Il Big Bang

Le soluzioni alla metrica FLRW per un fluido a densità e pressione costante sono date dalle equazioni di Friedmann. La metrica FLRW viene utilizzata come prima approssimazione per il modello standard della cosmologia del big bang. Poiché essa assume che l'universo sia omogeneo, alcuni testi divulgativi asseriscono erroneamente che il modello del big bang non spiega la non-omogeneità osservata (stelle, galassie, ammassi, superammassi). In realtà la metrica FLRW è utilizzata come prima approssimazione perché semplice da usare nei calcoli e i modelli che tengono conto della non-omogeneità dell'universo vi sono aggiunti come estensioni. La maggior parte dei cosmologi crede infatti che l'universo osservabile sia ben approssimato da un modello quasi FLRW, cioè un modello che segue la metrica FLRW con la presenza aggiuntiva di fluttuazioni primordiali di densità. In un modello strettamente FLRW non esistono ammassi di galassie, galassie o stelle, poiché sono oggetti molto più densi di una qualsiasi parte tipica dell'universo (circa 1 atomo per metro cubo oggi). Tuttavia per brevità si usa chiamare il modello quasi FLRW semplicemente FLRW. Al 2003 le implicazioni teoriche delle varie estensioni alla metrica FLRW sembrano essere comprese e il traguardo è di renderle coerenti con le osservazioni dei satelliti COBE e WMAP.

