Come abbiamo scoperto che l’universo si espande

Percorso Universo — Modulo 1 di 17
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Indice: Guida alla lettura

1. Una scoperta che ha cambiato il significato di «universo»

All’inizio del Novecento non esisteva ancora la cosmologia che oggi studiamo a scuola o vediamo nei documentari. Gli astronomi conoscevano stelle, pianeti, ammassi stellari e nebulose; ma non erano d’accordo neppure sull’estensione del cosmo. Le grandi spirali visibili al telescopio erano nubi interne alla Via Lattea oppure sistemi stellari distanti, paragonabili alla nostra galassia? La risposta avrebbe cambiato la scala stessa dell’universo conosciuto.

La situazione era resa più difficile da un’altra domanda, spesso trascurata: l’universo, considerato nel suo insieme, cambia nel tempo? Per secoli molte rappresentazioni del cosmo lo avevano immaginato sostanzialmente stabile, anche quando si riconoscevano i movimenti dei pianeti e delle stelle. La scoperta dell’espansione impose una prospettiva diversa: non soltanto i corpi celesti hanno una storia; anche le distanze che separano le grandi strutture cosmiche cambiano.

Oggi abbiamo a disposizione misure estremamente più precise di quelle degli astronomi degli anni Venti. Possiamo studiare la luce di milioni di galassie e confrontare osservazioni effettuate con metodi differenti. Eppure, il principio su cui si fonda la scoperta resta comprensibile: misuriamo quanto è distante una galassia e come la sua luce risulta spostata rispetto alla luce emessa dagli stessi elementi chimici in laboratorio. Se questi due risultati mostrano una relazione regolare, dobbiamo cercare una spiegazione fisica comune.

La storia non cominciò con un esperimento capace di osservare lo spazio mentre si allungava in tempo reale. Cominciò con fotografie, lastre di vetro, strumenti che separavano la luce nei suoi colori ed equazioni della gravità. E con contributi di persone differenti: Henrietta Leavitt, Vesto Slipher, Alexander Friedmann, Georges Lemaître, Edwin Hubble e molti altri. Dare il giusto posto a ciascuno non è una questione secondaria: permette di capire come una teoria scientifica nasce dall’incontro fra matematica e osservazioni.

In questo primo modulo ricostruiremo proprio quell’incontro. Non cercheremo ancora di dimostrare che l’universo abbia avuto un inizio assoluto: l’espansione, da sola, non lo dimostra. E non entreremo nei dettagli del fine-tuning, cioè nella questione delle condizioni fisiche che rendono possibile un universo complesso. Per affrontare quelle domande dobbiamo prima comprendere ciò che gli astronomi hanno effettivamente scoperto.

2. Prima di Einstein: un cielo che si muove, un cosmo che sembra fermo

Quando diciamo che un antico studioso immaginava l’universo «immobile», non intendiamo che ignorasse il movimento degli astri. Il Sole sembra attraversare il cielo, i pianeti cambiano posizione e le stelle presentano movimenti che, su tempi lunghi, possono essere misurati. La questione è diversa: si pensava che la struttura complessiva dell’universo potesse rimanere sostanzialmente uguale, senza un’espansione generale delle distanze cosmiche.

Con Isaac Newton la gravità diventò una legge matematica universale. La stessa interazione che fa cadere un oggetto verso la Terra aiuta a spiegare il movimento della Luna e dei pianeti. Fu un risultato enorme: il cielo e la Terra non richiedevano due fisiche differenti. Ma trasferire questa legge all’universo intero sollevava difficoltà. Se tutta la materia si attrae, come può una distribuzione cosmica di stelle restare stabile per sempre? Che cosa impedisce alla gravità di farla evolvere?

La risposta dipende dalle ipotesi che scegliamo sull’estensione e sulla distribuzione dell’universo. Non basta immaginare miliardi di stelle sparse nello spazio. Occorre una descrizione coerente della struttura cosmica, cioè una teoria che dica come la materia e lo spazio possano comportarsi su scale immense. La fisica newtoniana forniva strumenti preziosi, ma non una teoria completa dello spazio e del tempo adatta a risolvere tutti questi problemi.

Nel frattempo, gli astronomi osservavano le cosiddette nebulose. Alcune erano chiaramente nubi di gas; altre mostravano una struttura a spirale. Dalle fotografie si vedeva che erano diverse, ma la loro reale distanza rimaneva incerta. Una spirale appariva piccola perché era un oggetto piccolo e relativamente vicino, o perché era un sistema grandissimo posto molto lontano? Senza una misura della distanza, non era possibile scegliere con sicurezza.

Questa incertezza ricorda una regola importante della ricerca scientifica: vedere un oggetto non equivale a conoscerne la grandezza. Una lampadina lontana può apparire meno luminosa di una candela vicina. Un disco di pochi centimetri accanto all’occhio può nascondere una montagna all’orizzonte. Gli astronomi dovevano trasformare punti luminosi e macchie sfumate in misure fisiche affidabili.

L’ostacolo non era soltanto tecnico. Una fotografia astronomica mostra la luce che arriva a noi, non un’etichetta con la distanza dell’oggetto. Per ricostruire il cosmo occorreva un metodo per stabilire quanto fossero lontane le stelle e le nebulose. Il contributo decisivo, inizialmente, venne da un tipo particolare di stelle.

