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Cosa indicano i parametri

H0	La costante di Hubble lega la velocità di allontanamento delle galassie alla loro distanza, secondo la relazione v=H0d. Questa legge (verificata sperimentalmente da Edwin Hubble nel 1929) è la prova che l'Universo non è statico ma si sta espandendo e segna l'inizio della cosmologia moderna. H0 è pertanto una misura dell'attuale tasso di espansione dell'Universo, cioè di quanto velocemente si allontanano le galassie (in km/s) in base alla loro distanza (in Mpc, 1 Mpc=106 parsec). La determinazione della costante di Hubble comporta misurazioni di velocità (ottenibili facilmente) e di distanza (difficili da ottenere) delle galassie. L'unità di misura di H0 è km/(s·Mpc). Il rapporto H=v/d è in realtà una funzione del tempo: ciò che si chiama costante di Hubble è il valore della funzione H(t) per t=t0, con t0 età attuale dell'Universo, ossia H(t0)=H0. È importante misurare con precisione la costante di Hubble perché dal suo valore si determinano direttamente la densità critica e l'età dell'Universo (v. oltre). Esiste una relazione stretta tra i modelli cosmologici che assumono l'ipotesi di un Universo omogeneo e isotropo (cioè le cui caratteristiche siano indipendenti dalla posizione e dalla direzione) e la legge di Hubble: quest'ultima si ricava da tali modelli e ciò porta alla conclusione che in tale ambito l'Universo non può essere considerato statico. La costante di Hubble è definita in questo caso come (dR/dt)/R, con R=R(t) fattore di scala dell'Universo, ossia esprime la variazione delle dimensioni dell'Universo.
t0	Dalla legge di Hubble si nota che la quantità 1/H0 ha le dimensioni fisiche di un tempo. In effetti, poiché la costante di Hubble misura il tasso di espansione attuale dell'Universo, estrapolando all'indietro verso il Big Bang, dal suo inverso (o meglio, da una quantità proporzionale al suo inverso) si può ottenere una stima dell'età dell'Universo, in pratica il tempo impiegato dall'Universo per espandersi fino a oggi. Per fare ciò bisogna però conoscere come il tasso di espansione dell'Universo, cioè la quantità H(t) descritta sopra, è variato nel corso del tempo, ossia se l'Universo ha rallentato o accelerato la sua espansione (nei due casi, rispettivamente, l'Universo risulta più giovane o più vecchio, perché l'espansione è durata, sempre rispettivamente, di meno e di più). Ciò dipende dal modello cosmologico adottato e dalla densità attuale dell'Universo (v. oltre): più bassa è la densità di materia, maggiore è l'età dell'Universo, perché estrapolando all'indietro si ha una situazione in cui la materia non è stata in grado di opporsi con la sua forza gravitazionale all'espansione dell'Universo, cioè di rallentarla; l'età dell'Universo aumenta ancora se è presente, come sembra, una forma di energia oscura in grado di accelerare l'espansione (v. oltre).