Espansione metrica dello spazio

L'espansione metrica dello spazio è l'aumento medio della distanza misurata tra due oggetti nell'universo al variare del tempo. Si tratta di un'espansione intrinseca, cioè è definita dalla continua "creazione" di spazio e non dal movimento in uno spazio preesistente. L'espansione metrica è una caratteristica fondamentale della teoria del Big Bang ed è espressa matematicamente dalla metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker. Questo modello è valido nell'epoca attuale solo su scale relativamente ampie, ovvero all'incirca dalla scala dei superammassi galattici; su scale minori la materia, sotto l'influenza dell'attrazione gravitazionale, si è concentrata in agglomerati che non si espandono, ma continuano ad allontanarsi gli uni dagli altri. L'espansione è causata in parte dall'inerzia conseguente alla spinta del Big bang e in parte da una forza repulsiva di cui non si conosce la natura, chiamata energia oscura, che costituirebbe una costante cosmologica responsabile dell'accelerazione dell'espansione. L'inerzia ha dominato l'espansione nella prima parte della storia dell'universo, mentre, in base al modello Lambda-CDM, la costante cosmologica dominerà l'espansione nel futuro. La velocità con la quale le galassie sembrano allontanarsi le une dalle altre a causa dell'espansione dell'universo è detta velocità di recessione. Più è lontana la galassia osservata, più è alta la velocità di recessione e maggiore è il suo redshift. Distanza e velocità di allontanamento (o recessione) sono quindi proporzionali. Recentemente è stata misurata una velocità di recessione pari a 74.03km/s per megaparsec (1Mpc = 3.2614 milioni di anni luce ca.). Questi risultati sono stati stimati grazie ai dati raccolti dal Telescopio spaziale Hubble osservando 70 stelle pulsanti chiamate Variabili Cefeidi nella Grande Nube di Magellano. Ancora più recentemente la misurazione della velocità di recessione è stata effettuata utilizzando le stelle giganti rosse e studiandone il flash dell'elio. Secondo questo metodo il tasso di espansione dell'Universo è di 69.8 chilometri al secondo per megaparsec. Il 17 settembre 2019 è uscito un nuovo studio di un gruppo di ricercatori guidati da Ihn Jee il quale, basandosi stavolta sui dati forniti dalle lenti gravitazionali di due galassie, ha stimato una velocità di recessione pari a 82,4km/s per megaparsec.  L'espansione metrica porta a velocità di allontanamento che superano la velocità della luce c e a distanze che superano di c volte l'età dell'universo; questo fatto provoca spesso confusione tra esperti e principianti. La velocità della luce non ha particolare significato su scale cosmologiche. Una valutazione più completa può essere data dal fatto che l'interpretazione dell'espansione metrica dello spazio continua a fornire paradossi che sono ancora materia di dibattito. L'opinione prevalente è quella di Michał Chodorowski, il quale afferma che: a differenza dell'espansione del substrato cosmico, l'espansione dello spazio è inosservabile. Lo spaziotempo, su scala cosmologica, è altamente ricurvo e, come risultato, l'espansione dell'universo è inerente alla relatività generale, poiché non può essere compresa con la sola relatività speciale. Le immagini sulla destra mostrano la geometria su larga scala dell'universo in base al modello Lambda-CDM. Due dimensioni spaziali sono state omesse, lasciando una dimensione spaziale e una temporale. Il cerchio finale stretto del diagramma corrisponde ad un tempo cosmologico di 700 milioni di anni dopo il Big Bang; il cerchio superiore più largo rappresenta un tempo cosmologico di 18 miliardi di anni, dove è possibile vedere l'inizio dell'accelerazione dell'espansione che domina alla fine di questo modello. Le linee viola (i "paralleli") rappresentano il tempo cosmologico alla distanza di un miliardo di anni dal Big Bang, mentre le linee azzurre (i "meridiani") rappresentano la distanza comovente con un intervallo di un miliardo di anni. La linea marrone nel diagramma è la linea universo della Terra (o, nei primissimi istanti, della materia che si aggregò per formare la Terra), mentre la linea gialla è la linea universo delle quasar più distanti conosciute. La linea rossa è un raggio di luce emesso da un quasar all'incirca 13 miliardi di anni fa e che raggiunge la Terra ai nostri giorni. La linea arancione rappresenta la distanza attuale tra il quasar e la Terra, circa 28 miliardi di anni luce. In base al principio di equivalenza della relatività generale, le regole della relatività speciale sono localmente valide in porzioni ristrette dello spaziotempo che sono approssimativamente piatte. In particolare, la luce viaggia sempre localmente alla velocità c; nel diagramma precedente, questo vuol dire che i raggi di luce formano localmente un angolo di 45º con le linee della griglia. Questo però non vuol dire che la luce abbia percorso uno spazio pari a ct in un tempo t, come mostrato dalla linea rossa. Mentre il raggio luminoso viaggia sempre localmente a velocità c, il suo tempo per percorrere la distanza (all'incirca 13 miliardi di anni) non è correlato alla distanza percorsa in qualsiasi modo semplice. Infatti la distanza percorsa è ambigua a causa del cambiamento di scala dell'universo. Tuttavia è possibile individuare due distanze che sembrano fisicamente importanti: la distanza tra la Terra e il quasar quando la luce è emessa e la distanza tra di loro all'epoca attuale. La prima distanza è all'incirca 4 miliardi di anni luce, molto minore di ct. La seconda distanza (mostrata dalla linea arancione) è all'incirca di 28 miliardi di anni, cioè è molto maggiore di ct. Si può notare che la luce impiega più di 4 miliardi di anni per raggiungere la Terra anche se è stata emessa dalla distanza di 4 miliardi di anni luce. Infatti si può vedere nel diagramma che la luce si sta allontanando dalla Terra quando è stata emessa, nel senso che la distanza metrica dalla Terra aumentò con il tempo cosmologico per i primi miliardi di anni del suo viaggio. Nessuno di questi comportamenti proviene da una proprietà dell'espansione metrica, ma proviene semplicemente da un principio locale della relatività generale integrato su una superficie curva. Si noti che l'universo non si sta espandendo nel vuoto; è presente semplicemente più spazio in tempi futuri rispetto a quanto ce ne fosse in tempi precedenti. Inoltre tale notazione di "più spazio" è locale, non globale: non è possibile sapere quanto spazio sia presente in totale. L'espansione dello spazio è talvolta descritta come una forza che agisce sugli oggetti e li allontana tra loro. Anche se questa è una descrizione accurata della costante cosmologica, non è un'immagine reale del fenomeno generale di espansione. Per la maggior parte della storia dell'universo, l'espansione è stata causata principalmente dall'inerzia. La materia nel giovane universo si stava allontanando soprattutto per l'effetto iniziale dell'inflazione cosmica ed ha continuato a farlo per inerzia, anche se a un ritmo sempre più basso a causa dell'effetto attrattivo della gravità. Oltre al rallentamento dell'espansione, la gravità causò l'addensarsi della materia che generò stelle e galassie. Queste stelle e galassie non si allontanarono tra loro successivamente, poiché non vi era presente nessuna forza che permettesse ciò. Non ci sono sostanziali differenze tra l'espansione inerziale dell'universo e la separazione inerziale di oggetti vicini nel vuoto: il primo caso è semplicemente una generalizzazione su larga scala del secondo. Un tipo di espansione locale uniforme della materia può essere descritta localmente dalla metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker, la stessa metrica che descrive l'espansione dell'universo nel suo complesso. Questa situazione cambia considerando l'introduzione di una costante cosmologica. Questo termine ha l'effetto di una forza repulsiva tra gli oggetti che è proporzionale (non inversamente proporzionale) alla distanza. A differenza dell'inerzia, essa agisce direttamente sugli oggetti legati gravitazionalmente e anche sugli atomi. Tuttavia, questa forza non causa la crescita costante degli oggetti o la loro distruzione; a meno che essi non siano debolmente legati, essi saranno semplicemente portati in uno stato di equilibrio che è leggermente diverso da quello che sarebbe stato altrimenti. Poiché l'universo si espande e la materia si allontana, l'attrazione gravitazionale diminuisce (poiché è proporzionale alla densità), mentre la repulsione dovuta alla costante cosmologica aumenta; quindi il destino ultimo dell'universo descritto dal modello Lambda-CDM è un'espansione sempre maggiore dovuta alla costante cosmologica. Tuttavia l'unico effetto visibile localmente dell'accelerazione dell'espansione è la scomparsa delle galassie più lontane. Infatti, gli oggetti gravitazionalmente legati, come la Via Lattea, non si espandono. L'espansione dello spazio è spesso illustrata con modelli che mostrano solo la grandezza dello spazio in un determinato istante di tempo, lasciando implicita la dimensione temporale. Nel "modello a palla" è presente una palla sferica che viene gonfiata partendo da una dimensione iniziale nulla (che rappresenta il Big Bang). Una palla ha una curvatura positiva mentre le osservazioni suggeriscono che l'universo sia spazialmente piatto, ma questa incongruenza può essere eliminata ipotizzando che il pallone sia molto largo così da poter essere considerato piatto entro i limiti dell'osservazione. Quest'analogia può portare confusione poiché può far pensare che il Big Bang abbia avuto luogo a partire dal centro del pallone. I punti non appartenenti alla superficie non hanno alcun significato, anche se sono stati occupati in tempi precedenti. Nel "modello del pane con l'uva" è possibile immaginare un pezzo di pane con l'uva che si sta espandendo. Il pane (cioè lo spazio) si espande nel suo complesso, ma l'uva (cioè gli oggetti gravitazionalmente legati) non si espandono, ma si limitano ad allontanarsi l'uno dall'altro. Tutti questi modelli hanno il problema concettuale di richiedere una forza esterna che agisce sullo spazio in ogni istante di tempo per permettere l'espansione. Diversamente dall'espansione reale, questi modelli prevedono un'interazione elettromagnetica tra i vari elementi e questi, dopo una spinta iniziale, non continueranno ad espandersi. Per meglio comprendere come funziona l'espansione metrica, di seguito viene riportato brevemente cos'è la metrica. 