3. Henrietta Leavitt e le stelle che diventano metri cosmici

La luminosità di una stella non è sempre costante. Alcune stelle aumentano e diminuiscono periodicamente la propria brillantezza. Fra queste, le Cefeidi possiedono una proprietà particolarmente utile: la durata del loro ciclo di variazione è collegata alla luminosità che emettono realmente. Non stiamo parlando semplicemente di quanto una stella ci appare luminosa; ci interessa sapere quanta luce produce e confrontarla con quella che raggiunge il telescopio.

Henrietta Swan Leavitt studiò stelle variabili osservate nelle Nubi di Magellano, sistemi stellari visibili nell’emisfero australe. Nel 1912 presentò il risultato di un lavoro su 25 stelle variabili della Piccola Nube di Magellano: quelle con un periodo di pulsazione maggiore risultavano, in media, anche più luminose. La circostanza favorevole era che le stelle del campione si trovavano approssimativamente alla stessa distanza dalla Terra. Perciò la differenza fra le loro luminosità apparenti poteva rivelare una differenza di luminosità intrinseca, anziché essere dovuta soprattutto alla distanza.

È una scoperta di grande semplicità concettuale. Se riconosciamo una Cefeide e misuriamo il tempo che impiega a completare una pulsazione, possiamo stimare la sua luminosità reale mediante una relazione opportunamente calibrata. Se sappiamo quanto dovrebbe brillare e vediamo quanto appare debole, possiamo risalire alla distanza. È lo stesso principio per cui una lampadina nota sembra più fioca quando viene portata lontano: la luce si distribuisce su superfici sempre più grandi.

La parola calibrazione è importante. La relazione periodo-luminosità permette di confrontare le stelle, ma per assegnare distanze effettive serve conoscere con altri metodi la luminosità di riferimento e tenere conto delle condizioni di osservazione. Occorre inoltre distinguere i diversi tipi di stelle variabili e correggere gli effetti della polvere che assorbe parte della luce. Il metodo non produce numeri perfetti per magia. È uno strumento che diventa affidabile grazie a controlli successivi.

Negli anni Venti Edwin Hubble utilizzò le Cefeidi osservate in alcune nebulose a spirale, in particolare in Andromeda, per stimarne la distanza. Nel 1923 identificò una stella variabile nella nebulosa di Andromeda e comprese che non si trattava di una semplice stella esplosa improvvisamente, come aveva inizialmente sospettato, ma di una Cefeide. La sua variazione di luminosità forniva la chiave per misurare una distanza enorme.

Le stime di allora erano inferiori a quelle moderne, perché la scala delle distanze non era ancora calibrata correttamente. Tuttavia erano già abbastanza grandi da mostrare che Andromeda si trovava ben oltre le dimensioni allora generalmente attribuite alla Via Lattea. Le nebulose a spirale potevano essere autentiche galassie: immense popolazioni di stelle esterne alla nostra. L’universo risultava molto più vasto di quanto molti avessero immaginato.

Questo passaggio storico è spesso raccontato come una singola impresa di Hubble. In realtà si appoggiava direttamente al metodo sviluppato da Leavitt, al lavoro di altri astronomi sulle variabili, agli strumenti dell’osservatorio di Mount Wilson e alle calibrazioni dell’epoca. La scienza procede così: un risultato diventa lo strumento che rende possibile il risultato successivo.

La scoperta delle galassie esterne poneva ora una nuova domanda: una volta conosciuta la distanza di questi sistemi, che cosa si poteva dire del loro movimento?

4. Quando la luce racconta il movimento: spettri e righe riconoscibili

Misurare la distanza di una galassia risolve soltanto metà del problema. L’altra metà riguarda la luce che riceviamo. Per comprenderla dobbiamo distinguere due strumenti: un telescopio raccoglie la luce; uno spettrografo la separa in base alla lunghezza d’onda, cioè alla distanza fra due massimi successivi di un’onda luminosa.

La luce visibile comprende colori differenti. In generale le onde associate al rosso hanno lunghezze maggiori di quelle associate al blu. Ma uno spettro astronomico contiene molto più di una striscia colorata: presenta righe, zone luminose o scure a lunghezze d’onda determinate, prodotte dall’emissione o dall’assorbimento della luce da parte di atomi e molecole. Queste righe funzionano come firme riconoscibili di elementi quali idrogeno e calcio.

Possiamo misurare in laboratorio dove compare una certa riga dello spettro. Poi osserviamo lo spettro di una stella o di una galassia. Se riconosciamo la stessa sequenza di righe, ma tutte sono spostate verso lunghezze maggiori, parliamo di spostamento verso il rosso, o redshift. Se invece le righe risultano spostate verso lunghezze minori, parliamo di spostamento verso il blu, o blueshift.

Nella vita quotidiana incontriamo qualcosa di simile con il suono di una sirena. Quando un veicolo si avvicina, il suono viene percepito con una frequenza più alta; quando si allontana, più bassa. È l’effetto Doppler. Per la luce emessa da una sorgente che si muove attraverso lo spazio, il moto relativo può produrre un cambiamento confrontabile nella lunghezza d’onda osservata.

