La cosmologia è la scienza che studia l'origine e l'evoluzione dell'Universo. Nella storia del pensiero scientifico occidentale, essa ha avuto un ruolo molto importante ed in qualche modo legato alla filosofia ed alla religione.
Fino a pochi secoli fa, l'universo conosciuto era descritto dal Sistema Tolemaico, secondo il quale il cosmo era perfetto ed immutabile ed aveva il suo centro nella Terra. Con Copernico, Galileo e Keplero terminò la concezione geocentrica dell'universo e si passò ad una concezione eliocentrica.
Non si trattò solo di un semplice cambiamento di prospettiva, ma dell'avvio di una vera e propria rivoluzione nella scienza, perchè da allora in avanti il dogma lasciò il posto alla sperimentazione. Oggi sappiamo che la Terra non è al centro dell'Universo, ma fa parte di un sistema planetario; questo a sua volta è parte della Via Lattea, la quale non è altro che una delle moltissime galassie presenti nell'Universo.
Tuttavia, fino all'inizio di questo secolo, era opinione comune che la nostra Galassia costituisse l'intero cosmo e che tutte le stelle e le nebulose visibili ne facessero parte. Soltanto nel 1924, l'astronomo Edwin Hubble scoprì che alcune di quelle stelle e nebulose sono esterne alla Via Lattea e che molte delle "nebulose" sono in realtà galassie molto distanti da noi.

L'espansione dell'Universo ed il Big Bang

Nello spettro della luce visibile, il colore è funzione della lunghezza d'onda: intorno ai 4.000 Angstrom (1 A = 10^-10 m) la luce ha un colore violetto che, al crescere della lunghezza d'onda passa al verde, al giallo e poi al rosso, intorno ai 7.000 Angstrom. Quando una sorgente si avvicina o si allontana da un osservatore, la luce che essa emette si comporta come le onde acustiche.

Infatti è noto che, quando un treno si avvicina, il suo fischio diventa più acuto, perchè le onde arrivano ad intervalli sempre più brevi man mano che la sorgente si avvicina; viceversa il tono diventa più grave quando il treno si allontana. Ciò è dovuto al cosiddetto effetto Doppler.
Allo stesso modo, quando una sorgente di luce si avvicina, è come se il numero di oscillazioni per unità di tempo dell'onda elettromagnetica aumentasse, così la lunghezza d'onda decresce e si dice che la luce si sposta verso il blu (blueshift).
Se invece la sorgente si allontana dall'osservatore, la lunghezza d'onda sembra aumentare e si ha lo spostamento della luce verso il rosso (in inglese redshift).
Lo spostamento è direttamente proporzionale alla velocità della sorgente luminosa.

Questo fenomeno, scoperto da Slipher del Lowell Observatory fra il 1910 e il 1920, permise nel 1929 ad Hubble di capire che quasi tutte le galassie sembrano allontanarsi da noi, in quanto la radiazione che esse emettono è spostata verso il lato rosso dello spettro, cioé presentano redshift. Invece le poche che sembrano avvicinarsi a noi, perché dotate di blueshift, lo sono per moti locali superiori al tasso di recessione cosmologico locale.
Esso si calcola per mezzo delle righe spettrali identificabili, misurando la differenza tra la loro lunghezza d'onda e quella avrebbero se venissero emesse da una sorgente in quiete, divisa per lunghezza d'onda emessa dalla sorgente in quiete:

dove V è la velocità di allontanamento della galassia, d la sua distanza e Ho è la "costante" di Hubble.

L'Universo è dunque soggetto ad un moto di espansione generale !

Questo fatto da' l'impressione che la Terra sia il centro di un moto generale di recessione, mentre in realtà esso non ha un centro. Pensiamo ai punti disegnati su un palloncino che viene gonfiato; essi si allontanano l'uno dall'altro con velocità proporzionale alla loro distanza: ogni punto puo' essere considerato come il centro dell'espansione.
Allo stesso modo, noi non siamo al centro dell'espansione dell'Universo, ma in un suo punto qualsiasi: un altro osservatore, posto in un punto qualsiasi su un'altra galassia, vedrebbe esattamente le stesse cose che vediamo noi. Un altro duro colpo per l'orgoglio dell'uomo...
Questa situazione si verificò alla fine degli anni venti del nostro secolo; ma già dalla prima metà dell'Ottocento si sarebbe potuti giungere ad una conclusione analoga, interpretando correttamente la soluzione ad un problema per niente banale: perché la notte è buia ?