Definizione di una metrica

La metrica definisce come una distanza possa essere misurata tra due punti vicini nello spazio, nei termini del sistema di coordinate di questi punti. Un sistema di coordinate localizza i punti in uno spazio (di qualunque dimensione) tramite l'assegnazione di numeri univoci, chiamati coordinate, ad ogni punto. La metrica è quindi una formula che converte le coordinate dei due punti in una distanza.

La metrica sulla superficie terrestre

Per esempio, si può considerare la misura della distanza fra due punti sulla superficie terrestre, cioè un caso di geometria non euclidea. Poiché la superficie terrestre è bidimensionale, i punti possono essere individuati attraverso 2 coordinate, per esempio la latitudine e la longitudine. Per utilizzare una metrica bisogna specificare le coordinate utilizzate e, in questo caso, è possibile scegliere sia il sistema di coordinate dato dalla latitudine e longitudine, sia i 3 assi di riferimento (x, y, z) del sistema cartesiano. Dopo aver scelto un sistema di riferimento, il valore numerico delle coordinate di qualunque coppia di punti è univocamente determinato, cioè basato sulle proprietà dello spazio preso in considerazione, ed è possibile determinare la metrica appropriata al sistema. Sulla superficie curva della Terra, questo effetto può essere visto nei viaggi aerei a lunga percorrenza, in cui la distanza tra due punti è misurata tramite la circonferenza massima e non attraverso la linea retta che passa all'interno della Terra. In linea teorica questo effetto, causato dalla curvatura della superficie, è visibile anche per piccole distanze, ma in pratica per due punti vicini la curvatura della superficie terrestre è così piccola che può essere esclusa nel caso di calcolo delle distanze.

La metrica per lo spaziotempo

I punti della superficie terrestre possono essere determinati dando due coordinate. Poiché lo spaziotempo è quadridimensionale, è necessario fornire quattro coordinate per determinare la posizione dei punti. Le coordinate più utili da utilizzare in cosmologia sono le coordinate comoventi. Poiché lo spazio su larga scala sembra essere euclideo, è possibile specificare le coordinate spaziali nei termini delle coordinate x, y, e z, anche se sono utilizzati altri tipi, come le coordinate sferiche. La quarta coordinata richiesta è il tempo, che è specificato nelle coordinate comoventi come tempo cosmologico. Sebbene la geometria a larga scala dell'universo sembri essere euclidea, la stessa cosa non si può dire per la metrica dello spaziotempo. La natura non-euclidea dello spaziotempo si manifesta dal fatto che la distanza tra punti con le coordinate spaziali costanti, aumenta con il tempo piuttosto che rimanere costante.

