Big Bang

Il Big Bang (in Italiano “Grande Scoppio“) è un modello cosmologico basato sull’idea che l’universo iniziò a espandersi a velocità elevatissima in un tempo finito nel passato a partire da una condizione di curvatura, temperatura e densità estreme e che questo processo continui tuttora.

È il modello predominante nella comunità scientifica sulla base di prove e osservazioni astronomiche. In particolare la buona corrispondenza dell’abbondanza cosmica degli elementi leggeri come l’idrogeno e l’elio con i valori previsti in seguito al processo di nucleosintesi primordiale, e ancor più l’esistenza della radiazione cosmica di fondo, con uno spettro in linea con quello di corpo nero, hanno convinto la maggior parte degli scienziati che un evento simile al Big Bang ha effettivamente avuto luogo quasi 14 miliardi di anni fa.

Limiti della teoria

Procedendo idealmente a ritroso nel tempo, densità e temperatura aumentano fino a un istante nel cui intorno questi valori tendono all’infinito e il volume tende a zero, così che le attuali teorie fisiche non sono più applicabili (singolarità). Per questo la teoria non è adeguata a descrivere la condizione iniziale, ma fornisce un’ottima descrizione dell’evoluzione dell’universo da un determinato momento in poi. Sul fronte sperimentale, negli acceleratori di particelle si studia il comportamento della materia e dell’energia in condizioni estreme, vicine a quelle in cui si sarebbe trovato l’universo durante le prime fasi del Big Bang, ma senza la possibilità di esaminare il livello di energia all’inizio dell’espansione.

Ipotesi fondamentali

La teoria del Big Bang si basa su due ipotesi fondamentali:

• l’universalità delle leggi della fisica;
• il principio cosmologico che afferma che su larga scala l’universo è omogeneo e isotropo.

Queste idee erano inizialmente considerate dei postulati, ma attualmente si sta provando a verificare ciascuna delle due.

Se il cosmo su larga scala appare isotropo dal punto di osservazione della Terra, il principio cosmologico può essere ricavato dal più semplice principio copernicano che afferma che non è presente alcun osservatore privilegiato nell’universo. A questo rispetto il principio cosmologico è stato confermato con un’incertezza di 10⁻⁵ attraverso le osservazioni della radiazione cosmica di fondo. L’universo è risultato essere omogeneo su larga scala entro un ordine di grandezza del 10%.

Orizzonti

Un’importante caratteristica dello spaziotempo del Big Bang è la presenza di un orizzonte cosmologico. Poiché lo spazio si sta espandendo e gli oggetti più distanti si stanno allontanando sempre più velocemente, la luce emessa oggi da un punto sulla Terra potrebbe non essere mai ricevuta dagli oggetti più lontani.

Questo definisce un orizzonte nel futuro, che limita gli eventi futuri che possiamo influenzare. La presenza di entrambi i tipi di orizzonte dipende dai dettagli del modello FLRW che descrive il nostro universo. La nostra comprensione dell’universo nei suoi primissimi istanti suggerisce che c’è un orizzonte nel passato. Perciò la nostra visione non può estendersi nel passato oltre circa 380.000 anni dal Big Bang. Se l’espansione dell’universo continua ad accelerare, ci sarà anche un orizzonte del futuro.

Prove osservative

Le prove osservative principali e più dirette della teoria del Big Bang sono:

• l’espansione secondo la legge di Hubble, che si può osservare nel redshift delle galassie;
• le misure dettagliate della radiazione cosmica di fondo;
• l’abbondanza degli elementi leggeri.

Questi sono talvolta chiamati i tre pilastri della teoria del Big Bang. Altri tipi di prove supportano il quadro d’insieme, come ad esempio molte proprietà della struttura a grande scala dell’universo, che sono previste a causa della crescita gravitazionale della struttura nella teoria standard del Big Bang.

La legge di Hubble e l’espansione dello spazio

Le osservazioni delle galassie e dei quasar mostrano che questi oggetti presentano il fenomeno del redshift, vale a dire che la loro luce emessa è spostata verso lunghezze d’onda maggiori. Questo fenomeno può essere osservato prendendo in esame lo spettro delle frequenze di un oggetto e confrontandolo con il modello spettroscopico delle linee di emissione o delle linee di assorbimento, che corrisponde agli atomi degli elementi chimici che interagiscono con la luce. Questi redshift sono omogenei, isotropi e distribuiti uniformemente tra gli oggetti osservati in tutte le direzioni. Per alcune galassie è possibile calcolare la loro distanza dalla Terra attraverso la scala delle distanze cosmiche. Quando le velocità di allontanamento vengono confrontate con queste distanze, viene riscontrata una relazione lineare, nota come legge di Hubble.

