Big Crunch

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Universo
Big bang manifold (it).png
Struttura a grande scala dell'universo
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Inflazione cosmica
Varianza cosmica
Universo di de Sitter
Big Crunch

In cosmologia, il Big Crunch è un'ipotesi sul destino dell'Universo: sostiene che l'Universo smetterà di espandersi ed inizierà a collassare su se stesso. È esattamente simmetrico al Big Bang.

Descrizione[modifica | modifica wikitesto]

Tale ipotesi sostiene che se la forza di gravità di tutta la materia ed energia nell'orizzonte osservabile è abbastanza grande, allora essa può fermare l'espansione dell'Universo, e in seguito invertirla. L'Universo si contrarrebbe, e tutta la materia e l'energia verrebbero compresse in una singolarità gravitazionale. È impossibile dire cosa succederebbe in seguito, perché il tempo stesso si fermerebbe in questa singolarità. La possibilità di conciliare il "Big Crunch" con il secondo principio della termodinamica attende ancora una spiegazione.

Non è neppure chiaro cosa succederebbe negli istanti immediatamente precedenti. L'Universo non sarebbe esattamente simmetrico rispetto al momento della sua nascita, perché nel frattempo le stelle hanno emesso una notevole quantità di energia. Quest'energia in più sembra però trascurabile rispetto al totale, e l'unica differenza sarebbe la presenza di numerosi buchi neri di varie dimensioni, che tenderebbero a crescere velocemente via via che la materia viene introdotta a forza nel loro interno dalla pressione esterna. Per poter descrivere compiutamente gli eventi finali occorrerebbe una teoria della gravità quantistica, verso la quale si orienta molto lavoro teorico ma che è ancora da scoprire.

Perché questo accada, la densità media della materia-energia presente nell'Universo deve essere superiore ad un certo valore critico, solitamente indicato con \Omega (e stimato in 3 protoni al metro cubo o energia equivalente), talché la curvatura complessiva dello spaziotempo risulti positiva, come la superficie di una sfera. Se la densità è invece minore del valore della densità critica, la curvatura è negativa (come una superficie iperbolica, simile ad una sella), e la gravità sarebbe troppo debole per poter contrastare l'espansione. Quest'ultima ne sarebbe rallentata, ma non fermata. Questi due casi, e il caso limite intermedio in cui la densità è esattamente uguale a quella critica, sono chiamati i 3 modelli di Friedmann. Tutti e tre assumono che la costante cosmologica sia zero.

Recenti osservazioni (in particolare, l'osservazione di supernovae distanti, e la dettagliata mappatura della radiazione cosmica di fondo) hanno mostrato, con sorpresa della maggior parte degli scienziati, che l'espansione dell'Universo non è rallentata dalla gravità, ma sta invece accelerando (le evidenze sono considerate conclusive dalla maggior parte dei cosmologi a partire dal 2002). Ciò nonostante recenti misurazioni hanno stimato che la densità media dell'Universo sarebbe pressoché uguale alla densità critica. Sul raggiungimento della densità critica, e quindi sul destino ultimo dell'Universo, hanno un grande peso la materia oscura e l'energia oscura.

Nei modelli composti dalle equazioni di campo della Relatività generale, l'accelerazione corrisponde ad un valore diverso da zero della costante cosmologica, che a sua volta significa l'esistenza di una sostanza o campo misteriosi o una proprietà sconosciuta del vuoto stesso, che esercita una pressione negativa opposta alla gravità su grande scala. Il risultato sarebbe un Big Rip (Grande Strappo).

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]