Orizzonte cosmologico

In cosmologia con orizzonte cosmologico si definisce il limite di osservabilità dell'universo da parte di un ipotetico osservatore terrestre causato dagli effetti cosmologici. L'esistenza, le proprietà e il significato dell'orizzonte cosmologico sono direttamente correlati al modello cosmologico che viene preso in considerazione. In ogni caso è opportuno notare che l'orizzonte cosmologico non è il limite effettivo dell'universo, ma solo un limite osservativo. Si consideri come paragone quello di un osservatore che non è in grado di percepire visivamente i limiti dell'oceano che sta attraversando: analogamente per l'osservatore terrestre è possibile vedere soltanto la luce che proviene da aree dello spazio poste all'interno dell'orizzonte cosmologico. La differenza però consiste nel fatto che l'orizzonte cosmologico è un concetto dinamico, poiché in ogni momento ci perviene "nuova" luce che amplia l'orizzonte stesso. Talvolta ci si riferisce all'orizzonte cosmologico come all'universo osservabile, volendo sottolineare come quello visibile sia un universo decisamente più piccolo (di diversi ordini di grandezza) rispetto all'universo che esiste oltre i limiti della osservazione percepita. facendo un esempio concreto di tale grandezza: se l'intero orizzonte cosmologico fosse contenuto in una sfera del diametro di una moneta, e se la teoria inflazionaria fosse corretta, l'universo che giace oltre questo orizzonte sarebbe grande quanto l'intero globo terrestre. Partendo dalla considerazione che la velocità della luce ha un valore finito, quella che arriva a noi da oggetti molto distanti ce li mostra come erano quando la luce era partita. Ad esempio, ora noi osserviamo la galassia di Andromeda, che dista due milioni di anni luce, come risultava due milioni di anni fa. Se si pensa che con gli strumenti a nostra disposizione, oggigiorno possiamo osservare oggetti del profondo cielo quali galassie, ammassi globulari e quasar lontani 13 miliardi di anni luce, è come se vedessimo l'universo quando era molto giovane. In base alla legge di Hubble, si sa che quanto più una galassia è distante, tanto più la velocità con cui si allontana è maggiore (cioè essa ha un alto redshift). Se stiamo guardando un oggetto lontano dieci miliardi di anni luce e lo volessimo vedere come era 5 miliardi di anni fa dovremo attendere ancora 5 miliardi di anni; possiamo perciò affermare che ci sono zone dello spazio-tempo, in ogni istante, alle quali noi non possiamo avere accesso; d'altra parte ad osservatori di altre galassie non è accessibile parte del nostro passato. Quindi il nostro orizzonte cosmologico, cioè quella sezione dello spazio-tempo a noi accessibile, è definito solo per un dato istante e solo per una data condizione di osservazione; quello che resta al di fuori di esso a noi è precluso, tanto più per l'osservazione visiva. Si può dire che due oggetti, in uno spazio, sono in contatto causale se esiste la possibilità di comunicare per mezzo di un segnale e quindi provocare una reazione da parte dell'oggetto che riceve il segnale stesso. Siccome il segnale viaggia a una velocità finita, l'effetto potrà essere sentito solamente dopo un certo tempo. Esiste un notevole grado di omogeneità ed isotropia anche in regioni dell'universo molto lontane, tanto da essere ognuna al di fuori dell'orizzonte causale dell'altra; poco dopo l'introduzione della teoria del Big Bang, è apparso subito problematico ai cosmologi spiegare come sia stato possibile lo scambio di informazione che ha permesso a queste regioni di assumere le stesse proprietà, se le distanze erano superiori a quelle che i segnali avrebbero potuto percorrere dall'inizio fino ad oggi. Per risolvere questo problema, nel 1979 Alan Guth propose allora una modifica al modello del Big Bang, proponendo il cosiddetto modello inflazionario, secondo il quale nei primissimi istanti dopo il Big Bang (per la precisione {\displaystyle 10^{-35}} secondi dopo) l'universo ha subito una rapidissima espansione detta inflazione che nel giro di {\displaystyle 10^{-32}} secondi gli ha fatto aumentare le dimensioni di un fattore {\displaystyle 10^{30}}; successivamente tutto sarebbe proseguito secondo la classica teoria del Big Bang. Prima della fase inflativa l'universo era così piccolo che le galassie si trovavano in contatto causa-effetto, e verrebbe così risolta la questione dell'orizzonte. Secondo Guth ciò che produsse l'inflazione è da ricercare nell'unificazione delle quattro interazioni fondamentali forza gravitazionale, elettromagnetica, nucleare debole e nucleare forte; queste forze non sarebbero altro che manifestazioni diverse di un'unica interazione fondamentale. Nei primi istanti di vita dell'universo, a causa della temperatura estremamente elevata, esse erano unificate, e solo in seguito, a causa dell'espansione e del raffreddamento esse si sarebbero diversificate. 

Prove osservative  del Big Bang

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. 

