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in realtà non tutti gli scienziati hanno accettato di buon grado la teoria della relatività pure e semplice:
Le equazioni di campo, nella versione "semplice", hanno la forma
Ç=8(pgreco)GT
dove ç è il tensore che descrive la curvatura dello spazio, G la costante gravitazionale e T è il tensore stress-energia. La modifica proposta da Einstein per soddisfare le condizioni di stabilità fu l'inserimento a sinistra di un termine ? che compensasse la tendenza a contrarsi (o ad espandersi in altri modelli) dello spazio:
Ç+? g=8(pgreco)GT
dove g è la metrica dello spaziotempo. Essendo posta a sinistra, la costante veniva intesa come una proprietà dello spaziotempo.
Lavori successivi mostrarono però che il modello di Einstein non è stabile: qualunque minima perturbazione ne provoca o il collasso o l'espansione. Inoltre, le osservazioni di Hubble convinsero gli astronomi, a partire dal 1929, che l'universo è in espansione, e il modello di Einstein fu abbandonato dal suo stesso autore.
Anche i modelli in espansione possono però includere la costante cosmologica, il cui significato fisico è oggi associato all'energia del vuoto. Le osservazioni mostrano che l'espansione dell'universo sta accelerando, ed indicano in effetti la presenza di una costante cosmologica positiva. Il valore osservato è maggiore di zero, ma enormemente più piccolo di quello che ci si aspetterebbe dal punto di vista della fisica teorica, circa 10/120.
A differenza della costante di Einstein, si ipotizza che questo contributo sia dovuto alla densità d'energia del vuoto, ?vac, e si indica in questa maniera:
Ç=8(pgreco)G(T+?vac g)
La relazione fra la densita' ?vac e la costante cosmologica e' la seguente:
?= 8(pgerco)G/c(potenza 4) ?vac
Si ritiene che la densità d'energia del vuoto sia responsabile dell'energia oscura.
quindi la materia oscura:
In cosmologia, l'energia oscura è un'ipotetica forma di energia che si trova in tutto lo spazio ed ha una forte pressione negativa. Secondo la teoria della relatività, l'effetto di una tale pressione negativa è simile, qualitativamente, ad una forza antigravitazionale su larga scala. L'introduzione dell'energia oscura è al giorno d'oggi il modo più popolare fra i cosmologi per spiegare le osservazioni d'un universo in accelerazione come pure per colmare una significante porzione di massa mancante dell'universo (circa il 70%).
Due forme proposte di energia oscura sono la costante cosmologica, una densità d'energia costante che riempie omogeneamente lo spazio, e la quintessenza, un campo dinamico la cui densità d'energia varia nello spazio e nel tempo. Distinguere le possibilità richiede misure accurate dell'espansione dell'universo per capire come la velocità d'espansione cambi nel tempo. Il coefficiente d'espansione è parametrizzato dall'equazione di stato. Calcolare l'equazione di stato dell'energia oscura è uno degli sforzi più grandi nella cosmologia d'osservazione.
L'aggiunta di una costante cosmologica nella teoria base della cosmologia (vedi Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker) ha portato all'adozione di un modello chiamato modello Lambda-CDM. Questo modello è in accordo con le osservazioni cosmologiche confermate.
Il termine energia oscura fu coniato da Michael Turner.
Quintessenza
Alternativamente, l'energia oscura potrebbe derivare dall'eccitazione di particelle in alcuni tipi di campi dinamici, e chiamata quintessenza. Questa differisce dalla costante cosmologica in quanto può variare nello spazio e nel tempo. Affinché questa non formi strutture come materia, deve essere molto leggera in modo tale da avere una lunghezza d'onda di Compton molto grande.
Non ci sono prove dell'esistenza della quintessenza adesso, ma non può essere eliminata a priori. Generalmente prevede un'accelerazione minore dell'espansione dell'universo rispetto alla costante cosmologica. Alcuni scienziati ritengono che la miglior prova della quintessenza derivi dalla violazione del principio di equivalenza di Einstein e dalle variazioni delle costanti fondamentali nello spazio e nel tempo. I campi scalari sono previsti dal modello standard e dalla teoria delle stringhe, ma un problema simile a quello della costante cosmologica (o il problema della costruzione di modelli di inflazione cosmica) appare: la teoria della rinormalizzazione vuole che i campi scalari acquistino una grande massa.
Il problema della coincidenza cosmica si chiede come mai l'accelerazione cosmica cominci quando la si stima sia cominciata. Se fosse cominciata prima, nell'universo strutture come le galassie non avrebbero avuto il tempo per formarsi, vivere e, almeno per quanto sappiamo, di esistere. Chi sostiene il principio antropico vede questo come una forte prova della loro tesi. Ad ogni modo, molti modelli di quintessenza hanno un comportamento tale da risolvere il problema. In questi modelli, il campo della quintessenza ha una densità che traccia la densità della radiazione fino a che materia e radiazioni si equivalgono. Ciò fa sì che la quintessenza cominci a comportarsi come energia oscura, ed infine a dominare l'universo. Questo imposta la bassa scala d'energia dell'energia oscura.
Alcuni casi particolari di quintessenza sono l'energia fantasma, dove la densità dell'energia della quintessenza cresce con il tempo, e l'essenza-k (quintessenza cinetica), che possiede una forma non standard di energia cinetica. Queste possono avere proprietà inusuali: l'energia fantasma ad esempio può causare il Big Rip.