La Terra al centro di un’espansione delle galassie o l’universo si sta espandendo?

La legge di Hubble ha due possibili spiegazioni:

• o la Terra è al centro di una espansione delle galassie, che è insostenibile per via del principio copernicano
• o l’universo si sta espandendo uniformemente dappertutto.

Che lo spazio sia in una fase di espansione metrica è evidenziato dalle prove di osservazione diretta del principio cosmologico che insieme alla legge di Hubble non hanno altra spiegazione. I redshift astronomici sono estremamente isotropi e omogenei, confermando il principio cosmologico, il quale afferma che l’universo appare uguale in tutte le direzioni. Se gli spostamenti verso il rosso fossero il risultato di un’esplosione da un punto distante da noi, questi non sarebbero così simili lungo le diverse direzioni.

Le misure degli effetti della radiazione cosmica di fondo hanno confermato il principio di Copernico, cioè che la Terra non è in una posizione centrale su scala cosmica. La radiazione proveniente dal Big Bang era sicuramente più calda nelle prime epoche in tutto l’universo. Il raffreddamento uniforme della radiazione cosmica di fondo attraverso miliardi di anni è spiegabile solo se l’universo sta subendo un’espansione metrica.

Radiazione cosmica di fondo

Nei giorni successivi al Big Bang, l’universo era in una condizione di equilibrio termodinamico, con fotoni che erano continuamente emessi ed assorbiti, dando alla radiazione una forma simile allo spettro di un corpo nero. Mentre si espandeva, l’universo si raffreddava fino a raggiungere una temperatura che non permetteva più la creazione e la distruzione dei fotoni. La temperatura era però ancora sufficientemente alta da non consentire che gli elettroni si legassero con i nuclei per formare atomi ed i fotoni erano costantemente riflessi da questi elettroni liberi attraverso un processo chiamato scattering Thomson. A causa di questo ripetuto scattering, l’universo era inizialmente “opaco”.

Quando la temperatura scese a qualche migliaio di kelvin, gli elettroni liberi e i nuclei cominciarono a combinarsi tra loro per formare gli atomi ( ricombinazione). Poiché la diffusione dei fotoni è meno frequente da atomi neutri, la radiazione si disaccoppiò dalla materia quando tutti gli elettroni si ricombinarono.

Radiazione cosmica di fondo

Questi fotoni formano la radiazione cosmica di fondo. L’energia dei fotoni fu successivamente spostata verso il rosso dall’espansione dell’universo, il che conservò lo spettro di corpo nero, ma causò l’abbassamento della sua temperatura, spostando i fotoni nella regione delle microonde all’interno dello spettro elettromagnetico. Si ritiene che sia possibile osservare la radiazione in ogni punto dell’universo e che essa provenga da tutte le direzioni con (all’incirca) la stessa intensità.

La radiazione di fondo è incredibilmente omogenea e questo presentò un problema nei modelli di espansione convenzionali. La spiegazione oggi prevalente per questo equilibrio su vasta scala è che l’universo abbia avuto un breve periodo con una espansione esponenziale, conosciuta come inflazione. Questo avrebbe avuto l’effetto di allontanare regioni che erano in equilibrio termodinamico, cosicché tutto l’universo osservabile proviene da una regione con lo stesso equilibrio.

Evoluzione e distribuzione galattica

Osservazioni dettagliate sulla morfologia e distribuzione delle galassie e dei quasar forniscono una prova convincente della teoria del Big Bang. La combinazione delle osservazioni e delle teorie suggerisce che i primi quasar e le prime galassie si formarono circa un miliardo di anni dopo il Big Bang e da allora si formarono le strutture più grandi, come gli ammassi e i superammassi galattici. Le popolazioni stellari si sono evolute nel tempo, perciò le galassie più distanti (che vengono osservate così come erano nel giovane universo) appaiono molto diverse dalle galassie a noi più vicine.

