Il LookBackTime Cosmologico

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Una folta schiera di filosofi si sono succeduti nel corso degli anni cercando ognuno di dare una spiegazione del tempo e del suo fluire.

E' stato pressoché immediato attribuire ad un qualcosa che è già avvenuto il concetto di “passato” ed a qualcosa che deve ancora avvenire il concetto di “futuro”. Il problema risulta capire cosa significa il concetto di “presente”.

Se noi battiamo le mani risulta pressoché impossibile definire l'esatto momento in cui avviene il battito di mani: se si osservano le mani, che urtano l'una contro l'altra non udiamo il fragore del battito poiché il suo suono deve ancora arrivare; quando il suono arriva al nostro orecchio in realtà il battito di mani è già avvenuto e quindi risulta passato.

Ma lo stesso discorso si può fare per la luce che è sempre un' onda (elettromagnetica) più veloce del suono (onda acustica) ma pur sempre a velocità finita. Quindi anche quando vediamo le mani che si toccano in realtà il fatto è avvenuto qualche istante prima.

Un semplicissimo evento come il battito di mani verrebbe quindi spezzettato in diversi intervalli temporali:

le mani si toccano, generano luce e suono e rimbalzano lontane;
la luce che giunge dalle mani arriva al nostro occhio;
il suono che giunge dalle mani arriva al nostro orecchio;
Apparentemente questa sequenza di eventi è istantanea e nell'atto del battito di mani si attribuisce il concetto di presente (soprattutto quando l'evento è protratto per un certo lasso di tempo), ma in realtà non lo è.

Per definizione quando guardiamo un orologio vediamo l'ora non come è realmente, ma quella che segnava nel momento in cui la luce è partita dal suo quadrante. Questo avviene poiché la luce come onda elettromagnetica ha una velocità finita (velocità della luce= 300.000Km/s) e rappresenta la velocità massima per trasmettere un segnale che contenga informazione.

Quindi, data la finitezza della velocità della luce, un fantomatico orologio situato sulla superficie solare, lo vedremmo non come è in questo momento, ma con la luce da esso sprigionato circa 8 minuti prima, che è il tempo, che la luce impiega ad arrivare ai nostri occhi dalla superficie solare.

Quando noi guardiamo il Sole quindi vediamo quello che gli è accaduto 8 minuti fa.

Fin qui non vi è nessun problema concettuale da affrontare, ma quando guardiamo oggetti molto distanti entrano in gioco altri fattori non trascurabili.

In primo luogo quando guardiamo un oggetto in cielo molto lontano lo guardiamo sempre come era in un lontano passato; in alcuni casi vediamo oggetti talmente lontani (miliardi di anni luce) che a quel tempo l'Universo stesso era molto giovane e diverso da come è ora.

Inoltre la luce non viaggia necessariamente in linea retta, ma secondo le geodetiche dello spazio-tempo; dalla relatività einsteniana, queste, che rappresentano la topologia dello spazio-tempo stesso, seguono la distribuzione di materia (ed energia) incurvandosi li dove la materia è maggiore.

In questo modo lo guardiamo una sorgente come era in un lontanissimo passato, ma non la vediamo neanche nell'esatto punto in cui è stata emessa.

Uno dei lavori più faticosi per i cosmologi è quello di ricostruire la distribuzione della materia nel cono di luce, che parte dalla sorgente ed arriva fino a nostri rivelatori su telescopi e satelliti.

Per ricostruire indirettamente la distribuzione di materia nel cosmo entro il cono di luce, si utilizzano diverse tecniche, tutte più o meno approssimative e localizzate in qualche intorno di una o più sorgenti astrofisiche.

l'errore comune è quello di approssimare la materia visibile (cioé luminosa) con la materia totale presente: in questo caso si commette in media un errore del 99,9%.

Il 99.9% della materia nel cosmo è materia oscura in alcuni casi anche sconosciuta; spesso questa materia interagisce debolmente con ciò che le è attorno, ma molto spesso si fa sentire nella sua influenza gravitazionale sulle galassie vicine. In questi casi la luce delle sorgenti poste oltre l'agglomerato di massa oscura viene deflessa come se passasse attraverso una grossa lente (effetto di lensing gravitazionale) e si vengono a formare pittoreschi archi gravitazionali e/o immagini speculari virtuali della sorgente.

