costante cosmologica
costante cosmologica
Parametro introdotto da Albert Einstein nelle sue equazioni della relatività generale per garantire la staticità dell’Universo. Einstein notò che il suo modello iniziale, proposto nel 1917, conduceva a un collasso dell’Universo sotto la spinta della propria forza di gravità. Pensò pertanto di introdurre una costante, in genere indicata con Λ, corrispondente a una forza repulsiva che, a differenza della gravità, risulta indipendente dalla densità di materia e riesce a compensare l’implosione dell’Universo. Tale termine ha un’influenza trascurabile sulla scala delle dimensioni del Sistema solare, mentre diventa apprezzabile su scala cosmologica. Nel 1922 Aleksandr A. Fridman, in un fondamentale articolo sulla cosmologia relativistica, riuscì a trovare soluzioni del modello dell’Universo in espansione con geometria spaziale chiusa, che si espande fino a un raggio massimo per poi collassare in una singolarità. Due anni dopo, in un secondo articolo, precisò che vi sono anche soluzioni, caratterizzate da una geometria iperbolica, che indicano un’espansione illimitata. Queste soluzioni (note come modelli di Fridman) corrispondono esattamente ai modelli standard della relatività generale. I risultati di Fridman, ottenuti indipendentemente anche da Georges Lemaître, portarono diversi studiosi a ricavare localmente una relazione velocità-distanza per le galassie, la cui scoperta fu presto interpretata come prova dell’espansione dell’Universo nel suo insieme. Nel 1929 Edwin Hubble dai dati sulle velocità e sulle distanze approssimative di 24 galassie dedusse la sua famosa relazione velocità-distanza (v=Hr, dove v è la velocità di recessione, H la costante di Hubble e r è la distanza delle galassie dalla Terra). Tale risultato era peraltro già stato previsto nel modello di Universo derivato dalla teoria della relatività generale di Einstein. In seguito alla scoperta della relazione velocità-distanza, Einstein si pentì di aver incluso la costante cosmologica nelle equazioni di campo, fino a considerarlo l’errore più grave della sua vita. Nel 1932 Einstein e Wilhelm de Sitter mostrarono che vi è una soluzione speciale delle equazioni con Λ=0 (modello di Einstein-de Sitter): tale modello è detto critico, in quanto permette di separare modelli di espansione illimitata con geometrie aperte e iperboliche da quelli destinati a collassare in una singolarità e con geometria sferica chiusa. Benché il valore di densità di massa media fosse maggiore della densità media nelle galassie derivata da Hubble, essi la giustificarono con la presenza nell’Universo di una considerevole quantità di cosiddetta materia oscura. Anche i modelli di espansione possono in realtà prevedere una costante cosmologica maggiore di zero, il cui significato è attualmente associato alla densità di energia complessivamente immagazzinata nello spazio vuoto. La densità di energia del vuoto è ritenuta responsabile della cosiddetta energia oscura, ipotetica forma di energia presente in tutto lo spazio il cui effetto è analogo a quello di una forza antigravitazionale su larga scala, che spiega nel modo più convincente l’attuale espansione accelerata dell’Universo.