Inoltre, le galassie che si sono formate in periodi relativamente recenti appaiono decisamente diverse rispetto a quelle che si formarono ad una distanza simile, ma subito dopo il Big Bang. Queste osservazioni sono portate come prove contro il modello dello stato stazionario. Le osservazioni della formazione stellare sono in accordo con le previsioni del Big Bang e stanno contribuendo a completare tutti i dettagli della teoria.

Altri tipi di prove

Dopo alcune controversie, l’età dell’universo è consistente (vale a dire leggermente maggiore) con le età delle stelle più vecchie. Queste sono state misurate applicando:

• la teoria dell’evoluzione stellare agli ammassi globulari
• e attraverso la datazione radiometrica di singole stelle di Popolazione II.

La previsione che la temperatura della radiazione di fondo fosse più alta in passato è stata confermata dalle osservazioni delle linee di emissioni sensibili alla temperatura nelle nubi di gas con alto spostamento verso il rosso. Questa previsione implica inoltre che l’ampiezza dell’effetto Sunyaev-Zel’dovich negli ammassi di galassie non dipende direttamente dal loro spostamento verso il rosso.

Questioni aperte

Mentre ormai pochi ricercatori mettono in dubbio il fatto che sia avvenuto il Big Bang, la comunità scientifica era divisa in passato tra chi sosteneva questa teoria e chi riteneva possibili altri modelli cosmologici. In questo contesto di acceso dibattito furono sollevati molti problemi inerenti alla teoria del Big Bang e la sua capacità di riprodurre le osservazioni cosmologiche. Ormai questi problemi sono perlopiù ricordati principalmente per il loro interesse storico; le soluzioni ad essi sono state ottenute o attraverso modifiche alla teoria o come risultato di osservazioni migliori. Altre questioni, come il problema della cuspide degli aloni galattici, la grande presenza di galassie nane e la natura della materia oscura fredda, non sono considerate irrisolvibili e si suppone di venirne a capo attraverso ulteriori perfezionamenti di tale teoria.

Le idee centrali nella teoria del Big Bang (vale a dire l’espansione, lo stato iniziale ad elevata temperatura, la formazione dell’elio, la formazione delle galassie) sono state confermate da parecchie osservazioni indipendenti tra loro, che includono l’abbondanza degli elementi leggeri, la radiazione cosmica di fondo, la struttura a grande scala dell’universo e le supernovae di tipo Ia, e perciò non possono più essere messe in dubbio come caratteristiche importanti e reali del nostro universo.

Modello Standard

Gli attuali accurati modelli del Big Bang ricorrono a vari fenomeni fisici “esotici”, che non sono stati ancora osservati negli esperimenti effettuati nei laboratori terrestri o non sono stati incorporati nel Modello Standard della fisica delle particelle. Fra questi fenomeni l’esistenza dell’energia oscura e della materia oscura sono considerate le ipotesi più solide, mentre l’inflazione cosmica e la bariogenesi sono teorie più speculative: esse forniscono spiegazioni soddisfacenti per importanti caratteristiche dell’universo nelle epoche più antiche, ma potrebbero essere sostituite da idee alternative senza compromettere il resto della teoria. Le spiegazioni di tali fenomeni sono ancora argomento dei settori più avanzati della ricerca fisica.

Problema dell’orizzonte

Il problema dell’orizzonte nasce dalla premessa che non esiste alcuna interazione capace di trasmettere informazione a velocità superiore a quella della luce. In un universo con un’età finita, ciò comporta un limite, detto orizzonte di particella. Se l’universo fosse stato dominato dalla radiazione o dalla materia per tutto l’arco di tempo che arriva fino all’istante dell’ultimo scattering, l’orizzonte di particella relativo a quell’istante dovrebbe corrispondere a due gradi nel cielo. Quindi non ci sarebbe alcun meccanismo che possa portare regioni più ampie di cielo ad avere la stessa temperatura.

Una soluzione a questa apparente incoerenza è fornita dalla teoria inflazionaria. Questa afferma che in un campo di energia scalare omogeneo e isotropo dominò l’universo in un periodo di tempo che precede la bariogenesi. Durante l’inflazione, l’universo subì un’espansione esponenziale e l’orizzonte delle particelle si espanse molto più rapidamente di quanto supposto in precedenza.

Principio di indeterminazione di Heisenberg

Il principio di indeterminazione di Heisenberg prevede che durante la fase inflazionaria ci siano state fluttuazioni termiche quantistiche, che si sarebbero ingrandite su scala cosmica. Queste fluttuazioni sono i fondamenti di tutti gli attuali modelli sulla struttura dell’universo. L’inflazione prevede che le fluttuazioni primordiali siano all’incirca invarianti di scala e gaussiane; ciò è stato accuratamente confermato dalle misure della radiazione di fondo.