Olbers, ripensando al fatto che la notte è buia, si accorse che qualcosa non tornava. Se le stelle sono così tante ed una sola (il Sole) basta per illuminare il nostro giorno, perché la notte è così buia nonostante che osservino moltitudini di stelle ? Questa così comune constatazione, che ciascuno di noi nella sua vita forse si è chiesta a sua volta, pone serie limitazioni sulla risposta. Infatti, in base a calcoli matematici, si constaterebbe che, prima o poi, la luce di tutte le stelle raggiungerà la Terra; quindi, a partire da un certo momento in poi, la nostra notte (e quindi la "notte" di qualsiasi altro punto dell'universo a partire da un istante diverso per ciascuno di essi) cesserebbe di essere "notte", per diventare un perenne "giorno" illuminato dalla luce delle altre stelle.
La spiegazione di questa incongruenza implica che, l'universo non è costantemente "illuminato" a giorno dalla luce delle stelle, perché esso si espande. Conseguentemente la luce delle stelle che dovrebbero contribuire all'illuminazione a "giorno" della notte non ci è ancora giunta. L'universo è in perenne espansione !
Una così devastante implicazione non poteva venire accettata oltre un secolo e mezzo fa, quando tutte le "nebulose" visibili erano catalogate come oggetti della nostra Galassia, quindi non riconosciute come galassie a se stanti.
Hubble riuscì a scoprirne la vera natura, perché potè disporre del più grande telescopio del mondo allora in funzione, quindi potè risolvere le stelle più luminose di M 31 e latre galassie vicine. Inoltre, secondo alcuni critici, egli già aveva intuito cosa doveva cercare, quindi "ricostruì le prove che gli servivano a partire dal risultato (vero ricordiamoci) che doveva "scoprire".

La constatazione che l'Universo si espande ha posto un problema nuovo: quello della sua nascita. Il fatto che le galassie si stiano allontanando l'una dall'altra implica che, se ritornassero indietro con la stessa velocità, dopo qualche miliardo di anni si rincontrebbero, e tutta la materia che compone l'Universo formerebbe un agglomerato densissimo e molto caldo.
Questa considerazione ha condotto alla teoria evolutiva del Big Bang, cioé di un'enorme "esplosione" iniziale che diede origine all'Universo e che ne causò l'espansione che ancora oggi osserviamo. Ricordiamo nuovamente che questa espansione è generale ed interessa l'intero spaziotempo, quindi non è associabile ad un unico punto: ogni punto dell'intero spaziotempo è esso stesso centro d'espansione. E' un dificile da capire, soprattutto perchè noi siamo immersi indissolubilmente nel nostro spaziotempo quadridimensionale quindi, facendone parte dal di dentro, non possiamo visualizzarci l'effetto dal "di fuori". Ma matematicamente ciò è stato chiaramente dimostrato.

Secondo questa teoria, l'Universo primordiale sarebbe stato composto di materia densissima e caldissima, concentrata in uno spazio infinitesimo, una singolarità primordiale. Il suo stato fisico era così estremo che è difficile perfino da immaginare; solo la fisica teorica è in grado di descriverlo.
Esso sarebbe poi esploso e si sarebbe espanso, diventando sempre meno caldo e meno denso, fino ad assumere gradatamente l'aspetto con il quale oggi lo conosciamo. Dalla legge di Hubble si deduce che l'Universo è nato 12-20 miliardi di anni fa; in realtà, la determinazione della sua età è molto più complessa e rappresenta uno dei problemi principali che la cosmologia moderna si trova ad affrontare. Il valore maggiormente accettato è prossimo ai 15 milardi d'anni, compatibile con l'età delle galassie più lontane osservate e dei quasar, con l'età degli ammassi globulari più vecchi e altri dati osservativi e teorici.