C’è però un’avvertenza indispensabile. Il redshift di una galassia lontana non deve essere interpretato sempre come se la galassia fosse un’automobile che fugge lungo una strada ferma. Nel quadro cosmologico moderno, una parte fondamentale dello spostamento nasce dall’espansione dello spazio attraversato dalla luce. La luce viene ricevuta con una lunghezza d’onda maggiore rispetto a quella di emissione. Alla scala locale, invece, il moto ordinario di una galassia può dominare sul contributo dell’espansione cosmica.

Gli astronomi indicano lo spostamento verso il rosso con la lettera z. In termini semplici, confrontano la lunghezza d’onda osservata con quella misurata in condizioni di riferimento. Un valore z = 0,1 significa che la lunghezza d’onda ricevuta è maggiore del dieci per cento rispetto a quella emessa. Non significa automaticamente che la distanza sia aumentata del dieci per cento, né che la velocità sia il dieci per cento della velocità della luce: per interpretare il numero occorre specificare il modello fisico e, quando le distanze sono molto grandi, la storia dell’espansione.

Per le galassie relativamente vicine, quando il redshift cosmologico è piccolo, lo si può esprimere approssimativamente come una velocità apparente di recessione. È ciò che fecero gli astronomi agli inizi del Novecento. Gli spettri permisero di studiare cambiamenti di lunghezza d’onda invisibili a occhio nudo, trasformandoli in numeri riproducibili.

5. Vesto Slipher: le galassie parlavano attraverso le loro righe spettrali

Negli anni in cui la distanza delle nebulose a spirale era ancora controversa, l’astronomo americano Vesto Melvin Slipher, al Lowell Observatory, ne osservava gli spettri. Il suo lavoro richiedeva un’abilità paziente: la luce proveniente dalle nebulose era debole e per registrarla servivano esposizioni lunghe e strumenti ben controllati. Lo scopo iniziale non era dimostrare che l’universo si espandesse. Slipher voleva misurare gli spostamenti delle righe spettrali e ricavarne informazioni sui moti di questi oggetti.

Una delle prime sorprese riguardò Andromeda. La sua luce mostrava uno spostamento verso il blu, coerente con un avvicinamento rispetto a noi. È un dettaglio prezioso, perché impedisce una semplificazione sbagliata: non tutte le galassie appaiono allontanarsi dalla Terra. Le galassie vicine possiedono movimenti propri, determinati soprattutto dalla gravità dei sistemi cui appartengono. Andromeda e la Via Lattea, per esempio, fanno parte dello stesso gruppo locale di galassie.

Proseguendo il lavoro, Slipher trovò numerosi spostamenti verso il rosso nelle altre nebulose spirali. In molti casi, interpretati come velocità radiali secondo l’effetto Doppler, i valori erano molto superiori alle velocità tipiche delle stelle già studiate. La velocità radiale è semplicemente la componente del movimento lungo la direzione che unisce l’oggetto all’osservatore; non comprende direttamente il movimento verso destra o sinistra nel cielo.

Il risultato poneva un problema. Perché tante nebulose sembravano allontanarsi? E perché alcuni spostamenti apparivano così grandi? Slipher disponeva di una serie importante di misure, ma non conosceva ancora abbastanza bene le distanze di tutti quegli oggetti per verificare se esistesse una legge generale. Un redshift, considerato isolatamente, non dice se stiamo osservando il comportamento di una galassia vicina, il moto di un sistema all’interno di un gruppo o una tendenza cosmica.

Le misure di Slipher furono successivamente impiegate anche da altri astronomi, compresi Lemaître e Hubble. Questa circostanza permette di comprendere la divisione del lavoro scientifico. Slipher fornì una parte essenziale dei dati sugli spettri; Leavitt aveva reso possibile un metodo di misura delle distanze; Hubble contribuì a estendere e collegare tali distanze; Friedmann e Lemaître svilupparono l’interpretazione teorica dell’espansione.

Non sarebbe quindi corretto affermare che Slipher «scoprì da solo l’espansione cosmica». Sarebbe altrettanto scorretto raccontare la scoperta senza di lui. Le sue osservazioni erano necessarie per riconoscere il fenomeno, anche se il loro significato cosmologico non era ancora chiaro al momento in cui furono ottenute.

6. Einstein e la gravità: quando anche lo spazio diventa protagonista

Nel 1915 Albert Einstein formulò le equazioni della relatività generale, una teoria che descrive la gravità in modo molto diverso dalla rappresentazione di Newton. In termini intuitivi, materia ed energia sono legate alla geometria dello spazio e del tempo: non dobbiamo più immaginare la gravità soltanto come una forza che agisce istantaneamente fra corpi lontani. La distribuzione di materia ed energia influenza la struttura dello spaziotempo, l’insieme delle tre dimensioni dello spazio e della dimensione temporale.

La relatività generale aveva già conseguenze verificabili in ambiti differenti. Permetteva di comprendere particolarità dell’orbita di Mercurio e prevedeva la deviazione della luce in presenza della gravità. Ma offriva anche qualcosa di nuovo: la possibilità di descrivere matematicamente l’universo nel suo insieme. Era possibile applicare le equazioni non soltanto al Sole o a una stella, ma a una distribuzione cosmica di materia considerata su grandissima scala.

