b'\n_START_ARTICLE_\nEt\xc3\xa0 dell\'universo\n_START_PARAGRAPH_\nViene comunemente chiamata et\xc3\xa0 dell\'Universo il tempo passato tra il Big Bang e il giorno d\'oggi. Le osservazioni attuali suggeriscono che quest\'et\xc3\xa0 sia di circa 13,82 miliardi di anni; le stime precedentemente accettate convergevano intorno a 13,72 miliardi di anni, con un\'incertezza di circa 120 milioni di anni. La gamma di incertezza viene ottenuta dall\'accordo di un certo numero di ricerche scientifiche. Varie misurazioni consentono di stimare accuratamente l\'et\xc3\xa0 dell\'universo. Queste includono le misure della radiazione cosmica di fondo e dell\'espansione dell\'Universo. Le misure della radiazione cosmica di fondo considerano il tempo di raffreddamento dell\'universo a partire dal Big Bang. Gli studi dell\'espansione dell\'universo permettono di calcolare una data probabile di inizio della suddetta espansione._NEWLINE_Non conoscendo ci\xc3\xb2 che precedette il Big Bang, l\'effettiva "et\xc3\xa0 dell\'Universo" potrebbe essere maggiore di quanto non si stimi al giorno d\'oggi.\n_START_SECTION_\nSpiegazione\n_START_PARAGRAPH_\nIl modello Lambda-CDM descrive l\'evoluzione dell\'Universo da uno stato primordiale denso, caldo e uniforme a quello presente lungo una fascia di 13,8 miliardi di anni di tempo cosmologico; questo modello \xc3\xa8 ben noto e compreso teoricamente e fortemente supportato da recenti osservazioni astronomiche ad alta precisione come quelle del WMAP. Al contrario, le teorie sull\'origine dello stato primordiale restano solo allo stato speculativo. La teoria dominante, quella dell\'inflazione cosmica, come il recente scenario ekpirotico, suggerisce che il cosmo originato dal Big Bang che noi osserviamo potrebbe essere parte di un universo pi\xc3\xb9 grande con propriet\xc3\xa0 fisiche completamente diverse e con una storia che si estende sicuramente prima di 13,8 miliardi di anni. Come verificare queste idee tuttavia non \xc3\xa8 certo chiaro, n\xc3\xa9 semplice._NEWLINE_Se si estrapola il modello lambda-CDM all\'indietro rispetto al primissimo stato conosciuto, questo raggiungerebbe istantaneamente (in una piccola frazione di secondo), un valore infinito fisicamente non trattabile, perch\xc3\xa9 non misurabile, un valore che in matematica prende il nome di singolarit\xc3\xa0. Questa singolarit\xc3\xa0, pur essendo l\'inizio della realt\xc3\xa0, ne resta esterna. \xc3\x88 per\xc3\xb2 utile per "tarare" il tempo successivo al Big Bang, la storia del nostro universo. Ad esempio, "10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb6 secondi dopo il Big Bang" \xc3\xa8 un\'era ben definita nell\'evoluzione dell\'Universo; in questo modo ha senso dire che la stessa era equivale a "13,8 miliardi di anni meno 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb6 secondi fa", ma questa stima non \xc3\xa8 applicabile da quando l\'ultimo intervallo di tempo passa dall\'incertezza del precedente._NEWLINE_Sebbene l\'Universo possa avere in teoria una storia pi\xc3\xb9 lunga, i cosmologi attualmente usano dire "et\xc3\xa0 dell\'Universo" per riferirsi alla durata dell\'espansione lambda-CDM, equivalente al tempo trascorso dal Big Bang.\n_START_SECTION_\nLimiti osservabili dell\'et\xc3\xa0 dell\'Universo\n_START_PARAGRAPH_\nPoich\xc3\xa9 l\'Universo deve come minimo avere la stessa et\xc3\xa0 di ci\xc3\xb2 che di pi\xc3\xb9 antico \xc3\xa8 contenuto al suo interno, molte osservazioni pongono un limite inferiore all\'et\xc3\xa0 dell\'Universo: queste includono ad esempio la temperatura delle nane bianche pi\xc3\xb9 fredde e il punto di cambio delle nane rosse.\n_START_SECTION_\nL\'et\xc3\xa0 come una funzione dei parametri cosmologici\n_START_PARAGRAPH_\nIl problema di determinare l\'et\xc3\xa0 dell\'Universo \xc3\xa8 fortemente legato al problema della determinazione dei valori dei parametri cosmici. Oggi questo \xc3\xa8 largamente svolto nel contesto del \xce\x9bCDM, dove si assume che l\'Universo contenga materia normale (barionica), materia oscura fredda, radiazione (inclusi sia i fotoni che i neutrini) e una costante cosmologica. Il contributo frazionale di ognuno all\'attuale densit\xc3\xa0 di energia dell\'Universo \xc3\xa8 data dai parametri di densit\xc3\xa0 , , and . Il modello esteso \xce\x9bCDM \xc3\xa8 descritto da un certo numero di altri parametri, ma per calcolare l\'et\xc3\xa0 questi tre descritti, insieme con il parametro di Hubble , sono i pi\xc3\xb9 importanti._NEWLINE_Se si avessero delle misure accurate di questi parametri, l\'et\xc3\xa0 dell\'Universo sarebbe determinata usando l\'equazione di Friedmann. Questa equazione correla il tasso di cambio del fattore scalare  alla materia