Mappatura di milioni di galassie per comprendere la struttura su larga scala, i campi di flusso cosmici e l'espansione
Perché le Survey di Redshift Sono Importanti
Per secoli l'astronomia ha principalmente registrato gli oggetti celesti come punti su una sfera bidimensionale. La terza dimensione – la distanza – è rimasta difficile da raggiungere fino all'era moderna. Hubble ha mostrato che la velocità di recessione (v) delle galassie è approssimativamente proporzionale alla loro distanza (d) (soprattutto a bassi redshift), quindi il redshift delle galassie (lo spostamento delle linee spettrali) è diventato un modo pratico per stimare le distanze cosmiche. Raccogliendo sistematicamente grandi set di redshift galattici, si creano mappe tridimensionali della struttura dell'Universo – con filamenti, ammassi, vuoti e superammassi.
Queste grandi survey di redshift sono ora uno dei pilastri fondamentali della cosmologia osservativa. Rivelano la rete cosmica, governata dalla materia oscura e dalle fluttuazioni primordiali di densità, e aiutano a misurare i flussi cosmici, la storia dell'espansione, la geometria e la composizione dell'Universo. Di seguito discutiamo come funzionano le survey di redshift, cosa hanno rivelato e come aiutano a determinare i parametri cosmologici fondamentali (frazione di energia oscura, materia oscura, costante di Hubble, ecc.).
2. Fondamenti di Spostamento e Distanze Cosmiche
2.1 Definizione dello Spostamento verso il Rosso
Lo spostamento verso il rosso (z) di una galassia è definito come:
z = (λosservato - λemitted) / λemitted,
che mostra quanto le sue linee spettrali si siano spostate verso lunghezze d'onda maggiori. Per galassie vicine vale z ≈ v/c (v – velocità di recessione, c – velocità della luce). In regioni più lontane l'espansione cosmica complica l'interpretazione diretta della velocità (v), ma z rimane una misura che indica quanto l'Universo si sia espanso dal momento dell'emissione del fotone.
2.2 Legge di Hubble e Scale Maggiori
Per piccole redshift rosse (z ≪ 1) la legge di Hubble dice: v ≈ H0 d. Quindi, conoscendo lo spostamento verso il rosso, si può approssimare la distanza d ≈ (c/H0) z. Per z grandi è necessario un modello cosmologico più dettagliato (es. ΛCDM), che collega z alla distanza comovente. Quindi l'essenza delle survey di spostamento è ottenere lo spostamento verso il rosso dalle misure spettrali (riconoscimento delle linee spettrali, es. linee di Balmer dell'idrogeno, [O II], ecc.) e da questo la distanza, per costruire mappe 3D delle galassie.
3. Rassegna sull'Evoluzione delle Survey di Spostamento
3.1 Survey degli Spostamenti CfA
Una delle prime grandi survey – il Center for Astrophysics (CfA) Survey (anni '80), che raccolse migliaia di spostamenti verso il rosso di galassie. I "tagli" 2D (wedge plot) rivelarono "muri" e vuoti, tra cui il "Great Wall". Ciò dimostrò che la distribuzione delle galassie è tutt'altro che uniforme e che la struttura su larga scala si estende per circa 100 Mpc.
3.2 Two-Degree Field (2dF) e i primi anni 2000
All'inizio degli anni 2000, il 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS), condotto con il telescopio Anglo-Australiano e lo spettrografo multi-fibra 2dF, ha misurato gli spostamenti verso il rosso di ~220.000 galassie fino a z ∼ 0,3. Questa survey ha confermato la traccia delle oscillazioni acustiche barioniche (BAO) nella funzione di correlazione delle galassie, ha affinato le stime della densità di materia e ha creato mappe di vuoti giganti, filamenti e flussi su larga scala con un dettaglio senza precedenti.
3.3 SDSS: Database Rivoluzionario
Iniziato nel 2000, il Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ha utilizzato un telescopio da 2,5 m dedicato con imaging CCD a campo largo e spettroscopia multi-fibra. In diverse fasi (SDSS-I, II, III, IV) sono stati raccolti milioni di spettri di galassie, coprendo gran parte del cielo settentrionale. I sotto-progetti includevano:
- BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey): ~1,5 mln di galassie a luce rossa, permettendo di rilevare con estrema precisione le BAO.