Il valore della costante di Hubble attualmente accettato è compreso tra i 50 e i 100 Km/secondo*Megaparsec, con un valore maggiormente trovato di 65 Km/s*Mp. Le galassie si muovono quindi con velocità che crescono di 50-100 Km/sec per ogni Megaparsec di distanza da noi.
Tra i lavori sviluppati, emerge il fondamentale contributo del geniale matematico russo Alexander Friedmann (1888-1925), che negli anni 1922-1924, abbandonando la concezione che l'universo fosse statico e ritenendolo invece omogeneo e isotropo (e quindi in accordo con il principio cosmologico), pervenne con il solo puro calcolo matematico a un'intera classe di soluzioni delle equazioni di Einstein, private dell'ipotetico e ambiguo termine cosmologico.
Queste soluzioni implicano che l'universo si espande secondo una legge che è sostanzialmente quella di Hubble. E si deve sottolineare che sono i modelli di Friedmann, fondati sulle equazioni di campo originarie di Einstein, e non i modelli di Einstein o di de Sitter, a fornire la base matematica alla maggior parte delle teorie cosmologiche moderne.
Il lavoro iniziato da Friedmann, ripreso dall'abate G. Lemaitre nel 1927 e proseguito da H. P. Robertson e A. G. Walker, ha portato alla classificazione dei vari modelli cosmologici relativistici: Universo Aperto e Universo Chiuso, di cui l'Universo Piatto è il caso limite per Omega = 1.

Se la densità media della materia dell'universo è minore o uguale rispetto al valore di densità critica (proporzionale al quadrato della costante di Hubble e corrispondente al valore di 5*10^-30 g/cm³ se Ho vale 50 Km/s*Mpc, che equivale a dire 3 atomi d'idrogeno ogni metro cubo si spazio) allora l'universo dev'essere spazialmente infinito. In questo caso la presente espansione dell'universo durerà per sempre.
Se invece la densità dell'universo è maggiore di tale valore critico, allora il campo gravitazionale prodotto dalla materia incurva l'universo su se stesso; l'universo è finito benché illimitato (come la superficie di una sfera). In questo caso i campi gravitazionali sono abbastanza intensi per mettere fine col tempo all'espansione dell'universo; a questo punto si avrà il fenomeno inverso della contrazione (implosione), fino a raggiungere una densità indefinitamente grande (Big Crunch).

La densità critica può essere comparata con il punto di massima altezza di un sasso lanciato verso l'alto; anche qui la gravità esercita un'azione verso la velocità del sasso. Se la velocità è superiore a quella di fuga, il sasso non ricadrà più a terra e si perderà nello spazio (caso dell'espansione infinita); se il sasso dispone di una velocità inferiore a quella di fuga, allora ricadrà al suolo (caso dell'espansione finita e conseguente Big Crunch). Infine se la velocità è esattamente quella di fuga esso entrerà in orbita attorno alla Terra (caso limite dell'espansione dell'universo che dopo un tempo infinito si "arresta").
Questa analogia chiarisce perché non era stato possibile trovare soluzioni cosmologiche statiche alle equazioni di Einstein: direi che è estremamente improbabile trovare un sasso sospeso a mezz'aria. Anche se il fatto non era stato evidenziato negli anni venti, molte delle singole proprietà dei modelli di Friedmann possono essere calcolate quantitativamente mediante l'analogia gravitazionale del sasso, senza alcun riferimento alla Relatività Generale.
Al fine di calcolare il moto di una qualsiasi galassia tipica rispetto alla nostra, tracciamo una sfera con noi al centro e la galassia in questione alla superficie; il moto di questa galassia è precisamente quale sarebbe se la massa dell'universo constasse solo della materia contenuta in questa sfera e se all'esterno di essa non ci fosse niente.
Questo notevole risultato è espresso da un teorema, valido sia nella Teoria Gravitazionale di Newton sia in quella di Einstein, che dipende solo dalla simmetria sferica del sistema studiato; la versione di questo teorema nell'ambito della Relatività Generale fu dimostrata dal matematico americano G. D. Birkhoff nel 1923, ma per qualche decennio non ci si rese conto del suo significato cosmologico.