Per ottenere una descrizione abbastanza semplice occorreva adottare delle ipotesi. Una delle più importanti è che, osservato su scale sufficientemente grandi, l’universo sia omogeneo e isotropo. Omogeneo significa che le proprietà medie non cambiano radicalmente da una grande regione all’altra; isotropo che non esiste una direzione privilegiata quando consideriamo quelle scale. Non significa che tutto il cosmo sia uniforme come una parete: galassie, ammassi e grandi vuoti esistono davvero. Significa che queste irregolarità possono essere trattate statisticamente quando studiamo l’insieme.

Nel 1917 Einstein propose un modello cosmologico statico. Per evitare che la gravità facesse evolvere il suo universo teorico, introdusse nelle equazioni un termine chiamato costante cosmologica, rappresentato con la lettera greca lambda. Il termine non deve essere inteso come un semplice trucco privo di significato: è matematicamente compatibile con le equazioni e, nella cosmologia successiva, assumerà un ruolo importante. Ma in quella proposta storica serviva a ottenere una soluzione in cui la struttura generale non cambiasse nel tempo.

Oggi sappiamo che un universo statico non rappresenta il nostro cosmo osservato su larga scala. Tuttavia questo risultato non era già scritto nelle osservazioni del 1917. Gli astronomi non disponevano ancora della combinazione di distanze extragalattiche e redshift necessaria per individuare una relazione convincente. Einstein aveva una teoria molto potente, ma la scelta del modello cosmologico dipendeva ancora in parte dalle ipotesi iniziali.

Qui incontriamo un principio che ritornerà in tutto il percorso Universo: le equazioni di una teoria possono ammettere più soluzioni fisicamente diverse. Non basta scrivere una legge matematica per sapere quale universo essa descrive. Occorre confrontare le sue soluzioni con osservazioni affidabili. Se un modello può essere statico oppure dinamico, la questione va decisa studiando il cielo, non semplicemente preferendo una soluzione perché sembra filosoficamente più rassicurante.

La svolta successiva venne da un matematico che prese sul serio proprio questa possibilità.

7. Alexander Friedmann: un universo che cambia nelle equazioni

Nel 1922 il matematico e fisico russo Alexander Friedmann pubblicò uno studio sulla curvatura dello spazio nelle soluzioni delle equazioni di Einstein. Invece di imporre fin dall’inizio un universo immobile, esaminò che cosa sarebbe accaduto permettendo alle distanze cosmiche di variare. Nel 1924 sviluppò anche soluzioni con una diversa curvatura spaziale. La conclusione fondamentale era che la relatività generale consentiva universi dinamici: le loro dimensioni caratteristiche potevano crescere oppure diminuire nel tempo.

Non bisogna immaginare che Friedmann avesse osservato personalmente galassie che si allontanavano. La sua era prima di tutto una scoperta teorica. Egli mostrò che, partendo da determinate ipotesi sulla distribuzione della materia, le equazioni della gravità permettevano storie cosmiche differenti. Alcune potevano prevedere espansione, altre contrazione, altre ancora un andamento più articolato. La gravità non imponeva necessariamente l’immobilità dell’universo.

Per rappresentare questo cambiamento gli astronomi usano oggi il fattore di scala, indicato di solito con a. Immaginiamo di segnare sulla stessa superficie due punti lontani. Se, col passare del tempo, la distanza fra i punti cresce secondo una regola comune, possiamo descrivere quel cambiamento con un numero che aumenta: il fattore di scala. Non è necessario pensare a una dimensione assoluta dell’intero universo, né supporre che esso abbia un bordo. Il fattore di scala esprime il cambiamento relativo delle distanze fra punti che seguono l’espansione generale.

In un modello cosmologico semplice, se il fattore di scala raddoppia, raddoppiano anche le distanze fra due osservatori che partecipano al flusso di espansione e non sono legati fra loro da forze locali abbastanza forti. Non raddoppiano automaticamente le dimensioni del Sistema solare, degli atomi o del nostro corpo: questi sistemi sono tenuti insieme da interazioni che ne determinano la struttura locale.

Le soluzioni dinamiche non stabilivano ancora quale delle possibilità fosse corretta. La relatività generale resta una teoria compatibile con molte condizioni fisiche: bisogna conoscere la materia presente, il modo in cui si distribuisce, le condizioni iniziali e gli eventuali termini cosmologici. Inoltre, mentre l’evoluzione all’indietro di alcuni modelli conduce verso stati sempre più densi, un risultato matematico di questo tipo non equivale, da solo, alla prova di un inizio assoluto di tutta la realtà.

La storia delle idee scientifiche mostra anche quanto possano essere difficili i passaggi fra discipline. Einstein inizialmente contestò un aspetto del lavoro di Friedmann, poi riconobbe che l’obiezione dipendeva da un errore di calcolo. Le possibilità matematiche non ricevettero comunque subito il riconoscimento che oggi appare naturale. L’idea di un universo in espansione sembrava estranea alla concezione tradizionale del cosmo e mancava ancora di una conferma osservativa generalmente accettata.

Friedmann morì nel 1925, prima di assistere alla consacrazione del modello dinamico. Il suo contributo rimane fondamentale: mostrò che l’universo poteva avere una storia fisica complessiva, descrivibile dalle stesse leggi della gravità applicate ad altri sistemi.

