropia che risulta così essere la prova
più stringente dell'isotropia dell'Universo.
La conoscenza della costante di Hubble
è di fondamentale importanza. Essa, infatti, compare
come parametro fondamentale nelle teorie cosmologiche. Nel
modello standard di Hot Big Bang il reciproco di Ho ci permette
di conoscere l'età dell'Universo e definisce una
Scala delle Distanze cosmiche in cui c/Ho (c è la
velocità della luce) ci da una stima dell'attuale
orizzonte cosmologico. Inoltre, il parametro ρ0c=3Ho2/(8π)
G è detto densità critica attuale ed è
fondamentale per la determinazione della geometria dell'Universo.
Infatti, se la densità di massa attuale dell'Universo
è maggiore della densità critica, l'Universo
possiede abbastanza massa per rallentare l'espansione e
collassare su se stesso in un finale Big-Crunch. Un tale
modello è chiamato chiuso. Se, invece, la densità
attuale è minore della densità critica, il
sistema continua ad espandersi indefinitamente (modello
aperto) e se infine la densità attuale è proprio
uguale a quella critica, l'Universo si espande indefinitamente,
ma con una velocità che tende asintoticamente allo
zero (modello critico).
Andamento dei valori della costante di
Hubble ottenuti da vari autori dal 1975 al 1995
Il valore di Ho trovato da Hubble nel 1929
era di circa 500 kms-1Mpc-1,
molto diverso dai valori attualmente accettati. Ciò
era dovuto a degli errori di calibrazione di indicatori
di distanza, corretti solo molti anni più tardi.
Già nel 1950 Baade portò la costante di Hubble
ad un valore dell'ordine di 250kms-1Mpc-1,
ma anche tale valore era affetto da grossi errori di calibrazione.
Fu con la ricalibrazione di Sandage che nel 1958 si arrivò
ad una costante di Hubble compresa tra i 50 e i 100 kms-1Mpc-1
Ai giorni nostri non esiste ancora un valore
certo per questa costante e i valori ricavati negli ultimi
dieci anni oscillano in questo stesso intervallo. Infatti,
data la legge di Hubble, sembrerebbe che per determinare
Ho occorra solo misurare, quanto più accuratamente
possibile, la velocità di recessione e la distanza
anche di galassie a noi vicine. In realtà la problematica
è molto più complessa a causa del fatto che
localmente (cioè per distanze fino a ~100Mpc) le
galassie oltre ad avere una velocità di recessione
(detta flusso di Hubble) hanno anche una velocità
detta peculiare. Praticamente si osserva che localmente
il campo di velocità radiale (dovuto all'espansione
di Hubble) è perturbato a causa dell'interazione
gravitazionale delle galassie appartenenti al Gruppo Locale
(di cui la nostra Galassia fa parte), ma soprattutto a causa
della presenza dell'attrazione esercitata dall'ammasso della
Vergine che determina un moto di grande ampiezza di tutto
il Gruppo Locale verso questo ammasso (questo moto è
detto Virgo Infall) e che determina un "ritardo''
della velocità di espansione. Le perturbazioni del
campo di velocità radiale ammontano a molte decine
per cento in prossimità dell'Ammasso della Vergine,
ma anche a distanze dell'ordine di 2000kms-1
vi sono ancora deviazioni dell'ordine del 10-25%. è
chiaro quindi che se vogliamo misurare la costante Ho con
un'accuratezza dell'ordine del 10% dobbiamo andare a misurare
la distanza di galassie con velocità di 5000-10000kms-1, corrispondenti appunto
a ~100Mpc. Occorre, quindi, come vedremo, costruire una
"Scala delle Distanze" per arrivare così
alle distanze di interesse cosmologico.
Una lampadina che si allontana è
un esempio esplicativo di cosa è um indicatore di
distanza. La lampadina mantiene sempre la stessa luminosità,
ma man mano che si allontana da noi, appare essere sempre
più piccola e meno luminosa. Questa diminuzione della
luminosità può essere attribuita solo alla
distanza a cui essa si trova, per cui nota la luminosità
intrinseca è possibile, in linea di principio, determinare
la distanza. clicca
qui per vedere l'animazione
Se per gli oggetti più vicini possono
essere usati metodi di misura diretti (metodi geometrici),
per gli oggetti più distanti la ricerca punta ad
individuare e poi a studiare possibili indicatori con luminosità
o con dimensioni lineari standard al fine di derivare le
distanze in modo indiretto. Per indicatori di distanza si
intendono degli oggetti di luminosità intrinseca
o di grandezza assoluta nota, i quali per certi loro caratteri
(variabilità luminosa, esplosione, spettri più
o meno peculiari) si lasciano distinguere dalla moltitudine
delle stelle tra le quali si trovano e le differenze osservate
nelle proprietà intrinseche possono essere attribuite
solo alla diversa distanza alla quale si trovano
Il primo gradino della Scala delle Distanze
è allora rappresentato dalle misure effettuabili
con metodi geometrici, che non richiedono la conoscenza
della luminosità assoluta di una sorgente. I più
noti metodi geometrici sono le
Parallassi. Ricordiamo tuttavia che recentemente è
stata sviluppata una tecnica geometrica applicata alle
sorgenti MASER che consente di arrivare direttamente
alle distanze di interesse cosmologico (dove la legge di
Hubble è valida senza correzioni per le velocità
peculiari).
Oltre ai metodi geometrici sono stati individuati nel corso
degli anni vari tipi di indicatori di distanza (le
cosiddette candele campione) distinguibili in indicatori
primari e secondari.
Sono definiti indicatori primari quelli che non necessitano
di essere calibrati da altre candele campione (sono cioè
calibrabili mediante metodi geometrici). A questa classe
di indicatori appartengono, per esempio, le stelle
variabili RR-Lyrae, le Cefeidi
Classiche, le
Novae, le
Supernovae di tipo Ia.
Sono, invece, definiti indicatori secondari quelli la cui
calibrazione è basata sull'utilizzo di indicatori
primari. I più noti sono la relazione Tully-Fisher,
la Faber-Jackson,
la funzione
di luminosità degli Ammassi Globulari, la
funzione
di luminosità delle Nebulose Planetarie, le
Fluttuazioni
di Brillanza Superficiale, il Tip
del ramo delle Giganti Rosse (TRGB). Notiamo tuttavia
che anche le SNeIa
possono rientrare tra gli indicatori secondari essendo molto
spesso calibrate mediante le Cefeidi, mentre il TRGB
può essere considerato anche un indicatore primario.