Inoltre quando una sorgente viene "lentizzata" da una lente gravitazionale, ne viene alterata sia la posizione sia anche la distanza apparente; infatti molto spesso quando si osserva la luce proveniente da una lente gravitazionale essa viene anche "magnificata", cioè le sorgenti meno luminose diventano più luminose e ci sembrano anche più vicine di quanto in realtà non siano.

In campi molto profondi quindi lo studio delle sorgenti, che emergono dalle lenti gravitazionali, ci svela alcune sorgenti, che non potremmo vedere con i moderni telescopi e satelliti.

Per determinare la distanza di un oggetto astronomico spesso vengono utilizzate quelle che vengono chiamate candele standard.

Una candela standard è un oggetto astronomico per il quale si conosce direttamente ed abbastanza precisamente l'intensità di luce assoluta emessa e da questa si puo' ricavare velocemente la distanza della candela.

Per determinare la distanza di "oggetti vicini" si utilizzano dei metodi standard come la parallasse trigonometrica e la relazione periodo-luminosità delle cefeidi.

Inoltre sfruttando l'esplosione delle supernovae di tipo-Ia è possibile calibrare la scala delle distanze fino a valori cosmologici (milioni e miliardi di anni luce di distanza).

Avendo quindi una successione di candele standard a diverse distanze risulta possibile calibrare le distanze astronomiche sia dell'Universo vicino sia di quello lontano.

Così facendo può essere utilizzata la famosa relazione di Hubble, che lega la distanza al redshift (a sua volta legato alla velocità di allontanamento dell'oggetto in questione); abbiamo abbondamentemente parlato di redshift e relazione di Hubble nell'articolo intitolato "Il Triangolo Cosmico" su questa rivista.

Il redshift, esiste in due forme:

redshift spettroscopico
redshift fotometrico
Il redshift spettroscopico risulta molto più accurato poiché si tratta di una misura diretta fatta su gli spettri delle galassie: vengono riconosciute alcune righe spettrali note e si misura lo
spostamento verso il rosso causato dalla velocità di allontanamento delle galassie a sua volta causata dall'espansione dell'Universo.

Per ottenere un buono spettro è necessario però avere molti fotoni (conteggi) e quindi questo genere di redshift si può ottenere prevalentemente con sorgenti luminose o sorgenti non troppo lontane, mentre per quelle sorgenti molto lontane, sono necessari lunghi tempi di esposizione e strumenti potenti, che non sempre si ha a disposizione.

Il redshift fotometrico invece, come dice il nome, si limita alla fotometria, quindi stima in maniera più o meno grossolana il redshift a partire dalla differenza di luminosità della galassia a varie
lunghezze d' onda. In particolare una galassia, che viene rivelata solo in banda V è certamente più lontana da noi rispetto ad una galassia, che viene rivelata anche in banda B, che a sua volta è più lontana di una, che viene anche rivelata in banda U.

In questo caso si ha un errore maggiore nella determinazione del redshift anche perché le magnitudini dipendono molto dall'apertura, che va a raccogliere il flusso: questo appena descritto risulta essere uno dei problemi maggiori dell'astrofisico quadratico medio.

Quando si vuole effettuare una lunga esposizione nel cielo non si deve quindi pensare di osservare gli oggetti astronomici su uno schermo distante, ma di osservarli realmente in tre dimensioni.

Ciò viene usualmente fatto nelle surveys cosmologiche al fine di ricostruire la struttura su vasta scala dell'Universo; per esempio utilizzando dei cataloghi fotometrici di lunghe esposizione ad alta risoluzione effettuate su più bande è possibile eseguire una distribuzione tridimensionale in RA, DEC e redshift.

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In figura il campo GOODS utilizzato per creare il catalogo GOODS-MUSIC. Vi sono innumerevoli sorgenti lontane ed arrossate anche nel visibile; notare il numero di galassie (il catalogo completo comprende 18100 sorgenti selezionate in banda Z ed innumerevoli altre in banda K, di cui si possiedono magnitudini e ultimamente anche i parametri morfologici.

Questo lavoro è stato fatto con il telescopio spaziale Hubble sull'Hubble Deep Field ed UltraDeepField che messi assieme formano il GOODS Field, creando alcuni cataloghi spettro-fotometrici (noi abbiamo utilizzato il GOODS-MUSIC, Grazian et al, 2005) .

Per gli studi più prettamente cosmologici basterà selezionare gli oggetti con redshift maggiori eventualmente aventi le stesse caratteristiche e vederne l'evoluzione in funzione del redshift e quindi dell'età relativa dell'Universo.