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 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, un processo conosciuto come ricombinazione. Poiché la diffusione dei fotoni è meno frequente da atomi neutri, la radiazione si disaccoppiò dalla materia quando tutti gli elettroni si ricombinarono (all'incirca 379 000 anni dopo il Big Bang). Questi fotoni formano la radiazione cosmica di fondo, che è possibile rilevare oggi e il modello osservato delle fluttuazioni di tale radiazione fornisce un'immagine del nostro universo in quell'epoca iniziale. 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. Nel 1964 Arno Penzias e Robert Wilson scoprirono casualmente la radiazione cosmica di fondo, mentre conducevano osservazioni diagnostiche usando un nuovo ricevitore di microonde (di proprietà dei Bell Laboratories). La loro scoperta fornì la sostanziale conferma delle previsioni sulla radiazione (essa era isotropica e confrontabile con uno spettro di corpo nero con una temperatura di circa 3 K) e permise di avere una valida prova a favore dell'ipotesi del Big Bang. Penzias e Wilson ricevettero il premio Nobel per la fisica nel 1978 grazie a questa scoperta. Nel 1989 la NASA lanciò il satellite COBE (acronimo di COsmic Background Explorer) e le prime conclusioni, fornite nel 1990, erano consistenti con le previsioni della teoria del Big Bang per quanto riguarda la radiazione cosmica di fondo. COBE trovò una temperatura residua di 2,726 K e nel 1992 individuò per la prima volta le fluttuazioni (anisotropie) della radiazione, con un'incertezza di una parte su 105.[26] John Mather e George Smoot ricevettero il premio Nobel nel 2006 per questo lavoro. Durante il decennio successivo, queste anisotropie furono studiate ulteriormente da un gran numero di esperimenti (sia a terra, sia attraverso palloni sonda). Nel 2000-2001 molti esperimenti (tra cui il più importante fu BOOMERanG), misurando la larghezza angolare tipica delle anisotropie, trovarono che l'universo ha una geometria quasi piatta. All'inizio del 2003, furono pubblicati i primi risultati del satellite WMAP, ottenendo quelli che erano al tempo i più accurati valori di alcuni parametri cosmologici. Il satellite inoltre escluse numerosi modelli inflazionari, benché i risultati fossero in generale coerenti con la teoria dell'inflazione e confermò che un mare di neutrini cosmici permea l'universo, una prova evidente che le prime stelle impiegarono più di mezzo miliardo di anni per creare una nebbia cosmica. Un altro satellite simile a WMAP, il Planck Surveyor, che è stato lanciato il 14 maggio 2009, fornirà misure ancora più precise sull'anisotropia della radiazione di fondo. Sono previsti inoltre esperimenti a terra e con palloni sonda. La radiazione di fondo è incredibilmente omogenea e questo presentò un problema nei modelli di espansione convenzionali, perché ciò avrebbe implicato che i fotoni provenienti da direzioni opposte siano venuti da regioni che non sono mai state in contatto le une con le altre. 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.

Nucleosintesi primordiale

In cosmologia, con nucleosintesi primordiale (in inglese Big Bang nucleosynthesis, da cui l'acronimo BBN) si denomina, secondo la teoria del Big Bang, il processo di produzione degli elementi chimici durante le prime fasi dell'universo. Si ritiene che questa nucleosintesi sia stata responsabile della formazione dell'idrogeno (H-1 oppure H), del suo isotopo deuterio (H-2 o D), degli isotopi dell'elio He-3 e He-4 e dell'isotopo del litio Li-7. La nucleosintesi primordiale ha due caratteristiche peculiari:

• La sua durata è stata di circa tre minuti, dopodiché la temperatura e la densità dell'universo sono cadute sotto i valori richiesti per la fusione nucleare. La brevità del processo è importante perché ha fatto sì che elementi più pesanti del berillio non si siano formati, mentre ha mantenuto elementi leggeri come il deuterio
• È stata ubiquitaria nell'intero universo

Il parametro chiave che consente di calcolare gli effetti della nucleosintesi è il numero di fotoni per barione. Questo parametro corrisponde alla temperatura ed alla densità dell'universo iniziale e permette di determinare le condizioni sotto le quali la fusione nucleare ha avuto luogo. Da ciò si può derivare l'abbondanza cosmica degli elementi. Nonostante il rapporto fotoni/barioni sia importante per determinare tale abbondanza, il valore preciso è lievemente diverso. In base all'attuale teoria del Big Bang la nucleosintesi risulta in 25% di elio-4, circa 1% di deuterio, tracce di litio e berillio e nessun altro elemento pesante. La misura dell'abbondanza osservata è considerata una prova della teoria. La nucleosintesi primordiale comincia circa un minuto dopo il Big Bang, quando l'universo si è raffreddato abbastanza per la bariogenesi, cioè la formazione di protoni e neutroni stabili. In base a semplici considerazioni termodinamiche, è possibile calcolare l'abbondanza di protoni e neutroni: la frazione vede un maggior numero di protoni, in quanto la massa più grande dei neutroni causa un loro decadimento spontaneo in protoni chiamato decadimento beta, con periodo di dimezzamento di circa 15 minuti. Una delle caratteristiche della nucleosintesi è che le leggi fisiche e le costanti che regolano il comportamento della materia a queste energie è noto: per questo motivo vengono eliminate le incertezze tipiche degli studi cosmologici sui primi minuti di vita dell'universo. Mentre si espande, l'universo si raffredda. Neutroni liberi e protoni sono meno stabili dei nuclei di elio e sono quindi portati a creare elio-4. Però la formazione dell'elio-4 richiede, come passo intermedio, la formazione del deuterio. Durante la nucleosintesi la temperatura è più alta dell'energia nucleare del deuterio e per questo ogni atomo di deuterio che si forma è subito distrutto (situazione nota come collo di bottiglia del deuterio). Quindi la formazione dell'elio-4 è ritardata fino al momento in cui l'universo è abbastanza freddo per la formazione del deuterio (circa T = 0.1 MeV). Subito dopo, a tre minuti dal Big Bang, l'universo diventa troppo freddo perché possa avvenire la fusione nucleare. A questo punto l'abbondanza di elementi è fissata e cambia solo quando prodotti radioattivi della nucleosintesi decadono. La storia della nucleosintesi primordiale comincia con i calcoli effettuati da Ralph Alpher e George Gamow negli anni quaranta. Negli anni settanta, la densità dei barioni calcolata secondo la nucleosintesi portò a molte discussioni in quanto era di molto inferiore alla massa dell'universo osservata basandosi sui calcoli della velocità di espansione. Queste discussioni furono in gran parte risolte postulando l'esistenza della materia oscura. 