Possiamo servirci di questo teorema per calcolare la densità critica dei modelli di Friedmann. Quando tracciamo una sfera con noi al centro e una galassia remota alla superficie, possiamo usare la massa delle galassie comprese all'interno della sfera per calcolare la velocità di fuga, la velocità che una galassia alla superficie di tale sfera dovrebbe avere per evadere nell'infinito.
Risulta che questa velocità di fuga è proporzionale al raggio della sfera: quanto più grande è la sfera, tanto maggiore dev'essere la velocità per potersi sottrarre alla sua attrazione. Ma la legge di Hubble ci dice che anche la velocità di una galassia alla superficie della sfera è proporzionale al raggio della sfera, cioè alla distanza da noi. Così, benché la velocità di fuga dipenda dal raggio, il rapporto della velocità reale della galassia alla sua velocità di fuga non dipende dalle dimensioni della sfera, bensì è uguale per tutte le galassie, qualunque sia la galassia che poniamo al centro della sfera.
In dipendenza dai valori della costante di Hubble e della densità cosmica, ogni galassia che si muova secondo la legge di Hubble o supera la velocità di fuga ed evaderà all'infinito o avrà una velocità inferiore alla velocità di fuga e quindi in futuro ricadrà a un dato momento verso di noi.
La densità critica è, semplicemente, il valore della densità cosmica in corrispondenza del quale la velocità di fuga di ciascuna galassia eguaglia la velocità indicata dalla legge di Hubble.
La densità critica può dipendere solo dalla costante di Hubble e, di fatto, risulta essere in un rapporto di proporzionalità semplice col quadrato della costante di Hubble. La precisa dipendenza dal tempo delle dimensioni dell'universo può essere determinata ricorrendo a ragionamenti simili, ma i risultati sono piuttosto complessi.
Basti dire che inizialmente le dimensioni dell'universo variavano in ragione di una potenza semplice del tempo: la potenza di 2/3 se la densità di radiazione era trascurabile, la potenza di 1/2 se la densità di radiazione superava quella della materia. L'unico aspetto dei modelli di Friedmann che non poteva essere inteso senza l'ausilio della Relatività Generale è il rapporto fra densità e geometria: l'universo è aperto e infinito o chiuso e finito a seconda che la velocità delle galassie sia maggiore o minore della velocità di fuga.

Dopo varie ipotesi fatte nel decennio successivo che integravano o cercavano di modificare sostanzialmente le teorie di cui s'è parlato precedentemente, un salto significativo nelle conoscenze teoriche della cosmologia lo si fece alla metà degli '40.
Nel 1946 George Gamow (allievo di Friedmann all'università di Leningrado) previde l'esistenza di una radiazione di fondo di tipo termico deducendola essenzialmente dall'aspetto teorico del modello del Big Bang (memore degli insegnamenti che lo stesso Friedmann diede ai suoi allievi negli anni venti).
Egli calcolò per la temperatura attuale della radiazione di fondo il valore di 5 Kelvin e diede una giustificazione sul perché avrebbe dovuto provenire da ogni parte del cielo. Per il fatto che noi facciamo parte dell'universo e quindi del suo spaziotempo, non ha significato chiedersi che cosa ci sia stato prima del Big Bang: sarebbe come domandarsi cosa c'è a nord del Polo Nord !
Analogamente non ha senso chiedersi dove abbia avuto luogo il Big Bang. L'universo puntiforme non era un oggetto isolato nello spazio ma era l'universo intero e perciò la sola risposta possibile a questa domanda è che il Big Bang è accaduto ovunque. Quindi noi riceviamo il segnale della radiazione cosmica di fondo da ogni direzione (per cui si dice che è isotropa).

Gamow ipotizzò pure che i nuclei atomici più leggeri (idrogeno, elio, deuterio e litio) si siano formati nei primi istanti di vita del cosmo. Successivamente é stato verificato che, le quantità di tali elementi presenti nell'Universo, corrispondono con quelle previste dalla teoria, confermandone la validità.
Un'altra conferma è giunta nel 1965 con la casuale scoperta, da parte di Arno A. Penzias e Robert W. Wilson di una debole radiazione che permea tutto l'Universo, proveniente da tutte le direzioni. La scoperta fu veramente casuale, in quanto essi cercavano una causa terrestre al rumore residuo che continuavano a ricevere con la loro antenna dei Bell Laboratories. Capirono cosa avevano scoperto, solamente dopo che un loro collega li informò delle conclusioni di un convegno, a cui egli aveva partecipato alcuni mesi prima. Gli allievi di Gamow, sviluppando le idee del maestro, avevano elaborato una teoria ed avevano fatto alcune previsioni. Penzias e Wilson si trovarono così già pronta la soluzione alla causa del loro problema; questo valse loro il Premio Nobel per la Fisica, mentre a Gamow ed agli altri ricercatori non venne assegnato !
Penzias e wilson avevano scoperto la Radiazione di Fondo Cosmica, la quale ha un massimo d'intensità alla lunghezza d'onda di 2.7 cm e viene detta anche Radiazione di Fondo a Microonde.