- eBOSS: ha esteso gli studi BAO a redshift maggiori, usando galassie a linee di emissione, quasar e la foresta Lyα.
- MaNGA: spettroscopia integrale dettagliata per migliaia di galassie.
L'impatto di SDSS è enorme: mappe tridimensionali della rete cosmica, spettro di potenza preciso degli ammassi di galassie e conferma dei parametri ΛCDM con evidenze chiare dell'energia oscura [1,2].
3.4 DESI, Euclid, Roman e il Futuro
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), operativo dal 2020, mira a ~35 mln di redshift di galassie/quasar fino a z ∼ 3,5, espandendo ulteriormente la mappa cosmica. Progetti futuri:
- Euclid (ESA) – imaging a campo largo e spettroscopia fino a z ∼ 2.
- Telescopio spaziale Nancy Grace Roman (NASA) – coprirà osservazioni nel vicino infrarosso, misurerà BAO e il debole lensing gravitazionale.
Insieme ai metodi delle mappe di intensità (es. linea SKA 21 cm), questi programmi permetteranno di studiare la struttura su grande scala a redshift ancora più elevati, affinando ulteriormente i parametri dell'energia oscura e della storia dell'espansione.
4. Struttura su Grande Scala: Rete Cosmica
4.1 Filamenti e Nodi
Le survey di redshift mostrano i filamenti: strutture allungate che si estendono per decine o centinaia di Mpc e collegano densi "nodi" o ammassi. Alle intersezioni dei filamenti si trovano gli ammassi, gli ambienti più densi di galassie, mentre i superammassi collegano sistemi più grandi e meno vincolati. Le galassie nelle zone dei filamenti possono muoversi lungo percorsi di flusso specifici, alimentando il flusso di materia verso i centri degli ammassi.
4.2 Vuoti
Tra i filamenti si trovano i vuoti – grandi regioni a bassa densità di materia, quasi prive di galassie luminose. Possono avere un diametro di 10–50 Mpc o più, occupando la maggior parte dello spazio cosmico, ma con pochissime galassie. Lo studio dei vuoti aiuta a testare l'energia oscura, poiché l'espansione in questi ambienti più rari è leggermente più rapida, fornendo dati aggiuntivi sui flussi cosmici e sulla gravità.
4.3 Complessivo
Filamenti, ammassi, superammassi e vuoti insieme formano la rete – una struttura a "schiuma", prevista dalle simulazioni N-corpi della materia oscura. Le osservazioni confermano che la materia oscura è lo scheletro gravitazionale principale, mentre la materia barionica (stelle, gas) ne riflette solo la struttura. Proprio le survey di redshift hanno permesso di osservare la rete cosmica sia visivamente che quantitativamente.
5. Cosmologia dalle Survey di Redshift
5.1 Funzione di Correlazione e Spettro di Potenza
Uno degli strumenti principali è la funzione di correlazione a due punti ξ(r), che descrive la sovrabbondanza di probabilità della distanza r tra coppie di galassie rispetto a una distribuzione casuale. Viene inoltre analizzato lo spettro di potenza P(k) nello spazio di Fourier. La forma di P(k) rivela la densità della materia, la frazione barionica, la massa dei neutrini e lo spettro iniziale delle fluttuazioni. Combinando con i dati del CFI, la precisione dei parametri adattati del ΛCDM aumenta notevolmente.
5.2 Oscillazioni Acustiche Barioniche (BAO)
La caratteristica principale degli ammassi di galassie è il segnale BAO, un debole picco nella funzione di correlazione su scale di ~100–150 Mpc. Questa scala è ben nota dalla fisica dell'Universo primordiale e funge da “metro standard” per misurare le distanze cosmiche in base al redshift. Confrontando la scala BAO misurata con la dimensione fisica teorica otteniamo il parametro di Hubble H(z). Questo aiuta a vincolare l'equazione di stato dell'energia oscura, la geometria cosmica e l'evoluzione dell'espansione dell'Universo.
