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Ma recentemente è emersa evidenza che l'Universo contenga anche, e sia in effetti
principalmente costituito da, componenti buie, ancora da identificare fisicamente,
che vengono indicate con i nomi di '''materia oscura''' ed '''energia oscura'''
<ref>{{cite web
|last = Hinshaw
|first = Gary F.
|title = What is the universe made of?
|work = Universe 101
|publisher = NASA website
|date = January 29, 2010
|url = http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html
|accessdate = 2010-03-17}}</ref><ref name="wmap7parameters">{{cite web|title = Seven-Year Wilson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results|url = http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|format=PDF|publisher=nasa.gov|accessdate=2011-2-4}} (consultare a p. 39 la tabella
con i migliori valori stimati per i diversi parametri cosmologici)</ref>.
==L'Universo come concetto fisico==
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Considerato nella sua globalità, l'Universo è un concetto di recente introduzione
nella scienza moderna. Nel 1800 non erano ancora state scoperte le galassie, ed
erano inoltre emersi due paradossi
<ref name=Wein>{{Cite book|title=I primi tre minuti |url=http://www.amazon.it/primi-tre-minuti-Oscar-saggi/dp/8804177527/ref=sr_1_1?s=books&ie=UTF8&qid=1314260328&sr=1-1 |publisher= Mondadori |year=1986 |isbn=8804177527 |author=Steven Weinberg}}</ref>
che rendevano chiara l'inadeguatezza delle
conoscenze contemporanee allo studio dell'Universo. Il primo paradosso è che la
forza gravitazionale di un Universo omogeneo ed infinito, come era allora postulato
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che, anche se l'Universo non fosse infinito, non potremmo vederlo tutto: infatti,
se <math>c</math> è la velocità della luce e <math>T</math> l'età dell'Universo, tutto
ciò che si trova oltre una distanza <math>cT</math> da noi non avrebbe
tempo per inviarci i suoi segnali luminosi. Si tratta in questo caso di un '''orizzonte delle particelle''',
cioè un orizzonte diverso per ogni osservatore (l'orizzonte degli
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il big-bang. Ma inoltre, perfino la
presenza di neutrini privi di massa disturba questo accordo (cambiando il tasso di
espansione dell'Universo), il che è stato
al più 3 famiglie di neutrini diversi, in accordo con le misure ottenute nei laboratori
terrestri. Questo argomento è uno dei primi esempi di quella che diverrà nota come Fisica
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e la densità della materia nell'Universo. Fino a pochi anni fa, le misure dirette
di queste quantità erano soggette a forti incertezze, ed è solo dopo il lancio dello
Space
osservativa, che viene definita l'Era della Cosmologia di precisione.
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[http://www.sciencenews.org/view/generic/id/71286/title/New_study_gives_dark_energy_a_boost
'New Study Gives Dark Energy A Boost'] (Ron Cowen), Science News, 16 March 2011.</ref>
Questo genere di studi combina i risultati di tre diverse tecniche di misurazione
dei parametri cosmologici (la distanza delle SuperNovae di tipo Ia, la struttura della
distribuzione di materia su larga scala, e la dipendenza delle fluttuazioni della temperatura
del CMB dalla scala angolare), consentendo così una notevole riduzione degli errori nelle
misurazioni, e in più permettono una importante disambiguazione: la decomposizione della
densità totale presente nell'Universo nelle sue componenti principali, la materia odinaria,
(barionica), la materia oscura, e una nuova forma di materia che è stata definita '''energia oscura'''.
La somma delle tre componenti è, entro gli errori sperimentali, uguale alla densità critica,
la materia ordinaria spiega circa il <math>5\%</math> di questa densità, la materia
oscura il <math>25\%</math>, e l'energia oscura il restante <math>70\%</math>.