In questo modo si è consolidato il modello gerarchico di formazione delle strutture rispetto agli altri modelli proposti.

In figura viene rappresentato il look-back time della porzione di cielo identificata dal campo GOODs. Per creare questo grafico tridimensionale ho utilizzato VisIVO (M. Comparato, Copyright (c) OAct), programma open-source, che permette la creazione e la visualizzazione di oggetti tridimensionali ruotabili interattivamente al fine di identificare strutture più o meno caratteristiche.

In questo campo fondo le galassie hanno più di 10 miliardi di anni quando alcune di loro si stavano ancora formando.

l'Hubble ultra deep field mostra le galassie come erano tra 400 ed 800 milioni di anni dopo il Big Bang quando l'Universo era popolato da galassie nane molto diverse dalla nostra galassia.

Queste prime strutture cosmiche si sono poi successivamente unite a formare dei corpi più grandi, assumendo man mano forme spirale o ellittiche, come siamo abituati a
vedere nell'Universo "vicino".
In questo momento sono in atto diverse surveys cosmologiche multi-banda che effettuano innumerevoli e disparati studi sugli oggetti che emergono dalle immagini profonde del cielo agli albori della vita dell'Universo.

Note
(1): La parallasse trigonometrica è l'effetto prospettico causato dalla rivoluzione terrestre che ogni sei mesi crea uno spostamento delle stelle vicine rispetto a quelle più lontane approssimativamente immobili. Le maggiori e migliori calibrazioni delle distanze sulle stelle vicine sono state fatte dal satellite Hipparcos.

(2): Le Cefeidi sono stelle variabili, che posseggono una relazione molto stabile che lega il periodo del loro ciclo con la luminosità massima raggiunta. In questo modo Henrietta Lewitt ha scoperto la possibilità di utilizzare queste stelle come candele standard che permettessero di misurare le distanze astronomiche abbastanza accuratamente fino alle galassie più vicine.

(3): Le supernovae di tipo-Ia sono famose perché rappresentano lo stadio finale dell'evoluzione di un sistema binario in cui una stella ha già esaurito il proprio combustibile ed espellendo gli strati esterni rimane a brillare del suo nucleo degenere di nana bianca; mentre l'altra compagna è una stella abbastanza vicina da far transire, attraverso il lobo di Roche, tutti i suoi strati esterni nel momento in cui diviene gigante rossa. In questo modo la nana bianca si accresce sempre di più in massa, ma il materiale è degenere e quindi superato il limite di 1.4 masse solari (limite di Chandrasseckar), la massa è così grande, che la gravità supera la repulsione di degenerazione di Pauli e quindi la stella deflagherà provocando una esplosione. Questo viene detto evento di supernova Ia. Quello che rimane del sistema è ben poco e di solito si tratta di una stella di neutroni, che riscalda una nebulosa planetaria detta resto di supernova. La cosa sorprendente che fa si che le esplosioni di supernovae siano
considerate candele standard è che esse avvengono sempre nel superamento della stessa massa teorica, di cui abbiamo parlato.

Poiché quindi la composizione è la stessa e la massa anche, la luminosità bolometrica assoluta sarà sempre la stessa. Ciò che crea le differenze nel picco di luce delle esplosioni di supernovae Ia sarà quindi la distanza relativa rispetto all'osservatore in relazione all'assorbimento interstellare, da cui risulta facilmente misurabile la distanza.
I maggiori studi sulla calibrazione della legge di Hubble sulle distanze cosmologiche delle supernovae sono stati effettuati dal professor Carl Perlmutter, che è stato recentemente insignito di un premio/finanziamento per il suo lavoro dall'Accademia Nazionale dei Lincei.

(4): Quando si osserva un oggetto in una apertura fotometrica, non si sa mai a priori quale debba essere l'apertura giusta, che ingloba tutto il flusso della sorgente senza essere inquinato dal flusso di un altra sorgente. Normalmente gli astronomi tendono a mascherare il contributo delle altre sorgenti con programmi e softwares appositi sviluppati ad hoc.

(5): il modello gerarchico di formazione delle galassie e delle strutture in generale prevede che le prime strutture cosmiche emerse dal buio dopo il BigBang avessero forme alquanto irregolari e di piccole dimensioni e
che si siano successivamente aggregate a formare dei corpi via via più grandi, assumendo man mano forme spirale o ellittiche, come le osserviamo oggi.

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