Elementi pesanti

La nucleosintesi primordiale non produce elementi più pesanti del berillio. Non esiste un nucleo stabile con 8 nucleoni, quindi c'è stato un rallentamento nella nucleosintesi che ha fermato il processo. Nelle stelle, il collo di bottiglia viene passato con triplici collisioni dei nuclei di elio-4 (processo tre alfa). Comunque questo processo richiede decine di centinaia di anni per convertire una massa significativa di elio in carbonio, e quindi non è stato possibile convertire grandi quantità di elio nei minuti successivi al Big Bang.

Elio-4

La nucleosintesi ha creato circa 25% di elio-4 e questo numero è insensibile alle condizioni dell'universo. Il motivo per cui questo accade è che l'elio-4 è talmente stabile che non decade e molto difficilmente si combina con altri nuclei per formare atomi più pesanti. Finché l'universo è stato estremamente caldo, permettendo a neutroni e protoni di trasformarsi l'uno nell'altro, il loro rapporto era di 1 (N) a 7 (P). Quando l'universo si è raffreddato i neutroni si sono fusi con i protoni per formare nuclei del nuovo elemento: ogni 16 nucleoni (2 neutroni e 14 protoni), 4 di questi (ovvero il 25%) si sono combinati in elio-4. Un'analogia è pensare all'elio-4 come cenere, e la quantità di cenere che si forma quando si brucia completamente un pezzo di legno è indipendente dal modo in cui uno lo brucia. L'abbondanza di elio-4 è importante in quanto c'è molto più elio-4 nell'universo che quanto possa essersi formato con la nucleosintesi stellare. In più, offre un importante test per la teoria del Big Bang. Se la quantità di elio osservata è molto diversa dal 25%, questa teoria viene messa in crisi. Sarebbe questo il caso se la prima quantità di elio-4 fosse molto più piccola del 25%, in quanto è difficile distruggere tali atomi. Per alcuni anni, intorno al 1995, le osservazioni suggerivano che fosse proprio questo il caso, e gli astrofisici parlavano di una crisi della nucleosintesi primordiale, ma osservazioni seguenti riconfermavano la teoria.

Deuterio

Il deuterio è in qualche modo l'opposto dell'elio-4, in quanto quest'ultimo è molto stabile e difficile da distruggere, mentre il deuterio è instabile e facile da separare. Dal momento che l'elio-4 è molto stabile, c'è una forte tendenza da parte di due nuclei di deuterio di combinarsi per formare l'atomo elio-4. L'unica ragione per cui la nucleosintesi non converte tutti gli atomi di deuterio dell'universo in elio è che l'espansione dell'universo lo ha raffreddato ed ha fermato subito questa conversione. Come conseguenza la quantità di deuterio è molto condizionata dalle condizioni iniziali. Più denso è l'universo, più deuterio ha tempo di convertirsi in elio-4 e meno deuterio rimane. Non ci sono processi post-Big Bang che produrrebbero tale quantità di deuterio. Per questo motivo le osservazioni dell'abbondanza di deuterio suggeriscono che l'universo non sia infinitamente vecchio, come sostenuto anche dalla teoria del Big Bang. Durante gli anni settanta furono compiuti grandi sforzi per trovare processi che potessero produrre deuterio. Il problema era che mentre la concentrazione di deuterio nell'universo è alta rispetto al modello del Big Bang come totale, è troppo alta per entrare nel modello che presume che la maggior parte dell'universo consista di protoni e neutroni. Questa divergenza, tra le osservazioni del deuterio e dell'espansione dell'universo, ha richiesto grandi sforzi per trovare processi che possano produrre tale isotopo. Dopo decenni di prove, si raggiunse il consenso dicendo che questi processi erano improbabili e la spiegazione standard ora usata per spiegare l'abbondanza di deuterio è che l'universo non consiste principalmente di barioni e che la materia oscura costituisce la maggior parte della massa dell'universo. Risulta molto difficile trovare un altro processo che possa produrre deuterio tramite una fusione nucleare. Questo processo richiederebbe una temperatura alta abbastanza per produrre l'isotopo, ma non così alta da produrre elio-4, e richiederebbe inoltre un immediato raffreddamento a temperature non-nucleari dopo un paio di minuti. Inoltre è necessario che il deuterio sia spazzato via prima che si ritrasformi. Produrre il deuterio tramite fissione, è anche molto difficile. Il problema in questo processo è, di nuovo, l'instabilità dell'isotopo e che le collisioni con altri nuclei atomici probabilmente li fanno fondere o rilasciare neutroni liberi o particelle alfa. Negli anni settanta si è cercato di usare i raggi cosmici per produrre il deuterio. Queste prove si rivelarono inutili per la creazione dell'isotopo, ma inaspettatamente crearono altri elementi leggeri. 