Se il processo inflazionario ha davvero avuto luogo, l’espansione esponenziale deve aver spinto ampie regioni dello spazio ben oltre il nostro orizzonte osservabile.

La singolarità iniziale e le formulazioni avanzate della teoria

Una singolarità gravitazionale è un punto dello spaziotempo in cui l’energia del campo gravitazionale tende a un valore infinito. I teoremi di Penrose-Hawking dimostrano l’esistenza di una singolarità all’inizio del tempo cosmico. Tuttavia assumono la validità della relatività generale benché essa non sia applicabile prima del tempo in cui l’universo raggiunse la temperatura di Planck. Una teoria di gravità quantistica potrebbe portare a soluzioni prive di singolarità.

Alcuni dei problemi posti dalla singolarità:

• la causa dell’espansione iniziale e della nascita dell’universo dal “nulla”
• la possibilità dell’esistenza di uno spaziotempo precedente
• l’inconciliabilità in condizioni così estreme della relatività generale con la meccanica quantistica
• una possibile violazione della legge di conservazione dell’energia

Altre teorie

Alcune teorie (prive di verifiche) che tentano una soluzione nell’ambito della cosmologia quantistica, rendendo non più necessaria la singolarità iniziale:

• modelli che includono uno stato originale senza inizio, come lo stato “senza frontiere” di Hartle-Hawking, nel quale l’intero spaziotempo è finito ma senza confini; ciò implica che il Big Bang costituisca un limite del tempo, ma senza la necessità di una singolarità iniziale; anche la cosmologia dal potenziale quantistico elimina la singolarità affermando l’eternità dell’universo, come un fluido di gravitoni;
• modelli di mondo-brana della teoria delle stringhe, nei quali l’inflazione è dovuta al movimento delle “brane” (enti proposti nella teoria delle stringhe). I modelli di mondo-brana includono:
  • il modello pre-Big Bang (cosmologia di stringa);
  • il modello ekpirotico, nel quale il Big Bang è il risultato di una collisione tra brane e può essere ciclico;
• il Big Bounce, una variante del modello ciclico classico, nel quale le collisioni avvengono periodicamente nell’ambito della gravità quantistica.
• la nascita di universi a partire da un buco bianco (selezione naturale cosmologica).
• alcune varianti del modello ciclico (cosmologia ciclica conforme, modello di Baum-Frampton), applicabili all’universo aperto anziché solo a quello chiuso.
• l’universo a energia totale nulla, nato da una fluttuazione del vuoto quantistico senza violare il principio di conservazione dell’energia.
• la teoria dell’inflazione caotica, nella quale eventi inflativi avvengono casualmente all’interno di una “schiuma quanto-gravitazionale” (falso vuoto), dando luogo a molteplici universi che si espandono come bolle a partire dal proprio Big Bang.

Tre principali teorie proposte in cosmologia

Molte di queste ipotesi si basano sulle tre principali teorie proposte in cosmologia, non verificate sperimentalmente:

1. l’inflazione
2. la teoria delle stringhe
3. la gravità quantistica a loop (queste ultime due teorie non prettamente cosmologiche).

Ognuna di esse ha un proprio modo di concepire il Big Bang. In alcune di queste ipotesi esso viene proposto come un evento in un universo più grande e più vecchio (o come un multiverso, risolvendo anche la questione del principio antropico) e non come l’inizio letterale di tutta la realtà.

Problema dell’universo piatto

Il problema dell’universo piatto (conosciuto anche come il problema dell’universo vecchio) è un problema osservativo, associato alla metrica di Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker. L’universo può avere una curvatura spaziale positiva, negativa o nulla in funzione della sua densità totale di energia. Avrà curvatura negativa se la sua densità è inferiore alla densità critica, positiva se è maggiore e nulla se la densità coincide con quella critica (nel qual caso lo spazio viene definito piatto).