8. Georges Lemaître: quando teoria e osservazioni finalmente si incontrano

Nel 1927 il fisico e sacerdote belga Georges Lemaître pubblicò un articolo dal titolo francese Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant, rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques. Il titolo, tradotto liberamente, descriveva già il problema: un universo omogeneo la cui scala cresce e che può spiegare le velocità radiali osservate nelle nebulose extragalattiche.

Lemaître compì un passo ulteriore rispetto a una pura soluzione matematica. Utilizzò le idee della relatività generale e le collegò alle osservazioni astronomiche disponibili, comprese le misure degli spostamenti spettrali e le stime delle distanze. Propose così una relazione fra le distanze delle nebulose e le loro velocità apparenti di allontanamento, interpretandola alla luce di un universo che si espande. È per questa integrazione fra teoria e dati che il suo articolo del 1927 ha un ruolo decisivo nella storia della cosmologia.

La legge può essere scritta, nella sua forma più semplice per distanze relativamente piccole su scala cosmica, come v ≈ H₀ × d. La lettera v rappresenta la velocità apparente di recessione, d la distanza, mentre H₀, la costante di Hubble–Lemaître, indica il tasso di espansione misurato oggi. Non sono due grandezze che si aggiungono: la relazione dice che, nel regime in cui l’approssimazione vale, raddoppiando la distanza raddoppia anche la velocità apparente dovuta all’espansione.

Si tratta di una relazione sorprendentemente semplice. Se una galassia si trova due volte più lontano di un’altra e segue il flusso cosmico medio, il suo redshift sarà, approssimativamente nel regime di piccole distanze, proporzionalmente maggiore. Lemaître propose una lettura fisica che rendeva questa regolarità naturale: lo spazio fra sistemi lontani cresce nel tempo.

Bisogna distinguere il valore numerico storico della costante dalla relazione stessa. Le distanze disponibili negli anni Venti erano ancora imprecise. Lemaître ottenne stime dell’ordine di alcune centinaia di chilometri al secondo per megaparsec, molto più alte dei valori ricavati oggi. Un megaparsec è una distanza di circa 3,26 milioni di anni luce. Dire «chilometri al secondo per megaparsec» significa quindi indicare l’aumento della velocità apparente di recessione per ogni megaparsec aggiuntivo di distanza, non affermare che una galassia percorra fisicamente un megaparsec in un secondo.

Perché l’articolo del 1927 non divenne immediatamente famoso? Fu pubblicato in una rivista belga poco diffusa fuori da alcuni ambienti specialistici ed era scritto in francese. La sua successiva traduzione inglese del 1931 non riportava interamente la parte dedicata alle stime ricavate dai dati astronomici. Per anni questo fatto ha generato sospetti e ricostruzioni imprecise. Una ricerca archivistica di Mario Livio, pubblicata nel 2011, individuò una lettera in cui lo stesso Lemaître spiegava di avere scelto di omettere quelle parti perché non le riteneva più attuali rispetto ai nuovi dati disponibili. Non ci sono quindi basi documentarie per presentare la vicenda come una dimostrata manomissione orchestrata da Hubble.

La precisazione non toglie merito a Hubble. Aiuta piuttosto a capire perché la scoperta venga oggi attribuita, nel nome della legge, sia a Lemaître sia a Hubble. Il primo formulò un’interpretazione teorico-osservativa dell’espansione; il secondo rese molto più visibile e persuasiva la correlazione fra distanza e spostamento spettrale attraverso il proprio lavoro osservativo.

Il fatto che Lemaître fosse un sacerdote è un elemento storico reale, non una proprietà delle sue equazioni. Le osservazioni e i calcoli devono essere giudicati per ciò che dimostrano, indipendentemente dalle convinzioni religiose dell’autore. E, nello stesso tempo, la sua vicenda mostra che l’idea di un universo dotato di una storia non nacque da un’imposizione filosofica: emerse da un serio tentativo di mettere in relazione matematica e astronomia.

9. Edwin Hubble: la relazione prende forma nelle osservazioni

Nel 1929 Edwin Hubble pubblicò nei Proceedings of the National Academy of Sciences uno studio intitolato A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae. Mise a confronto le distanze stimate di un insieme di nebulose extragalattiche con le loro velocità radiali apparenti. Le distanze derivavano da indicatori astronomici diversi, fra cui le Cefeidi e la luminosità delle stelle più brillanti; molte velocità provenivano da misurazioni spettrali compiute precedentemente da Slipher e da altri osservatori.

Il risultato era rappresentabile con un grafico. Sull’asse orizzontale si collocavano le distanze; su quello verticale le velocità apparenti ricavate dagli spettri. I punti non si disponevano lungo una linea perfetta, ma mostravano una tendenza: alle distanze maggiori corrispondevano, in media, recessioni apparenti maggiori. Per un osservatore moderno il grafico può apparire poco impressionante, perché contiene pochi oggetti e una dispersione considerevole. Per l’astronomia del 1929, tuttavia, si trattava di un indizio quantitativo di enorme interesse.