5.3 Distorsioni Spaziali da Redshift (RSD)
Le velocità peculiari delle galassie lungo la linea di vista causano “distorsioni spaziali da redshift” (RSD), alterando l'isotropia della funzione di correlazione. Dalle RSD si può inferire il tasso di crescita delle strutture, permettendo di verificare se la gravità segue la RG (relatività generale) o presenta modifiche. Finora i dati sono coerenti con le previsioni della RG, ma survey nuove e future aumentano la precisione, forse consentendo di rilevare piccole deviazioni se esiste nuova fisica.
6. Mappe dei Flussi Cosmici
6.1 Velocità Peculiari e Movimento del Gruppo Locale
Oltre all'espansione di Hubble, le galassie possiedono velocità peculiari dovute ad ammassi di massa locale, come l'ammasso della Vergine e il Great Attractor. Combinando i redshift con indicatori di distanza indipendenti (metodo Tully–Fisher, supernovae, metodi di oscillazione della luminosità superficiale) è possibile misurare questi campi di velocità. Le mappe dei “flussi cosmici” rivelano correnti di velocità di centinaia di km/s su scale di ~100 Mpc.
6.2 Discussioni sul Flusso Comune
Alcuni studi affermano di aver rilevato flussi su larga scala superiori alle aspettative di ΛCDM, ma qui permangono ancora evidenti incertezze sistematiche. La determinazione di tali flussi cosmici fornisce informazioni aggiuntive sulla distribuzione della materia oscura o forse sulla gravità modificata. La combinazione delle survey di redshift con misure di distanza solide affina ulteriormente le mappe dei campi di velocità dell'Universo a nostra disposizione.
7. Sfide e Errori Sistematici
7.1 Funzione di Selezione e Completezza
Le galassie nelle survey di redshift sono spesso selezionate in base alla luminosità (magnitude-limited) o ai colori. Diverse condizioni di selezione o una copertura non uniforme delle aree del cielo possono distorcere le misure degli ammassi. I gruppi di ricerca modellano con grande cura la completezza in diverse regioni del cielo e correggono la selezione radiale (la luminosità diminuisce con la distanza, quindi si osservano meno galassie lontane). Questo garantisce che la funzione di correlazione finale o lo spettro di potenza non siano artificialmente distorti.
7.2 Errori di Redshift e Metodi Fotometrici
Il redshift spettroscopico può essere preciso fino a Δz ≈ 10-4. Tuttavia, grandi survey fotometriche (es. Dark Energy Survey, LSST) usano filtri a banda larga, quindi Δz è circa 0,01–0,1. Sebbene le survey fotometriche permettano di processare un numero enorme di oggetti, gli errori nella direzione del redshift sono maggiori. Questi errori sono mitigati da metodi come la calibrazione cumulativa dei redshift o la correlazione incrociata con campioni spettroscopici.
7.3 Evoluzione Non Lineare e Bias Iniziale delle Galassie
Su piccole scale, gli ammassi di galassie diventano fortemente non lineari, a causa degli effetti "finger-of-god" nello spazio dei redshift e delle complicazioni dovute alle fusioni. Inoltre, le galassie non tracciano perfettamente la materia oscura – esiste un fattore di "bias delle galassie" che dipende dall'ambiente o dal tipo di galassia. Spesso i ricercatori usano modelli o si concentrano su scale maggiori (dove le ipotesi della teoria lineare valgono) per estrarre informazioni cosmologiche affidabili.
8. Nuove Direzioni e Future Survey di Redshift
8.1 DESI
Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), montato sul telescopio Mayall da 4 m (Kitt Peak), ha iniziato le osservazioni nel 2020 e mira a misurare gli spettri di 35 milioni di galassie e quasar. 5000 posizionatori robotizzati per fibre ottiche permettono di ottenere migliaia di redshift in una singola esposizione (z ∼ 0,05–3,5). Questo enorme survey affinerà le misure delle distanze BAO attraverso diverse epoche cosmiche, determinerà le caratteristiche dell'espansione e della crescita delle strutture, ed è prezioso per gli studi sull'evoluzione delle galassie.
8.2 Euclid e il Telescopio Spaziale Nancy Grace Roman
Euclid (ESA) e il telescopio Roman (NASA), previsti per la fine del terzo decennio, combineranno imaging nel vicino IR e spettroscopia, mappando miliardi di galassie fino a z ∼ 2. Misureranno il lensing debole e i BAO, fornendo forti vincoli sull'energia oscura, la possibile curvatura cosmica e la massa dei neutrini. La collaborazione con spettrografi terrestri e future mappe di intensità (es. SKA 21 cm) estenderà ulteriormente la portata delle ricerche.