In aggiunta allo scenario normale della nucleosintesi, ci sono molti scenari non standard. Non devono però esser confusi con la cosmologia non standard: uno scenario della nucleosintesi non standard vuole che il Big Bang sia accaduto, ma aggiunge altra fisica per vedere come questa modifichi l'abbondanza degli elementi. Tra questi "pezzi di fisica" aggiunti, ci sono il rilassamento o la rimozione dell'omogeneità, o l'inserimento di nuove particelle come i neutrini. Ci sono stati motivi per cui effettuare ricerche sulla nucleosintesi non standard. Il primo è di interesse storico: risolvere i problemi sorti dalle previsioni sulla nucleosintesi e dalle osservazioni. Questo si è dimostrato di scarsa utilità in quanto le inconsistenze furono risolte da migliori osservazioni, ed in molti casi il cambiamento della nucleosintesi ha fatto sì che ci furono più divergenze. Il secondo motivo, centro della nucleosintesi non standard all'inizio del XXI secolo, vede l'uso della nucleosintesi per limitare la fisica sconosciuta o speculativa. Per esempio, la nucleosintesi standard vuole che non ci siano strane ipotetiche particelle coinvolte nel processo. Si potrebbe aggiungere un'ipotetica particella (un neutrino ad esempio) e vedere cosa succede prima che la nucleosintesi predica quantità molto differenti dalle osservazioni. Ciò è stato compiuto con successo per limitare la massa di un neutrino tauonico stabile.

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, in quanto queste ultime sono osservate in uno stato più recente. 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, della distribuzione di galassie e quasar e le strutture a larga scala sono in accordo con le previsioni del Big Bang (per quel che riguarda la formazione di queste strutture nell'universo) e stanno contribuendo a completare tutti i dettagli della teoria. Dopo alcune controversie, l'età dell'universo, come stimato dalla costante di Hubble e dalla radiazione di fondo, è consistente (vale a dire leggermente maggiore) con le età delle stelle più vecchie, 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 sperimentalmente 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: questo sembra essere abbastanza vero, ma l'ampiezza dipende da proprietà dell'ammasso, che cambiano sostanzialmente solo su un arco di tempo cosmico, perciò una verifica abbastanza precisa è impossibile da svolgere. 

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. 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. 

Problemi della teoria

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, sulla massima distanza tra due qualsiasi regioni di spazio che sono in rapporto causale tra loro. L'isotropia osservata nella radiazione cosmica di fondo è problematica al riguardo: 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, nella quale 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, perciò anche quelle regioni, che sono attualmente poste su lati opposti dell'universo osservabile, sono bene all'interno del reciproco orizzonte delle particelle. L'isotropia osservata nella radiazione di fondo deriva dal fatto che tutto l'universo osservabile era in rapporto causale prima dell'inizio dell'inflazione e perciò si era già portato in una condizione di equilibrio termico. 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. 

Una singolarità gravitazionale è un punto dello spaziotempo in cui l'energia del campo gravitazionale tende a un valore infinito, così come la densità e la curvatura. 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

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.

Molte di queste ipotesi si basano sulle tre principali teorie proposte in cosmologia, non verificate sperimentalmente: l'inflazione, la teoria delle stringhe e 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. 

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.[56] 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. Dal punto di vista matematico, il problema della piattezza scaturisce dall'equazione di Fridman, scritta nella forma con Lambda=0.

Ciò è in netta contraddizione col fatto che l'universo in passato dovesse essere molto curvato. Sembra invece che più si torni indietro nel tempo più l'universo risulta piatto. Sempre in base alle formule precedenti infatti, l'universo doveva essere piatto entro 10−14 al tempo della nucleosintesi, al tempo di Planck entro 10−60 e così via. Il problema maggiore sorge quando si considera il fatto che se l'universo non avesse avuto una curvatura così ben calibrata, sarebbe collassato su se stesso o si sarebbe espanso in maniera estremamente rapida se la sua curvatura fosse stata differente anche solo di una minuscola frazione. Di conseguenza sarebbe stato molto più probabile osservare un universo estremamente curvato e quindi molto diverso dall'universo attuale, piuttosto che un universo estremamente piatto come sembrano indicare le osservazioni. Una soluzione a questo problema è fornita dall'inflazione. Durante il periodo inflazionario, lo spaziotempo si espanse, fino al punto che la sua curvatura sarebbe stata resa piatta. Pertanto, si ritiene che l'inflazione portò l'universo ad uno stato spaziale sostanzialmente piatto, con all'incirca l'esatta densità critica.