Una ragione della dispersione era che le galassie non seguono esclusivamente l’espansione cosmica. Si muovono anche sotto l’effetto della gravità di altri corpi vicini; queste componenti si chiamano velocità peculiari. Quando una galassia è abbastanza vicina, il suo moto locale può essere confrontabile con la recessione cosmica o persino superiore. Ecco perché la relazione emerge più chiaramente studiando molti sistemi e aumentando la qualità delle misure, anziché pretendendo che ogni singolo oggetto si comporti esattamente come un punto su una retta.

Un’altra difficoltà riguardava la scala delle distanze. Hubble ricavò all’epoca un tasso d’espansione dell’ordine di 500 km/s/Mpc, mentre le determinazioni moderne sono molto più basse, intorno a sette decine nella stessa unità. Il valore storico era quindi eccessivo di varie volte. Questo errore non dimostra che la relazione fosse immaginaria: mostra che riconoscere una correlazione e misurarne correttamente il coefficiente sono due risultati differenti. La calibrazione delle Cefeidi e degli altri indicatori di distanza venne migliorata notevolmente nei decenni successivi.

La posizione di Hubble sull’interpretazione cosmologica dei redshift rimase inoltre più prudente di quanto spesso si racconti. Il suo lavoro forniva dati essenziali, ma egli non adottò sempre senza riserve l’idea che gli spostamenti fossero dovuti all’espansione dello spazio. Non è necessario attribuirgli convinzioni che non ebbe per riconoscere il suo contributo. La forza di una scoperta astronomica dipende dai risultati osservativi e dalle verifiche successive, non dalla capacità del suo autore di prevederne ogni conseguenza.

L’osservazione fondamentale era ormai stata formulata in modo controllabile. Se la relazione derivava davvero dall’espansione cosmica, nuove misure a distanze maggiori avrebbero dovuto confermarne l’andamento, pur richiedendo modelli più complessi per descrivere gli oggetti molto lontani. Nei decenni seguenti furono individuate altre galassie, affinati gli indicatori di distanza e costruiti strumenti molto più sensibili. L’espansione non rimase legata al solo grafico del 1929.

Nel 2018 l’Unione Astronomica Internazionale approvò una risoluzione per raccomandare la denominazione legge di Hubble–Lemaître, riconoscendo il contributo fondamentale di entrambi. La parola «raccomandare» è quella corretta: il voto non cambiò la fisica, ma aiutò a rappresentare più fedelmente la storia delle idee.

10. Che cosa significa davvero che «lo spazio si espande»?

La frase «le galassie si allontanano» può far pensare a un’esplosione di frammenti materiali lanciati da un punto centrale in uno spazio vuoto e immobile. È un’immagine intuitiva, ma non descrive correttamente il quadro cosmologico standard. Quando gli astronomi parlano di espansione metrica, intendono che le distanze fra punti sufficientemente lontani, che seguono il flusso cosmico medio, crescono con il tempo. Lo spazio non deve necessariamente dilatarsi dentro un contenitore più grande.

Per farsi un’idea possiamo immaginare piccoli segni sulla superficie di un palloncino che si gonfia. Ogni segno vede aumentare le distanze dagli altri; più un segno è lontano, maggiore è l’aumento della distanza a parità di tempo. Nessun punto sulla superficie bidimensionale è necessariamente il centro dell’espansione. L’immagine spiega bene la proporzionalità fra distanza e recessione apparente. Ha però un limite: il palloncino reale è immerso in uno spazio tridimensionale, mentre il modello cosmologico non richiede un ambiente esterno nel quale l’universo si gonfi.

Un’altra immagine è quella di chicchi d’uvetta in un impasto che lievita. L’impasto fra i chicchi cresce e li allontana, anche se i chicchi non aumentano proporzionalmente di dimensione. Anche questa analogia è imperfetta: nella realtà cosmica le galassie possono essere legate gravitazionalmente fra loro e non tutti i moti seguono il flusso medio. Ma permette di capire perché l’espansione non comporti la crescita uniforme di tutti gli oggetti.

Una domanda nasce spontanea: se molte galassie si allontanano da noi, significa che siamo al centro dell’universo? No. In un universo omogeneo che si espande, osservatori situati in galassie sufficientemente distanti e non dominate da movimenti locali possono vedere una relazione analoga. Il fenomeno riguarda la geometria cosmica su grande scala, non una posizione privilegiata della Terra. Per comprenderlo basta pensare che, sul palloncino, ogni segno si allontana dagli altri anche se nessuno occupa una posizione speciale sulla superficie.

Non tutto si espande. La Terra non cresce perché l’universo si espande, la distanza Terra–Sole non segue semplicemente la legge di Hubble–Lemaître e le galassie gravitazionalmente legate non vengono stirate uniformemente. Sono le interazioni locali a determinare le dimensioni e la dinamica di questi sistemi. Proprio Andromeda, che si avvicina alla Via Lattea, ricorda che il comportamento locale non è una riproduzione perfetta del comportamento medio dell’universo.

Nel quadro della relatività generale lo spostamento verso il rosso cosmologico può essere descritto confrontando il fattore di scala nel momento dell’emissione della luce con quello nel momento in cui la riceviamo. Se il fattore di scala raddoppia durante il percorso della luce, anche la lunghezza d’onda osservata risulta raddoppiata rispetto all’emissione. Si tratta di una previsione quantitativa, non semplicemente di un’immagine suggestiva.

