Un Universo non più statico: l'intuizione di Friedmann.

Gli anni dal 1915 al 1929 possono essere considerati il periodo di nascita della cosmologia moderna: nel 1915, infatti, Einstein elaborò la teoria della relatività generale, e nel 1929 Hubble giunse a determinare la continua espansione dell'Universo. Un aspetto interessante su cui concentrarsi è quello delle ipotesi sul "destino" dell'Universo elaborate proprio in quegli anni, in particolare su quella avanzata dal matematico russo Alexander Friedmann. Dall'applicazione della relatività generale al calcolo dell'espansione dinamica dell'Universo, infatti, Einstein ricavò che, prendendo per vero il cosiddetto "principio cosmologico", esso sarebbe stato destinato ad una progressiva contrazione che avrebbe originato un collasso. Ora, ad Einstein si deve riconoscere il merito di aver completamente rivoluzionato la fisica, e di aver mostrato un grande coraggio in questo; ma certamente in questo ambito, come ebbe a riconoscere egli stesso, prese "una cantonata". Dal momento che, infatti, all'epoca era opinione diffusa l'esistenza di un Universo statico ed "eterno", Einstein introdusse nelle equazioni che predicevano il collasso una costante, detta "costante cosmologica", il cui valore doveva corrispondere esattamente a quello necessario per bilanciare il risultato: altrimenti ci si sarebbe trovati dinanzi ad un Universo in movimento, fosse esso di espansione o di contrazione.

Nel 1922 Friedmann, un giovane matematico russo, iniziò a lavorare sulle equazioni di Einstein; le soluzioni che ne trovò furono decisamente sconvolgenti. Egli, infatti, si trovò di fronte allo stesso problema che Einstein aveva risolto con l'introduzione della costante cosmologica, ma lo affrontò in modo del tutto nuovo. Ottenne, quindi, che la soluzione di Einstein era soltanto una delle soluzioni possibili, mentre ne esistevano almeno altre tre completamente diverse (il tutto dipendeva dal parametro di densità Ω₀, ovvero il rapporto tra densità media dell'Universo, misurata per comodità nel momento presente, e densità critica, che risulta proporzionale al quadrato della costante di Hubble):

se Ω₀<1, la densità risulta minore di quella critica: l'espansione non potrà essere rallentata dal campo gravitazionale e pertanto l'Universo potrà proseguire la propria corsa verso l'espansione a velocità costante ("Universo aperto").

nel caso limite in cui Ω₀=1, la densità dell'Universo è esattamente uguale a quella critica e l'espansione proseguirà, rallentata sì dal campo gravitazionale, ma impossibile da invertire. Ecco così emergere il modello dell'"Universo piatto".

se Ω₀>1, la densità dell'Universo è maggiore della densità critica, e pertanto la forza gravitazionale tende ad incurvare lo spazio su sé stesso, rendendolo così descrivibile con la geometria non euclidea detta della "sella"; questo processo di curvatura culminerà prima o poi, all'aumentare della forza gravitazionale, con il cosiddetto "big crunch" (ipotesi dell'Universo chiuso).

Appena vide pubblicato il lavoro di Friedmann, Einstein lo bollò come un'"assurdità", e credette persino di poterne smentire i calcoli; ma, dopo numerosi anni, la comunità scientifica dovette accorgersi che era stato Friedmann, con la sua ipotesi di un Universo in movimento, a cogliere la verità.