Questa radiazione è il residuo di quella intensissima che rimase dopo il disaccoppiamento tra la materia e l'energia, avvenuto circa 300.000 anni dopo il Big Bang. Da allora si è raffreddata passando, da una temperatura di qualche migliaio di gradi, ai circa 2,7 K di oggi.
In realtà essa non l'unica radiazione di fondo, in quanto (non ancora rivelata) c'é anche una Radiazione di Fondo dei Neutrini, residuo ancora più arcaico di un'era precedente di disaccoppiamento.

Storia dell'Universo dal Big Bang alla formazione delle galassie

La teoria del Big Bang consente di spiegare un gran numero di osservazioni e perciò viene considerata un'ipotesi di lavoro attendibile; anche se presenta ancora qualche problema ed è stata più volte messa in discussione, attualmente non vi sono valide teorie alternative.

Ma che cos'è successo nelle prime fasi della vita dell'Universo?
L'Universo, secondo la fisica attuale, non può essere spiegato all'istante zero, bensì da un istante successivo, detto Tempo di Planck, posizionato 10^-43 secondi dopo il Big Bang.
Prima di questo istante, la fisica come noi la conosciamo è inapplicabile, in quanto tutta la materia e l'energia che componevano l'universo erano così concentrate da costituire una singolarità cosmologica: uno stato estremo, con densità ed energia infinite, nel quale lo spaziotempo della Relatività non ha nemmeno senso, e che non fa parte della fisica che conosciamo.
In realtà, negli ultimi anni, si sono fatti dei notevoli progressi nel comprendere questo stato estremo, al punto che ci sono già delle ipotesi su come opera ed addirittura su che cosa c'era prima di esso !!! Per saperne di più cliccate qui.

Al tempo di Planck, l'Universo era caldissimo (T=10³² K) ed aveva una dimensione di 10^-33 cm. Successivamente si formarono le prime particelle, i quarks, i quali produssero poi neutroni e protoni, con le relative antiparticelle. Materia e antimateria infatti sono sempre state presenti contemporaneamente (e negli stessi quantitativi) nell'Universo.
Dopo 10^-23 secondi, l'Universo era ancora piccolissimo, delle dimensioni di un protone. Da questo momento e fino a 10^-6 secondi dopo il Big Bang, protoni e antiprotoni si annichilirono, cioé collisero trasformando le rispettive masse (m) in energia (E), secondo l'equazione di Einstein E=mc².
In seguito comparvero elettroni ed antielettroni (positroni), che si annichilirono anch'essi. Le continue annichilazioni mantenevano enormi quantità di energia, sotto forma di radiazione elettromagnetica. L'Universo era dominato dalla radiazione e perciò questo periodo prende il nome di era radiativa.
Ad 1 minuto di età si formarono i primi nuclei atomici (deuterio, elio e litio): la temperatura dell'Universo era scesa sotto i 10 miliardi di gradi, così i protoni ed i neutroni rimasti cominciarono ad urtarsi con violenza minore e a dar luogo alle prime reazioni di fusione nucleare.

Dopo qualche migliaio di anni, l'Universo non era più dominato dalla radiazione, ma dalla materia; questa era però ancora immersa in una radiazione molto intensa ed energetica. La temperatura era ancora molto alta e, quindi, materia ed energia erano accoppiate, cioè si trasformavano continuamente l'una nell'altra.
Si dovette attendere fino a 300 mila anni dopo il Big Bang perchè la temperatura scendesse ancora ed esse si disaccoppiassero: da quel momento l'Universo diventò trasparente alla radiazione. Nel frattempo, gli elettroni si unirono ai nuclei per formare gli atomi, iniziando a creare la materia ordinaria, cioé quella che compone noi, gli esseri viventi, la Terra, le stelle.
Dopo qualche centinaio di milioni di anni, la temperatura era scesa sotto i 4.000 gradi; gli elettroni si combinarono con i nuclei: la materia divenne in gran parte elettricamente neutra e la sua interazione con la radiazione diventò molto meno frequente. La materia potè quindi cominciare ad aggregarsi ed in seguito si formarono le prime protogalassie: gigantesche nubi di gas freddissimo (-220 (C) che dettero origine alle galassie, per collasso gravitazionale, nel miliardo di anni successivo.