11. Come controlliamo oggi la scoperta

La fiducia nella cosmologia moderna non nasce dal rispetto per Hubble o Lemaître, ma dalla capacità di confrontare i modelli con osservazioni nuove. Il primo controllo consiste nell’allargare il campione: disponendo di moltissime galassie e di strumenti più sensibili possiamo verificare come cambia la relazione fra distanza e redshift. I telescopi moderni raccolgono luce in diverse bande, compresi l’infrarosso e le onde radio; i grandi programmi di osservazione catalogano gli spettri e le posizioni di enormi popolazioni di galassie.

Il secondo controllo riguarda le distanze, che non possono dipendere da un solo metodo. Gli astronomi costruiscono una scala delle distanze cosmiche, spesso chiamata distance ladder, o scala a gradini. Si parte da oggetti abbastanza vicini da poter essere misurati con tecniche geometriche, poi si calibrano stelle variabili come le Cefeidi e infine si impiegano indicatori più luminosi, fra cui alcune supernove. Una supernova di tipo Ia è un’esplosione stellare le cui proprietà luminose, dopo opportune correzioni e calibrazioni, possono aiutare a confrontare distanze molto grandi.

Il terzo controllo proviene da osservazioni che non ripetono semplicemente quelle di Hubble. La radiazione cosmica di fondo, un debole segnale a microonde presente in tutte le direzioni del cielo, conserva informazioni sullo stato dell’universo primordiale. Studiando le sue minuscole differenze di temperatura e polarizzazione, e interpretandole con un modello cosmologico, si possono ricavare parametri legati all’espansione. È un metodo indiretto e dipende dalle ipotesi del modello, ma usa dati molto diversi dalle Cefeidi e dalle galassie vicine.

Esistono anche tracce delle oscillazioni presenti nel plasma primordiale, chiamate oscillazioni acustiche barioniche. La loro impronta statistica nella distribuzione delle galassie agisce come un riferimento di scala cosmica. Confrontando tale scala in epoche diverse, gli astronomi possono studiare come la geometria dell’universo e il suo ritmo di espansione siano cambiati. Questo argomento verrà sviluppato nei moduli successivi: per ora conta sapere che non dipende da un unico gruppo di stelle variabili.

Alla fine degli anni Novanta lo studio di supernove lontane portò a un risultato imprevisto: l’espansione recente dell’universo non sembrava semplicemente rallentare sotto l’effetto della gravità, ma accelerare. Nacque così la moderna discussione sull’energia oscura. Il Modulo 8 approfondirà le prove, i modelli e i dati più recenti. È sufficiente qui osservare che la scoperta originaria dell’espansione ha aperto nuove domande sul suo andamento nel tempo.

Il fatto che metodi differenti possano produrre valori non perfettamente concordanti non annulla automaticamente la scoperta dell’espansione. Ci obbliga invece a verificare calibrazioni, modelli e sistematiche. Questa distinzione fra risultato generale e precisione dei parametri è una delle lezioni più importanti della cosmologia osservativa.

12. Quanto rapidamente si espande l’universo? Il problema della costante di Hubble–Lemaître

Il numero che descrive il tasso di espansione attuale si indica con H₀. Per capirne l’unità, possiamo prendere un esempio puramente illustrativo: se H₀ fosse 70 chilometri al secondo per megaparsec, due galassie che seguono il flusso cosmico e distano fra loro 10 megaparsec avrebbero, nell’approssimazione locale, una recessione apparente di circa 700 chilometri al secondo. Il valore non va interpretato come una velocità assoluta attraverso uno spazio immobile, ma come il tasso di crescita della distanza nel modello cosmologico.

La misura moderna non fornisce un solo numero indiscusso. Analizzando le anisotropie della radiazione cosmica di fondo, la collaborazione Planck ha ricavato, nel modello cosmologico standard ΛCDM a sei parametri, un valore di 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc. Il numero è inferito dal modello, non è un cronometro che misura direttamente lo spostamento di due galassie oggi. La precisione riportata è una precisione statistica interna all’analisi e alle ipotesi adottate.

Le misure condotte nell’universo relativamente vicino, utilizzando Cefeidi calibrate e supernove di tipo Ia, tendono invece a fornire valori più alti, nell’ordine di circa 73 km/s/Mpc nelle analisi più note. Questa differenza è spesso chiamata tensione di Hubble. Non va confusa con la storica correzione del valore di 500 degli anni Venti: in quel caso le distanze erano gravemente mal calibrate; nella tensione moderna sono coinvolti metodi sviluppati con controlli molto più severi e un possibile problema ancora aperto.

Qual è la conclusione corretta? Non che gli scienziati «non sanno se l’universo si espande». Entrambi i metodi indicano chiaramente un’espansione, ma non concordano sul valore preciso di H₀. Alcuni ricercatori cercano errori sistematici nelle misure, altri modifiche ai modelli cosmologici o nuovi ingredienti fisici. Nessuna di queste possibilità deve essere dichiarata dimostrata senza le verifiche necessarie.

