Fattore di scala: differenze tra le versioni

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L'[[Espansione metrica dello spazio|espansione relativa dell'universo]] è parametrizzata da un '''fattore di scala''' <math>a </math>, anche noto come '''fattore di scala cosmico''' o come il '''fattore di Robertson-Walker''',<ref name="Weinberg_Cosmology">{{Cita libro|autore=Steven Weinberg|titolo=Cosmology|url=https://books.google.com/books?id=48C-ym2EmZkC&pg=PA3|data=2008|editore=[[Oxford University Press]]|p=3|ISBN=978-0-19-852682-7}}</ref> questo è un parametro chiave nelle [[Aleksandr Aleksandrovič Fridman|equazioni di Friedmann]].

Nelle prime fasi del [[Big Bang]], la maggior parte dell'energia era sotto forma di radiazione e quella radiazione era l'influenza dominante sull'espansione dell'universo. Successivamente, con il raffreddamento dovuto all'espansione, i ruoli della materia e della radiazione cambiarono e l'universo entrò in un'era dominata dalla materia. Risultati recenti suggeriscono che l'era attuale dell'universo è dominata dall'[[energia oscura]], ma l'analisi dei ruoli della materia e della radiazione è molto importante per la comprensione dell'universo primordiale.

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Nella cosmologia fisica, l''''era dominata dall'energia oscura''' è proposta come l'ultima delle tre fasi dell'universo conosciuto. L'era dominata dall'energia oscura è iniziata dopo l'era dominata dalla materia, cioè quando l'Universo aveva circa 9,8 miliardi di anni.<ref>Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33</ref> Nell'era dell'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmica]] si pensa che anche il parametro di Hubble fosse costante, quindi la legge di espansione dell'era dominata dall'energia oscura vale anche per il precedente inflazionistico del Big Bang.

Alla [[costante cosmologica]] viene assegnato il simbolo Λ e, considerato come un termine sorgente nell'equazione di campo di Einstein, può essere visto come equivalente a una "massa" di spazio vuoto, o [[energia oscura]]. Poiché questa aumenta con il volume dell'universo, la pressione di espansione è effettivamente costante, indipendente dalla scala dell'universo, mentre gli altri termini diminuiscono con il tempo. Così, poiché la densità di altre forme di materia - polvere e radiazione - scende a concentrazioni molto basse, il termine di costante cosmologica (o "energia oscura") finirà per dominare la densità di energia dell'Universo. Recenti misurazioni della variazione della costante di Hubble nel tempo, basate su osservazioni di [[Supernova|supernove]] distanti, mostrano questa accelerazione nel tasso di espansione, <ref>[{{Cita web|url=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/press.html |titolo=The Nobel Prize in Physics 2011]. Retrieved |accesso=18 Maymaggio 2017.}}</ref> indicando la presenza di tale energia oscura.

Per un universo dominato dall'energia oscura, l'evoluzione del fattore di scala nella [[metrica di Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]] si ottiene facilmente risolvendo le [[equazioni di Friedmann]] :

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== Note ==

<references/>

== Bibliografia ==

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== Collegamenti esterni ==

* [{{Cita web|url=http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmo_03.htm|titolo=Spatial Relazione del fattore di scala con la costante cosmologica e la costanteCurvature; diFlatness-Oldness; Hubble]Horizon}}

[[Categoria:Cosmologia fisica]]