b"\n_START_ARTICLE_\nUniverso di de Sitter\n_START_SECTION_\nDescrizione\n_START_PARAGRAPH_\nUn universo de Sitter \xc3\xa8 un modello semplificato, privo di materia ordinaria e caratterizzato da una costante cosmologica positiva che ne determina il tasso di espansione (pi\xc3\xb9 \xc3\xa8 grande la costante cosmologica pi\xc3\xb9 \xc3\xa8 alto il tasso di espansione)._NEWLINE_Inoltre \xc3\xa8 caratterizzato da una legge di espansione di Hubble coerente nello spazio e anche nel tempo, soddisfacendo cos\xc3\xac al principio cosmologico perfetto, che assume isotropia e omogeneit\xc3\xa0 in tutto lo spazio-tempo. _NEWLINE_In una classe di modelli con diversi valori della costante di Hubble, l'universo statico sviluppato da Einstein pu\xc3\xb2 essere considerato come un caso speciale dell'universo de Sitter, nel quale l'espansione inflativa \xc3\xa8 leggermente positiva e finemente sintonizzata per annullare il collasso gravitazionale associato alla densit\xc3\xa0 della materia. Quindi a differenza di altri modelli FLRW, lo spazio di de Sitter pu\xc3\xb2 essere pensato come una soluzione statica per le equazioni di Einstein. _NEWLINE_Come modello per l'universo fisico, la soluzione di de Sitter non era considerata applicabile al nostro universo osservabile, fino a quando non furono sviluppati dei modelli per l'inflazione cosmica (dominante nel Big Bang) e per l'energia oscura (responsabile del Big Rip). Prima di allora si ipotizzava che il Big Bang implicasse solo l'accettazione del pi\xc3\xb9 debole principio cosmologico, che ritiene l'isotropia vera solo per estensioni spaziali ma non per estensioni temporali._NEWLINE_Un'applicazione dello spazio de Sitter modella dunque l'universo primordiale durante l'inflazione cosmica nei primi istanti del Big Bang. Molti modelli inflazionistici sono solo approssimativamente de Sitter e possono essere modellati dando al parametro di Hubble una dipendenza dal tempo lieve. Per semplicit\xc3\xa0, alcuni calcoli che coinvolgono l'inflazione nell'universo primordiale possono essere eseguiti nello spazio de Sitter piuttosto che in un universo inflazionario pi\xc3\xb9 realistico. Utilizzando l'universo de Sitter invece, dove l'espansione \xc3\xa8 veramente esponenziale, ci sono molte semplificazioni._NEWLINE_Per quanto riguarda la cosiddetta energia oscura, il nostro Universo \xc3\xa8 entrato nell'era dominata dall'energia oscura un paio di miliardi di anni fa, e il modello usato per descrivere l'espansione dell'universo sembra avvicinarsi a un modello di Universo de Sitter. L'accelerazione nell'espansione inflativa del nostro universo \xc3\xa8 associata ad una costante cosmologica non nulla e lievemente positiva, assimilabile alla cosiddetta energia oscura (energia positiva = pressione negativa di vuoto). Secondo tale modello, l'espansione esponenziale del fattore di scala implica che la distanza fisica tra due osservatori abbastanza lontani tra loro a un certo punto crescer\xc3\xa0 pi\xc3\xb9 velocemente della velocit\xc3\xa0 della luce, a quel punto i due osservatori non saranno pi\xc3\xb9 in grado di entrare in contatto causale tra loro. Pertanto un osservatore in un universo de Sitter vede un orizzonte degli eventi oltre il quale non pu\xc3\xb2 vedere n\xc3\xa9 apprendere informazioni. _NEWLINE_Se il nostro universo si sta avvicinando a un universo de Sitter, in un futuro remoto non sar\xc3\xa0 pi\xc3\xb9 possibile osservare altre galassie all'infuori della nostra Via Lattea e, via via che il processo andr\xc3\xa0 avanti e l'universo continuer\xc3\xa0 ad espandersi, tutta la materia e la radiazione saranno diluite e alla fine non ci sar\xc3\xa0 pi\xc3\xb9 materia ma solo energia del vuoto, fluttuazioni termiche, fluttuazioni quantistiche._NEWLINE_Questo \xc3\xa8 il cosiddetto Big Rip, e l\xc3\xac il nostro universo torner\xc3\xa0 ad essere un semplice Universo de Sitter, cos\xc3\xac come era nei suoi primissimi istanti."