Non sappiamo ancora a che istante dal Big Bang, le galassie cominciarono a riunirsi in ammassi e quando iniziarono a formarsi le prime stelle. Le scuole di pensiero principali sono due: una afferma che la materia prima si aggregata in superammassi di galassie secondo gli schemi di distribuzione delle stringhe cosmiche primordiali, le quali hanno aggregato la materia attirandola con la loro immensa massa (e che quindi hanno funzionato come "germe" aggregatore). In seguito i superammassi di galassie si sono frazionati in ammassi di galassie e immediatamente dopo nelle galassie ordinarie. Questa ipotesi ha ancora molti punti contrastanti con le osservazioni, in quanto il tempo necessario per questi processi è molto più lungo dell'età degli ammassi globulari più vecchi (e quindi delle stelle più vecchie). Inoltre la distribuzione delle irregolarità prineve, quelle che poi hanno generato l'attuale forma a grandissima scala dell'universo (ad esempio le stringhe cosmiche), non è facilmente spiegabile con i dati osservativi, a meno che non si introducano ipotesi ad hoc.

La seconda ipotesi parte dalle stelle le quali, per successive aggregazioni, formarono gli ammassi globulari e le galassie, poi gli ammassi di galassie ed alla fine i superammassi di galassie. Qui sussiste il problema del tempo necessario alla strutturazione di simile gerarchia, in quanto è troppo breve per produrre le strutture osservate, quindi non si capisce ancora come sia avvenuto in realtà.

L'Universo, dopo il Big Bang, ha continuato ad espandersi e raffreddarsi, la radiazione a diventatare molto meno energetica e spostandosi a lunghezze d'onda maggiori (verso il rosso): il Cosmo ha cominciato ad assumere l'aspetto con il quale oggi lo conosciamo.

L'orizzonte cosmologico e il modello inflazionario

Dato che la velocità della luce è finita, e corrisponde a circa 299.792,5 km/s, quella che ci arriva oggi da galassie molto distanti è partita milioni o miliardi di anni fa, e quindi ci fornisce un'immagine di come queste erano milioni o miliardi di anni prima, durante le prime fasi della loro vita. Più distante è un oggetto nello spazio, più "giovane" lo vediamo.
La galassia più vicina alla nostra, quella di Andromeda, dista da noi "soltanto" due milioni di anni luce, ma con gli attuali strumenti è possibile osservare galassie e quasar distanti anche 13 miliardi di anni luce, cioè quando l'Universo era ancora molto giovane.
Come abbiamo visto, più una galassia è distante e più velocemente si allontana da noi, secondo la legge di Hubble. Dato che la velocità di allontanamento di una galassia viene misurata tramite il redshift (spostamento verso il rosso) del suo spettro, le galassie lontanissime vengono dette "galassie ad alto redshift" (gli oggetti studiati fino ad oggi hanno redshift superiori a 5, cioè la loro lunghezza d'onda è spostata di 5 volte rispetto al valore a riposo).

La loro osservazione è di estremo interesse per i cosmologi, dato che può fornire informazioni sull'Universo nei primi miliardi di anni dopo il Big Bang. Per questo motivo sono stati costruiti strumenti astronomici come il Telescopio Spaziale Hubble ed i nuovi telescopi giganti a terra (VLT, Keck, Subaru, LBT, eccetera).
Questi ultimi hanno diametri di 8-10 metri e sono dotati di particolari ottiche, abbinate a meccanismi per la loro deforazione controllata al computer, in modo da correggere le deformazioni delle immagini dovute al disturbo atmosferico, fino a precisioni impensabili pochi anni fa. Con ciò saranno in grado di compiere osservazioni sempre più profonde dello spazio, cioè sempre più indietro nel tempo, mentre si pensa di realizzare strumenti, a terra e nello spazio, sempre più ambiziosi.
Non tutto l'Universo, comunque, è accessibile alle nostre osservazioni, indipendentemente dalla potenza degli strumenti astronomici: se osserviamo per esempio una galassia distante 10 miliardi di anni luce, possiamo osservarla soltanto com'era 10 miliardi di anni fa, ma non com'era, poniamo, 8 miliardi di anni fa. La luce che essa ha emesso in quel momento ci arriverà solo tra 2 miliardi di anni.
Ovvero, in ogni istante ci sono settori dello spazio e del tempo (o meglio, dello spaziotempo) che sono a noi inaccessibili, così come parte del nostro passato è inaccessibile a galassie lontane. Questo limite definisce il cosiddetto orizzonte cosmologico, cioè quel settore dello spaziotempo accessibile a noi. Di tutto quello che sta al di fuori dell'orizzonte non possiamo avere informazioni.

