L'Universo della Relatività Generale
 

Il primo a considerare il problema della struttura globale dell'Universo fu Einstein, nel 1917. Due anni dopo aver pubblicato la teoria della Relatività Generale , lo scienziato mise a punto il primo modello matematico di universo. Come descritto in questa teoria, il tempo e lo spazio non possono essere dissociati: essi formano un insieme unico a quattro dimensioni, lo spaziotempo. Secondo la Relatività Generale, lo spaziotempo viene incurvato dall'azione delle masse: intorno a tutti i corpi materiali lo spazio si deforma, tanto più quanto maggiore è la loro massa, e a sua volta la traiettoria di un corpo qualsiasi segue la curvatura dello spaziotempo. Il cammino più breve tra due punti non è più la linea retta, ma una curva chiamata "geodetica".
Pensiamo per esempio ad un tessuto elastico disteso in orizzontale, sul quale venga appoggiato un corpo pesante: il tessuto in quel punto forma un avvallamento tanto più profondo quanto più pesante è il corpo; se si fa scorrere una pallina sopra il tessuto, la sua traiettoria sarà rettilinea lontano dalla buca, e curva nei suoi dintorni.

L'Universo racchiude in sè una massa enorme, quindi dev'essere globalmente incurvato. La curvatura dello spaziotempo dipende dalla densità di materia che contiene. Esiste secondo la Relatività una densità critica (10^{- 29} g/cm ³ ), alla quale l'Universo si incurverebbe così tanto da richiudersi completamente su se stesso. Da qui nasce la necessità di determinare con precisione la densità della materia nel cosmo, dalla quale, come vedremo più avanti, dipende il suo destino finale.

Einstein costruì un modello di universo statico, omogeneo e isotropo, le cui proprietà sono cioè le stesse in ogni istante, in ogni punto e in ogni direzione dello spazio. Il moto di allontanamento delle galassie era infatti sconosciuto nel 1917. Per ottenere un modello statico, lo scienziato fu costretto ad introdurre nelle sue equazioni un termine "ad hoc", la cosiddetta costante cosmologica.

Nel 1922 A. Friedmann notò che, togliendo dalle equazioni la costante cosmologica, l'Universo di Einstein può divenire soggetto ad un moto di espansione, con una curvatura che decresce nel tempo in conseguenza della "diluizione" della materia al suo interno.
In realtà, quindi, non sono le galassie che si allontanano ma è lo spazio stesso che si dilata, trascinando con sè tutti gli oggetti che contiene.
 

Una bellissima immagine del Telescopio Spaziale Hubble che mostra galassie lontanissime. É forse l'immagine più profonda del cosmo mai ottenuta (HST).

 

Il destino dell'Universo
 

La teoria del Big Bang descrive l'origine e l'evoluzione dell'Universo fino ad oggi, ma quale sarà la sua evoluzione futura? Si potrebbe pensare che l'espansione iniziata col Big Bang continuerà all'infinito. In realtà, il destino del nostro Universo potrà anche ssere diverso.
Al suo interno agiscono due forze contrapposte: la spinta dell'espansione, che fa allontanare le galassie sempre più l'una dall'altra, e la forza di gravitazione, che tende a tenerle legate e a frenare l'espansione. Quale sarà la fine dell'Universo verrà deciso da quale delle due prevarrà.
Come abbiamo visto, esiste una densità critica della materia, al di sopra della quale l'attrazione gravitazionale può frenare l'espansione. I cosmologi preferiscono usare un parametro, detto Omega, per descrivere il tipo di universo in cui viviamo. Omega rappresenta il rapporto tra la densità di materia totale presente nell'Universo e la densità critica.
Se Omega è minore di 1, la materia presente è insufficiente per controbilanciare la spinta di espansione, e l'Universo è destinato ad espandersi indefinitamente. Questo tipo di universo si dice "aperto".
Se Omega è maggiore di 1, al contrario, l'espansione verrà prima o poi frenata e poi, lentamente, le galassie cominceranno a riavvicinarsi, fino a scontrarsi e a fondersi tra loro, in un gigantesco impatto che viene definito "Big Crunch" (la situazione opposta al Big Bang). Questo è il caso di universo "chiuso".
Infine, se Omega è esattamente uguale a 1, l'espansione rallenterà lentamente ma l'attrazione gravitazionale non sarà sufficiente a far collassare l'Universo su se stesso. É questo il caso di universo "piatto".
 

Da queste considerazioni appare chiara l'importanza di determinare la quantità di materia presente nel cosmo. Come si può fare? Ci sono fondamentalmente due metodi: il primo consiste nel misurare la densità media della materia, sommando le masse di tutte le galassie presenti in un certo volume e dividendo per il volume stesso, naturalmente tenendo conto della loro distribuzione irregolare. Purtroppo, come abbiamo visto, la gran parte della massa che ci circonda è costituita da materia oscura, inaccessibile alle osservazioni. Per questo motivo è così importante stabilire qual è il suo contributo esatto alla massa totale dell'Universo.
Il secondo metodo consiste nell'osservare la velocità di allontanamento di galassie a diverse distanze, cioè di diverse età, e calcolare di quanto l'Universo ha decelerato la propria espansione negli ultimi miliardi di anni.
 
 

Il quasar PKS 2349. I quasar sono tra gli oggetti più giovani e distanti dell'Universo osservabile. Questa immagine mostra l'interazione gravitazionale e la fusione di un quasar e di una galassia (HST).