La costante cosmologica

Gli effetti dovuti alla presenza di una costante cosmologica non sono difficili da capire [Carrol et al., 1992].

Nell'Universo primordiale, la densità di energia e materia è molto più importante del termine $\Lambda$ nella parte destra dell'equazione di Friedmann (vedi equazione 1.13) e quindi ad alto redshift il contributo della costante cosmologica è praticamente trascurabile. Ma la densità media di materia diminuisce con l'espansione dell'Universo, e ad un redshift piuttosto basso ($z \sim 0.2$ per $\Omega_m=0.3$, $\Omega_\Lambda=0.7$) il termine $\Lambda$ diventa dominante. Attorno a questo redshift, il termine $\Lambda$ bilancia quasi l'attrazione gravitazionale e il fattore di scala $a \equiv (1+z)^{-1}$ cresce molto lentamente, sebbene alla fine cominci a crescere esponenzialmente appena l'Universo comincia ad inflazionarsi per il contributo sempre più dominante del fattore $\Lambda$. L'esistenza di un periodo di tempo durante il quale l'espansione rallenta mentre il tempo scorre spiega perché t₀, l'età dell'Universo, può essere più grande in universi con $\Lambda=1$ che in universi con $\Lambda=0$. Un altro effetto della costante cosmologica prevede una probabilità maggiore di trovare galassie nell'intervallo di redshift in cui l'espansione è rallentata e dunque anche una maggiore probabilità di lensing gravitazionale di queste galassie da parte dei quasar (che per la maggior parte si trovano a redshift $z \sim 2$).

Insomma la presenza del fattore $\Lambda$ presenta richieste ben precise alle osservazioni; richieste che sembrano ben accordarsi con i risultati osservativi ottenuti ad oggi (vedi Tabella 4.1).