Il problema è che ogni minima divergenza dalla densità critica aumenta con il tempo e ancora oggi l’universo rimane molto vicino all’essere piatto. Dato che una scala naturale dei tempi per l’inizio della deviazione dalla piattezza potrebbe essere il tempo di Planck, 10⁻⁴³ secondi, il fatto che l’universo non abbia raggiunto né la morte termica né il Big Crunch dopo miliardi di anni, richiede una spiegazione. Per esempio, anche all’epoca relativamente “vecchia” di pochi minuti (il tempo della nucleosintesi), la densità dell’universo deve essersi trovata entro circa una parte su 10¹⁴ dal suo valore critico, altrimenti l’universo non esisterebbe così com’è oggi.

Asimmetria barionica

Non si conosce ancora il motivo per cui nell’universo attuale sia presente solo materia e non antimateria. È generalmente accettato il fatto che l’universo, quando era giovane e caldo, era in equilibrio e conteneva un egual numero di barioni e antibarioni. Ciò nonostante, le osservazioni indicano che l’universo, incluse le sue regioni più distanti, è fatto quasi esclusivamente di materia. Un processo sconosciuto chiamato bariogenesi creò questa asimmetria. Affinché questo processo accadesse, dovevano essere soddisfatte le condizioni di Sakharov. Queste richiedono che il numero barionico non fosse conservato, che la simmetria C e la simmetria CP fossero violate e che l’universo avesse perso il suo equilibrio termodinamico. Tutte queste condizioni sono verificate nel Modello Standard, ma gli effetti non sono abbastanza forti da spiegare l’attuale asimmetria.

Età degli ammassi globulari

Alla metà degli anni novanta, le osservazioni riguardanti gli ammassi globulari sembravano essere in contraddizione con il Big Bang. Le simulazioni al computer, che confrontavano le osservazioni delle varie popolazioni stellari dei vari ammassi, indicarono che essi avessero un’età di circa 15 miliardi di anni (che era in contrasto con l’età dell’universo, circa 13,7 miliardi di anni). Questo problema fu risolto alla fine degli anni novanta, quando nuove simulazioni al computer, che includevano gli effetti della massa persa a causa del vento stellare, indicarono un’età molto più giovane per gli ammassi globulari. Restano aperte alcune questioni, su come misurare accuratamente l’età di questi ammassi, ma si pensa che questi oggetti siano tra i più vecchi dell’intero universo.

Interazioni tra galassie e quasar

Durante degli studi effettuati negli anni sessanta, l’astronomo Halton Arp individuò dei possibili collegamenti tra alcune galassie con dei quasar e si riteneva che entrambi questi oggetti, essendo vicini a causa di queste interazioni, avessero avuto un redshift simile per via della legge di Hubble. Al contrario di quanto atteso, si calcolò un’estrema diversità tra i valori dei due redshift, come nel caso della galassia NCG 4319, e questo dato sembrava mettere in crisi l’idea dell’espansione dell’universo, poiché due oggetti vicini devono avere un simile spostamento verso il rosso dovuto all’espansione del cosmo.

Per risolvere questo problema, che avrebbe colpito le basi della teoria del Big Bang, si è ipotizzato che la differenza nei redshift sia dovuta al fatto che queste due galassie, generalmente molto attive, abbiano “espulso” il quasar; a questo punto la differenza dei redshift non sarebbe da attribuire a cause cosmologiche, ma a caratteri locali del sistema considerato.

Il futuro secondo la teoria del Big Bang

Prima delle osservazioni dell’energia oscura, i cosmologi ritenevano possibili solo tre scenari per il futuro dell’universo:

• Una prima ipotesi è quella che se la densità di massa fosse più grande della densità critica l’universo avrebbe raggiunto una dimensione massima e poi avrebbe cominciato a collassare. A quel punto sarebbe diventato nuovamente più denso e più caldo e avrebbe finito per tornare in una condizione simile a quella con cui iniziò. Questa ipotesi è nota come Big Crunch.
• Una seconda ipotesi ritiene che se la densità nell’universo fosse uguale o inferiore alla densità critica l’espansione sarebbe continuata rallentando, ma senza mai fermarsi. La formazione stellare sarebbe terminata quando tutto il gas interstellare presente in ogni galassia fosse stato consumato; le stelle avrebbero terminato la loro esistenza lasciando il posto a nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri. Molto lentamente nel tempo le collisioni tra questi oggetti avrebbero prodotto il collasso della massa all’interno di buchi neri sempre più grandi. La temperatura media dell’universo avrebbe raggiunto asintoticamente lo zero assoluto in quello che viene definito il Big Freeze. Inoltre, se i protoni fossero diventati instabili, allora la materia barionica sarebbe scomparsa, lasciando posto soltanto alla radiazione elettromagnetica e ai buchi neri. Infine i buchi neri avrebbero finito con l’evaporare a causa della radiazione di Hawking. L’entropia dell’universo sarebbe aumentata fino a raggiungere il punto in cui non sarebbe stato possibile nessuno scambio di qualsiasi forma di energia, uno scenario noto come morte termica dell’universo.
• Una terza ipotesi è il cosiddetto universo oscillante o ciclico.

