Big Crunch: differenze tra le versioni
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In [[cosmologia (astronomia)|cosmologia]], il '''Big Crunch''' è un'ipotesi sul destino dell'[[Universo]]: sostiene che l'Universo smetterà di espandersi ed inizierà a collassare su se stesso. È esattamente simmetrico al [[Big Bang]].
==Descrizione==
Tale ipotesi sostiene che se la [[forza di gravità]] di tutta la [[Materia (fisica)|materia]] ed [[energia]] nell'orizzonte osservabile è abbastanza grande, allora essa può fermare l'espansione dell'Universo, e in seguito invertirla. L'Universo si contrarrebbe, e tutta la materia e l'energia verrebbero compresse in una [[singolarità gravitazionale]]. È impossibile dire cosa succederebbe in seguito, perché il tempo stesso si fermerebbe in questa singolarità. La possibilità di conciliare il "Big Crunch" con il [[secondo principio della termodinamica]] attende ancora una spiegazione.
Non è neppure chiaro cosa succederebbe negli istanti immediatamente precedenti. L'Universo non sarebbe esattamente simmetrico rispetto al momento della sua nascita, perché nel frattempo le [[stella|stelle]] hanno emesso una notevole quantità di energia. Quest'energia in più sembra però trascurabile rispetto al totale, e l'unica differenza sarebbe la presenza di numerosi [[buco nero|buchi neri]] di varie dimensioni, che tenderebbero a crescere velocemente via via che la materia verrebbe introdotta a forza nel loro interno dalla pressione esterna. Per poter descrivere compiutamente gli eventi finali occorrerebbe una teoria della [[gravità quantistica]], verso la quale si orienta molto lavoro teorico ma che è ancora da scoprire.
Perché questo accada, la [[densità]] media della materia-energia presente nell'Universo deve essere superiore ad un certo ''valore critico'', solitamente indicato con <math>\Omega</math> (e stimato in 3 protoni al metro cubo o energia equivalente), talché la curvatura complessiva dello [[spaziotempo]] risulti positiva, come la superficie di una [[sfera]]. Se la densità è invece minore del valore della ''densità critica'', la curvatura è negativa (come una superficie [[iperbole (geometria)|iperbolica]], simile ad una sella), e la gravità sarebbe troppo debole per poter contrastare l'espansione. Quest'ultima sarebbe rallentata, ma non fermata. Questi due casi, e il caso limite intermedio in cui la densità è esattamente uguale a quella critica, sono chiamati i 3 [[modello di Friedmann|modelli di Friedmann]]. Tutti e tre assumono che la [[costante cosmologica]] sia zero.
Recenti osservazioni (in particolare, l'osservazione di [[supernova]]e distanti, e la dettagliata mappatura della [[radiazione cosmica di fondo]]) hanno mostrato, con sorpresa della maggior parte degli scienziati, che l'espansione dell'Universo ''non'' è rallentata dalla gravità, ma sta invece ''[[Universo in accelerazione|accelerando]]'' (le evidenze sono considerate conclusive dalla maggior parte dei cosmologi a partire dal [[2002]]). Ciò nonostante recenti misurazioni hanno stimato che la ''densità media'' dell'Universo sarebbe pressoché uguale alla ''densità critica''. Sul raggiungimento della densità critica, e quindi sul [[destino ultimo dell'Universo]], hanno un grande peso la [[materia oscura]] e l'[[energia oscura]].
Nei modelli composti dalle equazioni di campo della [[Relatività generale]], l'accelerazione corrisponde ad un valore diverso da zero della [[costante cosmologica]], che a sua volta significa l'esistenza di una sostanza o campo misteriosi o una proprietà sconosciuta del vuoto stesso, che esercita una pressione negativa opposta alla gravità su grande scala. Il risultato sarebbe un [[Big Rip]] (''Grande Strappo'').
== Voci correlate ==
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