8.3 Mappe di Intensità a 21 cm
Nuovo metodo – mappe di intensità a 21 cm, dove la luminosità dell'emissione del gas HI viene misurata su larga scala, senza distinguere singole galassie. Strumenti come CHIME, HIRAX o SKA possono rilevare i segnali BAO nell'idrogeno neutro a redshift ancora più elevati, mirando anche alle epoche di reionizzazione. Questo è un modo aggiuntivo per limitare l'espansione dell'Universo, aggirando i metodi delle survey ottiche/IR, sebbene rimangano sfide di calibrazione.
9. Influenza Più Diretta: Energia Oscura, Tensione di Hubble e Molto Altro
9.1 Equazione di stato dell'energia oscura
Combinando la scala BAO a diversi redshift con i dati KFS (z = 1100) e quelli delle supernovae (a basso z), si ricava H(z) – la storia dell'espansione. Questo consente di verificare se l'energia oscura è semplicemente una costante cosmologica (w = -1) o varia nel tempo. Finora non si è trovato un chiaro scostamento da w = -1, ma dati BAO più precisi potrebbero rivelare piccole deviazioni.
9.2 Tensione di Hubble
Alcune misure di H0 ottenute con metodi locali superano ~67–68 km/s/Mpc, il valore derivato dalla combinazione Planck + BAO, con una differenza di 4–5σ. Questa “tensione di Hubble” potrebbe indicare errori sistematici o anticipare nuova fisica (ad esempio, energia oscura precoce). Misure BAO più precise (DESI, Euclid, ecc.) permetteranno di esplorare meglio i redshift intermedi, forse risolvendo o accentuando la tensione.
9.3 Evoluzione delle Galassie
Le survey di redshift supportano anche gli studi sull'evoluzione delle galassie: la storia della formazione stellare, le trasformazioni morfologiche, l'influenza ambientale. Confrontando le proprietà delle galassie in epoche cosmiche diverse, comprendiamo come le galassie "spente" (quenched), le fusioni e l'afflusso di gas modellano il quadro complessivo della popolazione. Il contesto della rete cosmica (filamento o vuoto) influenza questi processi, collegando l'evoluzione delle galassie su piccola scala con la struttura su larga scala.
10. Conclusione
Survey di redshift – uno strumento essenziale della cosmologia osservativa, che genera mappe tridimensionali di milioni di galassie. Questa prospettiva 3D rivela la rete cosmica – filamenti, ammassi, vuoti – e permette di misurare con precisione la struttura su larga scala. Principali risultati:
- Oscillazioni acustiche barioniche (BAO): metro standard per le distanze cosmiche, che limita l'energia oscura.
- Distorsioni spaziali da redshift: studio della crescita delle strutture e della gravità.
- Flussi galattici e ambiente: evoluzione dei campi di velocità cosmici e dell'influenza ambientale.
Le principali survey – da CfA a 2dF, SDSS, BOSS/eBOSS – hanno permesso al modello ΛCDM di affermarsi, catturando dettagliatamente l'immagine della rete cosmica. I progetti di nuova generazione – DESI, Euclid, Roman, mappe di intensità a 21 cm – estenderanno ulteriormente i limiti di redshift, affinando ancora di più le misure delle distanze BAO e forse risolvendo la tensione della costante di Hubble o aprendo a nuova fisica. Così le survey di redshift rimangono all'avanguardia della cosmologia di precisione, mostrando come cresce la struttura su larga scala dell'Universo e come la sua evoluzione sia governata dalla materia oscura e dall'energia oscura.
Letteratura e Letture Supplementari
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “Una fetta dell'universo.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Rilevamento del picco acustico barionico nella funzione di correlazione su larga scala delle galassie rosse luminose SDSS.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Cole, S., et al. (2005). “Il 2dF Galaxy Redshift Survey: Analisi dello spettro di potenza del set di dati finale e implicazioni cosmologiche.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Alam, S., et al. (2021). “Completed SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Cosmological implications from two decades of spectroscopic surveys.” Physical Review D, 103, 083533.
- Collaborazione DESI: desi.lbl.gov (consultato nel 2023).