L'età dell'Universo è determinata sia dalla costante di Hubble, che da una proprietà della
materia presente nell'Universo: come essa varia al variare del volume. Per la materia ordinaria,
oscura e barionica, purchè non relativistica, questo è facile: la densità è inversamente proporzionale al volume, per
via della conservazione della massa. Per i fotoni e per la materia relativistica, non si conserva
la massa ma l'energia, e quindi la variazione della densità con l'espandersi dell'Universo
è facilmente determinata. Ma per l'energia oscura questo comportamente è assolutamente ignoto.
Se l'energia oscura è una costante, e cioè se l'energia oscura è data dalla famosa
'''costante cosmologica''' <math>\Lambda</math> intodotta da Einstein, allora l'età dell'Universo
è <math> T_H = 13.75 +/- 0.11 \times 10^9</math> anni. Se invece l'energia oscura è
data da un qualche campo variabile, come la quintessenza, il risultato
dipende dalle ipotesi specifiche fatte, e cambia leggermente.
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perturbazioni alla temperatura del CMB. Quste buche di potenziale di materia oscura sono
profonde, ma i barioni non possono cadervi dentro fino al momento della ricombinazione
a causa di una serie di fenomeni fisici, come un forte attrito dovuto ai fotoni (detto
'''Compton drag'''). Dopo la ricombinazione, non c'è più attrito con i fotoni (la materia è neutra) e i barioni sono immediatamente liberi
di cadere nelle ampie buche di potenziale che la materia oscura ha preparato per loro.
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un periodo così breve da essere del tutto inosservabile.
* La cosmologia descritta sopra ha un certo numero di
legati fra di loro. Da una parte, non viene specificata l'origine delle piccole perturbazioni
che andranno a formare le galassie: la teoria si limita a fissarne lo spettro e l'ampiezza
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Radiazione Cosmica, che è difficile da spiegare quando si consideri che la costanza
della sua temperatura si applica anche a regioni così distanti da non essere mai state
in connessione causale, e dunque tali che non possono mai aver raggiunto l'equilibrio termico.
Altri problemi dello stesso tipo, e connessi fra di loro, sono la mancanza di monopoli
magnetici, la grandissima entropia specifica dell'Universo, e la straordinaria
piattezza dell'Universo ad altissimi redshifts.
La possibile spiegazione che viene data è l''''inflazione''' cosmologica, e cioè l'esistenza
di un nuovo campo, chiamato per il momento semplicemente Inflatone, che genera una fase
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per la quale abbiamo al momento solo speculazioni e nessuna osservazione specifica. Ma
ancora più grave è il fatto che la maggior parte del contenuto dell'Universo non è
costituita nè da materia barionica (<math>
materia oscura (<math>
chiamata '''energia oscura''' (per distinguerla dalla materia oscura), che contribuisce
in questo momento per il <math>
differisce profondamente dalla materia ordinaria. Essa è stata introdotta per spiegare
il fatto che l'espansione dell'Universo, come viene determinata grazie alle SuperNovae
di tipo Ia, sta '''accelerando''' negli ultimi 10 miliardi di anni circa. Come ripetutamente
sottolineato, la gravità rallenta l'espansione, e nessuna componente di materia ordinaria
si sottrae a questo rallentamento. L'energia oscura, invece, è la responsabile di questa
accelerazione, in quanto agisce come un fluido con pressione negativa, il quale tanto
più viene compresso, tanto meno si oppone alla compressione. E' possibile identificare
questa energia oscura con lo stesso termine (una '''costante cosmologica''') che Einstein
introdusse per permettere l'esistenza di un Universo statico (ma in quel caso, la
costante cosmologica deve assumere uno specifico valore altrimenti l'Universo evolve).
Alternativamente, è possibile visualizzare questo termine di energia come il
contributo di un nuovo campo (talvolta chiamato quintessenza), oppure ancora come
l'energia del vuoto. La chiarificazioni del ruolo di questo termine è uno dei principali
problemi aperti della fisica.
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==Note==
== Voci correlate ==
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{{portale|astronomia|fisica|Oggetti del profondo cielo}}
<!-- [[Categoria:Cosmologia]]
[[Categoria:Astrofisica]]
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