Quella di un universo in accelerazione è una delle (presunte) scoperte scientifiche più clamorose degli ultimi anni. Ripercorro brevemente le tappe della scoperta per i lettori che non fossero informati sull'argomento.

E' noto che l'universo viene da una fase molto densa e calda, le cui vestigia sono giunte fino a noi sotto forma di radiazione fossile di fondo (o cosmic background). Il satellite COBE ha dimostrato che questa radiazione ha spettro planckiano, come ci si aspetterebbe da un corpo che si è raffreddato, ed è estremamente omogenea (possiede disomogeneità di solo una parte su diecimila), cosa che avvalla il modello di universo inflazionario.
D'altro canto, questo promettente modello avanza una richiesta molto stringente perché sia applicabile, e cioè che la densità media dell'universo sia esattamente uguale a quella necessaria per rendere la geometria dello spazio-tempo piatta.
Mi spiego meglio: è noto dalla relatività generale che la massa (e non solo essa) curva lo spazio attorno a se, per cui ci si attende che la materia dell'universo ne curvi lo spazio. Se però l'universo è passato attraverso una fase inflativa, questa deve aver "stirato" lo spazio rendendolo praticamente piatto, oltre che aver reso molto più omogeneo ed isotropo l'universo stesso, come COBE ha dimostrato.

Ora, è possibile calcolare quale sia la densità media di materia che è necessaria affinché l'universo risulti piatto ed esprimere la curvatura dello spazio servendosi del rapporto tra la densità reale dell'universo e quella teorica. Questo rapporto è convenzionalmente indicato con la lettera greca maiuscola omega (W). Se W >1 l'universo è più denso del necessario, per cui ha una geometria chiusa, se invece W <1 esso è troppo poco denso e la sua geometria è aperta.

Se computiamo tutta la materia visibile nello spazio, essa risulta troppo poca per chiudere lo spazio, in quanto essa è circa il 20% del valore critico; si esprime questo fatto dicendo che W _M=0,2 dove il pedice M sta per "materia". Questo fatto è però in contraddizione col modello di universo inflativo che richiede W =1, perciò si è cominciato a pensare che esista nello spazio una grande quantità di "materia oscura", cioè una qualche forma di materia che non emette luce ma che ha effetti gravitazionali consistenti, che contribuiscono al computo di W (per la verità, esiste anche tutta una serie di prove sperimentali che conferma l'esistenza della materia oscura).
Da questa valutazione è nato un intero filone della cosmologia sia teorica che sperimentale, nel tentativo di capire di che genere di materia si tratti e quali osservazioni potrebbero metterla in luce. Alcuni astronomi hanno pensato a nane brune ed a nane rosse, altri ad una massa dei neutrini, altri ancora a particelle non ancora scoperte perché interagiscono poco con la materia ordinaria (le cosiddette WIMPs - Weak Interacting Massive Particles), altri ancora alle particelle supersimmetriche teorizzate dai modelli di unificazione delle forze in fisica. Malgrado gli sforzi, però, nessuna osservazione ha mai dimostrato un contributo preponderante al valore di W .
In teoria, le leggere fluttuazioni residue della radiazione fossile di fondo possono dare un suggerimento sulla quantità totale di materia presente nell'universo, in quanto alcuni studi teorici hanno dimostrato che il valore di W _M influenza la distribuzione di queste fluttuazioni; sfortunatamente il satellite COBE non possedeva una sufficiente risoluzione spaziale per valutare questa distribuzione e dipanare il mistero; perciò in questi anni è in via di progettazione il suo successore, battezzato Planck, il cui lancio è previsto per il 2007 e che dovrebbe essere il grado, grazie alla risoluzione molto più elevata, di tracciare una mappa dettagliata della distribuzione del cosmic background.

C'è però un'altra possibilità da prendere in considerazione, per colmare il gap che separa l'attuale stima di W _M da 0,2 fino al fatidico e richiesto 1: originariamente, quando Einstein formulò la teoria della relatività, introdusse nelle sue equazioni un parametro (L) il cui effetto sarebbe equivalente ad una forza repulsiva che agisce sulle grandi distanze. Egli giustificò la sua scelta sostenendo che, altrimenti, un universo statico avrebbe dovuto collassare su se stesso e spiegò che la natura fisica di questo parametro, noto come "costante cosmologica", avrebbe dovuto essere cercata nella pressione che si sviluppa a causa dell'energia del vuoto quantistico. In altre parole, una delle previsioni della fisica quantistica è l'esistenza di un'"energia di punto zero", non nulla, che si presenta anche nel vuoto assoluto ed il cui effetto può essere percepito sulla geometria dello spazio.

Pochi anni dopo, Hubble scoprì l'espansione dell'universo e la costante cosmologica non era più necessaria per spiegarne il mancato collasso, così Einstein la cancellò dalle sue equazioni e la definì "il più grande errore della mia vita".
Eppure la costante cosmologica, oltre ad avere un effetto repulsivo, introdurrebbe un computo positivo al parametro di densità W , costituendo proprio quello che i cosmologi stanno cercando.
Nel 1998 gli astronomi del Supernova Cosmology Project hanno annunciato che, osservando alcune supernovae molto distanti, avrebbero trovato un indizio di un'espansione accelerata dell'universo, il che avvalorerebbe l'ipotesi dell'esistenza di L e contemporaneamente renderebbe conto del perché il termine W _M risulti irrimediabilmente minore di 1: in tal caso, il requisito da soddisfare sarebbe W _M+W _L =1 e non più semplicemente W _M=1.
L'idea di questi astronomi parte dalla considerazione che le supernovae di tipo Ia hanno tutte circa la stessa magnitudine assoluta nel punto di massima luminosità, perciò rappresentano una buona "candela standard" per misurarne la distanza, partendo dal presupposto che la loro luminosità apparente è legata solo a quella assoluta ed alla distanza. E' dunque possibile correlare il redshift della galassia che ospita la supernova con la sua distanza e testare così la legge di Hubble: se l'universo è in espansione accelerata le supernovae risulteranno leggermente più deboli di quanto atteso in base al redshift, se invece è in decelerazione esse saranno un poco più luminose.
La scoperta consiste proprio nell'aver notato che le supernovae distanti risultavano sempre un poco più deboli di quanto aspettato (circa mezza magnitudine), suggerendo un'espansione accelerata dell'universo e dunque tutte le citate conseguenze sulle teorie cosmologiche.