Modello ΛCDM

Le moderne osservazioni riguardanti l’espansione accelerata hanno aggiunto nuovi possibili scenari, poiché implicano che una parte sempre maggiore dell’universo visibile passerà oltre l’orizzonte degli eventi e non potrà più essere in contatto con noi. Il risultato finale è per il momento sconosciuto. Il modello ΛCDM definisce l’energia oscura nella forma della costante cosmologica. Questa teoria suggerisce che solo i sistemi legati gravitazionalmente, come le galassie, si conserverebbero e sarebbero soggetti alla morte termica durante l’espansione e il raffreddamento del cosmo. Un’altra forma di energia oscura, conosciuta come energia fantasma, implica che gli ammassi di galassie, stelle, pianeti, atomi, nuclei e la stessa materia sarebbero distrutti dal continuo aumento della velocità di espansione, in un processo noto come Big Rip.

Attualmente le teorie più diffuse sono quelle legate al modello inflazionario di multiverso in continua espansione (maggioritario fra i cosmologi) e quelle del modello ciclico.

Limiti della teoria

La principale critica alla teoria da parte dei fautori della teoria dello stato stazionario era che non rispettasse una regola inviolabile nel mondo naturale, la legge di Lavoisier. In questo caso fu fondamentale stabilire che il Big Bang non creò nuova massa, ma espanse massa già esistente nel punto compresso della singolarità.

Il modello cosmologico del Big Bang è stato sviluppato estrapolando le conoscenze fisiche attuali sino ad energie molto più grandi di quelle studiate sperimentalmente e a scale di distanza immense. La possibilità, quindi, di trovare conferme alla teoria del Big Bang è sottoposta a limiti teorici ed osservativi.

Teorie affidabili

Il modello standard della fisica delle particelle dovrebbe essere valido sino a energie di circa 250 miliardi di elettronvolt, un livello corrispondente a circa 10⁻¹² secondi dopo il Big Bang. Ogni affermazione relativa ad epoche antecedenti è fondata su teorie scientifiche non sufficientemente consolidate.

Anche l’osservazione diretta non può coprire le prime fasi del Big Bang. Infatti le onde elettromagnetiche non potevano essere trasmesse prima della formazione dell’idrogeno neutro, quando fu emessa la radiazione cosmica di fondo. L’osservazione dell’universo prima di tale evento potrebbe in linea di principio essere condotta rilevando le onde gravitazionali o i neutrini emessi, ma non esiste ancora alcuna tecnologia in grado di eseguire queste misure.

Quindi la teoria del Big Bang risulta fondata su teorie sicuramente affidabili e confermate da osservazioni solo per la descrizione dell’evoluzione dell’universo dalla nucleosintesi primordiale in poi. Particolarmente incerte sono le affermazioni sulla forma globale dell’universo e sulla sua evoluzione nel lontano futuro. Infatti l’osservazione è limitata dalla finitezza della velocità della luce che determina un orizzonte invalicabile. Ogni estrapolazione oltre tale orizzonte è fondata su assunzioni più o meno implicite sulle proprietà topologiche dello spaziotempo e sulla sua regolarità ed è perciò puramente ipotetica. Localmente l’universo sembra essere piatto (euclideo), ma è impossibile escludere la presenza di una piccola curvatura che determinerebbe una forma globale completamente diversa.

La scoperta dell’accelerazione dell’espansione dell’universo e la conseguente ipotesi dell’esistenza di una energia oscura ha creato ulteriori motivi di incertezza. Il modello di energia oscura adottato è utilizzato nella misura della curvatura dell’universo tramite le osservazioni della radiazione cosmica di fondo, benché i vincoli osservativi sull’energia oscura siano stati determinati nell’ipotesi che l’universo sia piatto.

Per cercare di rispondere almeno ad alcuni di questi interrogativi è in corso di sviluppo la cosmologia quantistica.