W0 WL Wm Wb	Nell'assunzione che la materia sia distribuita nell'Universo in modo omogeneo e isotropo (cioè che appaia nello stesso modo dovunque e in ogni direzione), la distorsione dello spazio-tempo (dovuta agli effetti gravitazionali della materia, secondo la teoria della relatività generale) può presentarsi in una delle tre seguenti forme (mostrate schematicamente nell'immagine a fianco): curvatura positiva ed estensione finita (W0>1), come la superficie di una palla; curvatura negativa ed estensione infinita (W0<1), come la superficie di una sella; curvatura piatta ed estensione infinita (W0=1), la concezione ordinaria dello spazio (spazio euclideo). Il parametro W0 rappresenta il valore, calcolato sperimentalmente, della densità attuale di massa-energia dell'Universo (nell'ambito della relatività generale massa ed energia si equivalgono), espresso in unità di densità critica attuale rc, ossia W0=r/rc. La densità critica rc è una quantità teorica che corrisponde al caso di uno spazio piatto, ed è legata alla costante di Hubble dalla relazione rc=3(H0)2/8pG. Con il valore attuale di H0 si ha che oggi rc=10-29 g/cm3 (approssimativamente, sei atomi di idrogeno per metro cubo). Si noti quanto sia importante calcolare con accuratezza il valore di H0. Quindi, se W0>1 (ossia r>rc), l'Universo è chiuso e finito; se W0<1 (ossia r<rc), l'Universo è aperto e infinito; se W0=1 (ossia r=rc), l'Universo è piatto e infinito. Attualmente il valore di W0 è molto vicino a quello di rc. Alla valutazione osservativa di W0 contribuiscono diverse forme di materia: la materia barionica, la materia oscura e l'energia oscura. La densità barionica (espressa dal parametro Wb) è la materia ordinaria, composta principalmente di protoni, elettroni e neutroni. La materia oscura è una forma di materia non barionica che interagisce debolmente con la materia ordinaria; essa non è osservabile direttamente, bensì attraverso gli effetti della sua influenza gravitazionale (il suo contributo si ricava sottraendo quello della materia barionica dal parametro Wm, che esprime la densità di materia barionica più quella di materia oscura). Infine, l’energia oscura (WL) è una forma di materia sconosciuta, (o una proprietà del vuoto, al quale è associata una densità di energia), caratterizzata da una grande pressione negativa; è l’unica forma di materia che può accelerare l’espansione dell’Universo. Forti evidenze osservative indicano che attualmente l’Universo sta attraversando questa fase di accelerazione.
td zd	L'Universo primordiale era costituito da un gas caldo di protoni ed elettroni, che emetteva, diffondeva e riassorbiva continuamente le particelle di luce (fotoni). In questa situazione, la forte interazione tra le particelle costringeva i protoni, gli elettroni e i fotoni a comportarsi come un fluido, cosicché l'Universo era opaco nei confronti dei fotoni della radiazione cosmica di fondo. Come l'Universo si è espanso e la temperatura di questo fluido cosmico è diminuita, gli elettroni e i protoni hanno potuto combinarsi insieme per produrre atomi di idrogeno neutro. L'idrogeno è quasi completamente trasparente nei confronti dei fotoni della radiazione cosmica di fondo, che pertanto da questo momento (td) hanno potuto propagarsi liberamente nell'Universo. La radiazione cosmica di fondo che ancora si osserva si riferisce a quest'epoca, detta 'epoca di disaccopiamento', con riferimento al fatto che da questo momento in poi c'è stato disaccoppiamento tra la materia e la radiazione: in tutti gli istanti precedenti la temperatura della radiazione coincideva con quella della materia, poi la temperatura dei protoni e degli elettroni è diminuita (la materia si raffredda più rapidamente della radiazione) e i fotoni, disaccoppiati dalla materia, hanno avuto spazio libero nell'Universo. Descriviamo la situazione in altri termini. Prima dell'epoca del disaccoppiamento i fotoni erano continuamente deviati nel loro cammino dai protoni e dagli elettroni e non potevano muoversi liberamente; da td in poi la materia, passata allo stato neutro, si è così rarefatta da diventare trasparente alla radiazione e il cammino libero medio dei fotoni è diventato infinito. Ci si riferisce pertanto al tempo td parlando anche di 'superficie di ultimo scattering' (cioè di ultima deviazione, dei fotoni da parte dei protoni e degli elettroni), definita come la superficie (la 'fotosfera') dell'Universo all'epoca del disaccoppiamento: i fotoni della radiazione cosmica di fondo ci consentono di vedere nel passato fino a tale superficie. Con l'espansione dell'Universo la radiazione cosmica di fondo ha subito un continuo allungamento di lunghezza d'onda (in sostanza, perdita di energia); nell'ambito dello spettro elettromagnetico visibile, ciò corrisponde a uno spostamento verso il colore rosso, o, con terminologia inglese, redshift. Il parametro zd esprime il redshift della radiazione cosmica di fondo nel momento in cui si è formata, all'epoca del disaccoppiamento; nella descrizione dell'espansione dell'Universo z indica anche quanto è cresciuto l'Universo, quindi zd dà una misura della crescita dell'Universo dall'epoca del disaccoppiamento td a oggi.