È anche importante non confondere il tasso di espansione odierno con una velocità costante che avrebbe caratterizzato tutta la storia del cosmo. La gravità, il contenuto di materia e gli altri contributi energetici influiscono su come H cambia nel tempo. Per questa ragione non possiamo calcolare correttamente l’età dell’universo facendo soltanto un’operazione elementare sul valore attuale, senza specificare un modello della sua evoluzione.

Il riferimento oggi comunemente utilizzato per l’età cosmica è di circa 13,8 miliardi di anni, ricavato dal confronto fra più osservazioni e un quadro cosmologico. Non coincide automaticamente con la risposta alla domanda filosofica e fisica su che cosa, se qualcosa, preceda la fase descritta dal modello caldo del Big Bang. Quella questione richiede un’analisi differente.

13. Ciò che l’espansione dimostra, e ciò che lascia aperto

Dopo questa storia possiamo enunciare con chiarezza il risultato acquisito. L’universo osservabile, su scala cosmica, non è statico. Le distanze fra sistemi lontani che seguono il flusso medio cambiano nel tempo; la luce delle galassie mostra un redshift coerente con questa evoluzione; modelli gravitazionali e diverse osservazioni permettono di descriverla quantitativamente. È una delle grandi trasformazioni della conoscenza scientifica del Novecento.

Un universo in espansione suggerisce immediatamente una domanda sul passato. Se oggi le distanze sono maggiori, che cosa accade risalendo indietro nel tempo? I modelli cosmologici descrivono un universo che, in epoche remote, era molto più denso e caldo. Esistono prove osservative indipendenti a favore di questo quadro, soprattutto la radiazione cosmica di fondo e l’abbondanza degli elementi più leggeri. Ma per spiegarle adeguatamente dovremo entrare nel Modulo 2, dedicato al Big Bang e alla sua storia fisica.

Una questione ulteriore è ancora diversa: la storia cosmica descritta dalle nostre equazioni raggiunge un punto oltre il quale la fisica attuale non può più essere applicata? Il tempo stesso ha avuto un inizio? È possibile che sia esistita una fase precedente, o che serva una teoria della gravità quantistica? I modelli proposti sono molteplici e non hanno tutti lo stesso sostegno osservativo. Rispondere richiede di distinguere le conseguenze matematiche delle teorie dalle interpretazioni che se ne possono ricavare. Sarà il compito del Modulo 3.

Queste distinzioni sono importanti anche per il Disegno Intelligente. Stephen C. Meyer, in Return of the God Hypothesis, richiama la storia della cosmologia moderna e l’eventuale inizio dell’universo fra gli elementi da considerare in un ragionamento più ampio a favore di una causa intelligente. Non sostiene che il semplice redshift di una galassia costituisca, da solo, una dimostrazione sperimentale di Dio. La sua proposta unisce diversi argomenti e ne valuta il significato esplicativo e filosofico.

La scoperta dell’espansione cambiò comunque radicalmente il contesto del dibattito. Un cosmo immobile e senza storia non pone le stesse domande di un universo che evolve secondo leggi matematiche e che, risalendo nel tempo, attraversa stati fisici profondamente diversi da quelli attuali. Da questa nuova conoscenza nascono sia problemi strettamente scientifici sia domande sul perché esista un universo governato da leggi e su quali spiegazioni siano più adeguate.

Dobbiamo però conservare una distinzione netta. La scienza osserva e modella l’espansione; gli argomenti che dall’espansione o da un eventuale inizio cosmico inferiscono una causa intelligente richiedono passaggi ulteriori. Nascondere questi passaggi indebolirebbe la proposta del Disegno Intelligente anziché rafforzarla. Renderli espliciti consentirà al lettore di valutarli quando avrà acquisito gli strumenti necessari.

La scoperta dell’espansione, quindi, non chiude il percorso: lo inaugura. Ci offre una domanda più precisa di quella iniziale. Non soltanto «il cielo si muove?», ma quale storia fisica ha attraversato l’universo e quali condizioni hanno reso possibile questa storia?

Conclusione — Dalle misure delle stelle alla storia dell’universo

La scoperta dell’espansione cosmica è un esempio particolarmente efficace di come procede la ricerca scientifica. Leavitt rese utilizzabili le stelle variabili per misurare distanze enormi; Slipher osservò gli spostamenti degli spettri delle nebulose; Friedmann mostrò che le equazioni di Einstein ammettevano universi dinamici; Lemaître collegò il modello espansivo ai dati astronomici; Hubble documentò una relazione osservativa che la ricerca successiva avrebbe confermato e raffinato.

Nessuno di questi risultati, preso da solo, sarebbe bastato. Insieme cambiarono la nostra immagine del cosmo: non soltanto un insieme di oggetti sparsi nello spazio, ma una realtà fisica le cui distanze su larga scala evolvono nel tempo. La cosmologia divenne così lo studio sperimentale e teorico di una storia dell’universo.

Per il percorso dedicato al Disegno Intelligente questo è il punto di partenza corretto. Prima di valutare se le condizioni cosmiche suggeriscano un progetto, dobbiamo capire quali condizioni osserviamo davvero, come sono state scoperte e quali conclusioni ne derivano. Il passo successivo consiste nel chiedersi che cosa mostrino la radiazione cosmica di fondo, gli elementi primordiali e l’evoluzione dell’universo caldo.

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Bibliografia