Monopolo Magnetico

L'obiezione riguardante il monopolo magnetico fu sollevata alla fine degli anni settanta. Le teorie della grande unificazione prevedevano un difetto topologico nello spazio, che si sarebbe manifestato sotto forma di monopoli magnetici. Questi oggetti potrebbero essere prodotti in maniera efficiente nelle primissime fasi dell'universo (con temperature molto elevate), dando una densità più alta di quella che è consistente con le osservazioni, dato che durante le ricerche non sono mai stati osservati monopoli. Questo problema può essere anche risolto con l'inflazione cosmica, che rimuove tutti i difetti dall'universo osservabile nello stesso modo in cui essa porta la geometria dell'universo ad essere piatta. Una soluzione al problema dell'orizzonte, della geometria piatta e del monopolo magnetico alternativa all'inflazione cosmica è data dall'ipotesi di curvatura di Weyl.

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.

Interazione 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. 

Materia Oscura

Lo stesso argomento nel dettaglio: Materia Oscura

Durante gli anni settanta e ottanta numerose osservazioni hanno mostrato che non c'è abbastanza materia visibile nell'universo per spiegare l'apparente forza di attrazione gravitazionale fra le galassie e al loro interno. Ciò ha portato l'idea che circa il 90% della materia dell'universo sia materia oscura, che non emette luce e non interagisce con la normale materia barionica. Inoltre, l'ipotesi che l'universo sia costituito principalmente da materia ordinaria porta a previsioni in forte contrasto con le osservazioni; in particolare l'universo oggi ha una struttura molto più a grumi e contiene molto meno deuterio di quanto sia possibile spiegare senza la presenza della materia oscura. L'ipotesi della materia oscura viene suggerita da numerose osservazioni: le anisotropie della radiazione di fondo, la dispersione delle velocità degli ammassi di galassie, le distribuzioni della struttura a larga scala, gli studi sulle lenti gravitazionali e le misure degli ammassi di galassie attraverso i raggi X. Le evidenze della materia oscura derivano dall'influenza gravitazionale sulla materia ordinaria, anche se nessuna sua particella è mai stata osservata in laboratorio. Sono state proposte molte particelle come appartenenti a questo tipo di materia e molti progetti per studiarle direttamente sono in corso.

Energia oscura

Le misure sulla relazione tra il redshift e la magnitudine delle supernovae di tipo Ia hanno mostrato che l'espansione dell'universo sta accelerando da quando il cosmo aveva all'incirca metà della sua attuale età. Per spiegare questa accelerazione, la relatività generale richiede che la maggior parte dell'energia dell'universo sia costituita da una componente con un'alta pressione negativa, soprannominata "energia oscura". Questo tipo di energia viene suggerita da molti tipi di prove: le misure della radiazione di fondo indicano che l'universo è molto piatto dal punto di vista spaziale e quindi, in base alla relatività generale, esso deve avere quasi esattamente la densità critica del rapporto tra massa ed energia; invece la densità di massa del cosmo, che può essere misurata dai raggruppamenti gravitazionali, raggiunge solamente il 30% circa della densità critica.[11] Poiché l'energia oscura non si raggruppa nel modo ordinario, quest'ultima è la migliore spiegazione per completare la parte mancante di densità di energia. L'energia oscura è inoltre richiesta da due misure geometriche della curvatura totale dell'universo: una utilizzando la frequenza delle lenti gravitazionali e l'altra utilizzando il modello caratteristico della struttura a larga scala del cosmo come un regolo. La pressione negativa è una proprietà dell'energia del vuoto, ma l'esatta natura dell'energia oscura rimane uno dei grandi misteri del Big Bang. Alcuni possibili candidati per spiegare quale sia l'esatta forma di tale energia sono la costante cosmologica e la quintessenza. I risultati dal satellite WMAP (forniti nel 2008), che combinano i dati ricevuti dalla radiazione di fondo e da altre sorgenti, indicano che l'attuale universo è costituito dal 72% di energia oscura, dal 23% di materia oscura, dal 4,6% di materia ordinaria e da meno dell'1% di neutrini. La densità di energia dovuta alla materia diminuisce con l'espansione dell'universo, ma la densità dovuta all'energia oscura rimane all'incirca costante durante l'espansione cosmica. Pertanto la materia costituì una parte più importante della densità di energia nel passato rispetto ad oggi, ma il suo contributo continuerà a diminuire nel futuro, poiché l'energia oscura diventerà sempre più dominante. Nel modello ΛCDM, l'attuale miglior modello del Big Bang, l'energia oscura viene spiegata tramite la presenza di una costante cosmologica, introdotta nella relatività generale; tuttavia la dimensione della costante, che spiega correttamente l'energia oscura, è più piccola di circa 120 ordini di grandezza rispetto alle stime basate sulla gravità quantistica. La distinzione tra la costante cosmologica e le altre forme per spiegare l'energia oscura è un'area molto attiva dell'attuale ricerca.

La fine dell'Universo

Lo stesso argomento nel dettaglio: La fine dell'Universo

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.

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.[90] 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. 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.