L'orizzonte cosmologico ha costituito un problema per la teoria del Big Bang. Se due oggetti nello spazio sono in grado di comunicare tra loro per mezzo di un "segnale" (meccanico o luminoso), si dice che sono in contatto causale, nel senso che l'uno può provocare nell'altro un effetto, in conseguenza del segnale che gli invia (per esempio una perturbazione meccanica, o un irraggiamento luminoso).
I segnali viaggiano nello spazio ad una velocità finita, uguale o minore di "c" (la velocità della luce nel vuoto) a seconda che non o abbiamo massa, quindi gli effetti di un segnale emesso da un oggetto sull'altro, si faranno sentire solo un certo tempo, tanto maggiore tanto più distanti essi sono.
La regione dello spaziotempo entro la quale un corpo può avere con altri una relazione causa-effetto, si dice orizzonte causale anche se in alcuni acsi viene chiamato orizzonte-particella.
Dove sta il problema ?
Anche se vi sono addensamenti di galassie ed ammassi e regioni relativamente "vuote", l'Universo appare nel complesso omogeneo e isotropo (cioè ha le stesse proprietà nei vari punti dello spazio e nelle varie direzioni). Anche regioni dell'Universo tra loro molto lontane, ciascuna al di fuori dell'orizzonte causale dell'altra, sembrano avere proprietà simili. Nemmeno la luce, il segnale che viaggia più velocemente, avrebbe potuto metterle in contatto causa-effetto nel tempo trascorso.
Come hanno fatto allora a comunicarsi le informazioni che hanno permesso loro di "accordarsi" su proprietà simili ?

Nei primi anni '80, Alan Guth propose una modifica al modello classico del Big Bang, il cosiddetto modello inflazionario. Esso prevede che nei primi istanti di vita dopo il Big Bang, precisamente dopo 10^-35 secondi, l'Universo abbia subito una rapidissima espansione, detta inflazione, che nel giro di mille unità di tempo si è conclusa 10^-32 secondi dopo il Big Bang; il Cosmo aveva aumentato, in un tempo così piccolo, le sue dimensioni di un fattore 10⁵⁰.
Dopo questa fase, l'evoluzione sarebbe proseguita secondo la teoria classica del Big Bang.

Prima della fase inflattiva l'Universo era così piccolo che parti di materia, che adesso sono al di fuori dei rispettivi orizzonti causali, potevano trovarsi in contatto causa-effetto. Viene così risolto il problema dell'orizzonte, così come altri problemi della teoria classica del Big Bang, quali l'estrema omogeneità della materia, la curvatura così prossima a 1, eccetera.
Qual'è stata la causa del fenomeno inflazionario ? Secondo le ipotesi correnti, essa va ricercata nell'ambito della Grande Unificazione (G.U.T.) delle quattro interazioni fondamentali: la forza gravitazionale, quella elettromagnetica, quella nucleare debole e nucleare forte.
Le quattro forze della natura sarebbero manifestazioni diverse di un'unica interazione; attenzione: in questo breve scritto non si tratta l'ultima forza scoperta da un'equipe italiana, la forza gravitomagnetica, in quanto troppo recente come scoperta, perché si possa affermare con certezza come possa essere inquadrata nel contesto generale.
Alle altissime temperature e densità dei primi istanti di vita dell'Universo, esse erano indistinguibili; si sarebbero poi diversificate nel tempo, via via che l'Universo si raffreddava e si espandeva, generando ogni volta una transizione di fase, liberando energia che "riscaldava" nuovamente l'universo e producendo classi ben precise di particelle subatomiche. Queste classi di particelle segnano ciascuna separazione tra le forze, al punto che le varie "ere di separazione" vengono identificate con le particelle prodotte principalmente in quel preciso momento.
Fu proprio durante questo processo di diversificazione che avvenne l'inflazione, come conseguenza della rottura di simmetria tra la forza gravitazionale e le restanti tre. La separazione dell'ambito di influenza reciproco, potrebbe aver liberato un'energia così spaventosamente grande da far letteralmente esplodere l'Universo, al punto che dalle dimensioni più piccole di una particella subatomica alla fine si ritrovò più grande di un'ammasso di galassie.

Giova ricordare che la versione iniziale della Teoria Inflazionaria di Guth si è dimostrata parecchio lacunosa, a causa di incongruenze che le impedivano di essere accettata completamente. Il lavoro svolto da decine di fisici teorici, tra i quali si deve sottolineare quello di Steven Hawking (scopritore della Termodinamica dei Buchi Neri), 0 ha permesso di sviluppare quell'idea originale per portare alla luce la nuova versione pochi anni dopo la sua formulazione originale.
Ora si pensa che l'inflazione possa essere avvenuta anche in due riprese, con una prima fase iperresplosiva, quella classica, ed una seconda espansiva secondo un coefficiente di ingrandimento molto minore. Questa modifica serviva anche per ridurre la velocità d'espansione universale, in quanto, calcolato al tasso della prima, l'espansione del Cosmo avrebbe potuto essere così devastante da impedire alla fine l'aggregazione della materia come noi la conosciamo.
In poche parole, dai calcoli, sembrava che l'inflazione fosse stata troppo violenta e quindi la materia ordinaria non avrebbe avuto il tempo di aggregarsi in galassie e ammassi di galassie. Dalle maggiori conoscenze attuali sembrerebbe che il quadro funzioni, quindi ci sono buone speranze che possa essere vera.
Vogliamo sottolineare una conseguenza dell'inflazione: a causa della rapidissima espansione, la curvatura dello stesso universo, cioè la sua geometria, è vicina al valore di 1, essendo vincolata tra 0,5 al minimo e 2 al massimo. Perché ciò avvenga dopo un'espansione che dura da circa 15 miliardi d'anni, essa all'inizio doveva essere prossima a 1 con un errore estremamente piccolo, con un ordine di precisione migliore di quello di qualsiasi esperimento noi possiamo realizzare attualmente.
A questo punto s'insinua il dubbio che ciò implichi che la curvatura dello spaziotempo universale sia effettivamente 1: la geometria dell'Universo sarebbe allora quella che abbiamo studiato a scuola, la Geometria Euclidea, dove la somma degli angoli interni di un triangolo hanno il valore di 180°, eccetera !
A questo ci possiamo chiedere dove sia andata a finire tutta la materia che serve per "riempire" l'universo, se la curvatura è proprio 1, dato che la materia visibile è circa il 10% di quella che servirebbe. Questo problema è il grande fastidio della fisica moderna: dov'è andata a finire la materia restante ? O meglio si può dire: di che cos'è fatto il 90% della materia che non si riesce a rivelare ?

Un passo in avanti è stato compiuto nella metà del 1998, quando è stato annunciata l'osservazione dell'oscillazione di stato dei neutrini, i quali si trasformerebbero da elettronici in muonici o tauonici, e viceversa, reciprocamente. I neutrini che oscillano hanno necessariamente una massa maggiore di zero, anche se per ora si può solamente stabilire un limite massimo di quale essa sia per ciascun tipo.
Però essi sono talmente tanti, prodotti sia durante l'espansione dopo il Big bang dai fenomeni descritti sopra, sia nei fenomeni nucleari (fusione e fissione) che in quelli di interazione debole tra le particelle, da, nel caso avessero una massa maggiore di zero, spiegare almeno gran parte della massa mancante, se non proprio tutta.

Nello scopo di queste breve scritto, ci sono parecchi punti che dovrebbero essere maggiormente integrati, sia a causa di nuove scoperte che hanno modificato il quadro conosciuto, sia a causa delle estreme semplificazioni necessarie per lo scopo di questo scritto.
A tal riguardo, nel corso dei prossimi mesi, si realizzeranno pagine nuove linkate con il singolo argomento che verrà sviluppato maggiormente.
Si è scelta questa soluzione, per non appesantire troppo la "dimensione" di questo lavoro, permettendo quindi una lettura più agevole dello stesso; all'approfondimento si potrà arrivare dopo una prima lettura dell'insieme qui esposto.
Si pensa, indicativamente, che gli approfondimenti potranno essere oltre una decina, legati alla storia dell'evoluzione dello studio del ricercatore, alla fisica del fenomeno studiato ed alle nuove conoscenze introdotte a partire dagli anni venti con la Teoria di Friedman, dal 1967 con la Teoria delle Corde (e poi delle Supercorde, magari accennando brevemente alla Supersimmetria ora abbandonata), con lo sviluppo dell'Inflazione a due stadi, della Termodinamica Quantistica di Hawking, con la Teoria dell'Universo Frattale di Linde ed altri, con la Teoria M di Witten ed altri.