contenuta nell\'universo. Ribaltando questa relazione possiamo calcolare il cambiamento nel tempo per il cambiamento nel fattore scalare e quindi calcolare l\'et\xc3\xa0 totale dell\'Universo integrando questa formula. L\'et\xc3\xa0  \xc3\xa8 quindi data da un\'espressione nella forma, _NEWLINE_dove la funzione  dipende solo dal contributo frazionario al contenuto di energia dell\'universo che deriva da diversi componenti. La prima osservazione che \xc3\xa8 possibile estrarre da questa formula \xc3\xa8 che \xc3\xa8 il parametro di Hubble che controlla l\'et\xc3\xa0 dell\'universo, con una correzione che sorge dal contenuto di materia e energia. Quindi una rozza stima dell\'et\xc3\xa0 dell\'universo si ottiene dall\'inverso del parametro di Hubble,_NEWLINE_Per ottenere un valore pi\xc3\xb9 accurato si deve calcolare il fattore di correzione . In generale questo deve essere fatto numericamente, e i risultati per una gamma di valori di parametri cosmologici sono mostrati in figura. Per i valori WMAP (,) = (0,266,0,732), indicati dal quadratino nell\'angolo superiore sinistro della figura, questo fattore di correzione \xc3\xa8 quasi uno: . Per un universo piatto senza alcuna costante cosmologica, mostrato dalla stella nell\'angolo inferiore destro,  \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 piccolo e quindi l\'Universo \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 giovane per un valore fisso del parametro di Hubble. Per ottenere questa cifra,  viene tenuto costante (equivalente all\'incirca a tenere costante la temperatura della radiazione cosmica di fondo) e il parametro della densit\xc3\xa0 di curvatura \xc3\xa8 fissato dal valore degli altri tre._NEWLINE_La Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) fu strumentale nello stabilire un\'et\xc3\xa0 accurata dell\'Universo, anche se altre misurazioni devono essere impiegate per ottenere un numero accurato. Le misurazioni CMB sono eccellenti per restringere i contenuti della materia_NEWLINE_ e il parametro di curvatura  non \xc3\xa8 cos\xc3\xac sensibile a  direttamente, in parte perch\xc3\xa9 la costante cosmologica diviene importante solo con un debole spostamento verso il rosso. Le pi\xc3\xb9 accurate determinazioni del parametro di Hubble  vengono dalle supernova di tipo Ia. Combinando queste misure si giunge al valore generalmente accettato per l\'et\xc3\xa0 dell\'universo considerato in seguito._NEWLINE_La costante cosmologica rende l\'universo "pi\xc3\xb9 vecchio" per il valore fissato degli altri parametri. Questo \xc3\xa8 significativo, in quanto, prima che la costante cosmologica fosse accettata generalmente, il modello del Big Bang aveva difficolt\xc3\xa0 a spiegare perch\xc3\xa9 gli ammassi globulari nella Via Lattea sembrano pi\xc3\xb9 vecchi dell\'et\xc3\xa0 dell\'universo come \xc3\xa8 stato calcolato tramite il parametro di Hubble ed un universo fatto solo di materia. Introducendo la costante cosmologica si dimostra che l\'universo \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 vecchio di questi ammassi, allo stesso modo come si spiegano altri aspetti che il modello cosmologico basato solo sulla materia non pu\xc3\xb2 spiegare.\n_START_SECTION_\nIpotesi di forte priorit\xc3\xa0\n_START_PARAGRAPH_\nIl calcolo dell\'et\xc3\xa0 dell\'universo risulta accurato solo se le ipotesi che vengono usate nel modello per stimarlo sono esse stesse accurate. Questo si riferisce a priorit\xc3\xa0 forti e essenzialmente implica l\'eliminazione dei potenziali errori nelle altre parti del modello per rendere la precisione degli attuali dati di osservazione direttamente nel risultato conclusivo. Sebbene questa non sia una procedura valida per tutti i contesti (come si nota nella nota basata sul fatto che si assume che il modello sottostante usato \xc3\xa8 corretto), l\'et\xc3\xa0 data \xc3\xa8 cos\xc3\xac accurata verso l\'errore specifico (in quanto questo errore rappresenta l\'errore nello strumento usato per raccogliere l\'input dei dati grezzi nel modello)._NEWLINE_L\'et\xc3\xa0 dell\'universo basata sul miglior adattamento  ai soli dati del WMAP \xc3\xa8 13,59\xc2\xb10,13 miliardi di anni (l\'estremo valore superiore di 13,72 include alcuni altri dati mischiati a questi).  Questo numero rappresenta la prima misurazione diretta accurata dell\'et\xc3\xa0 dell\'universo (altri metodi di solito implicano la legge di Hubble e l\'et\xc3\xa0 delle stelle pi\xc3\xb9 vecchie negli ammassi globulari, eccetera). \xc3\x88 possibile usare metodi differenti per determinare lo stesso parametro (in questo caso l\'et\xc3\xa0 dell\'universo) ed arrivare a differenti risposte senza ricadere negli errori. Per evitare meglio il problema, \xc3\xa8 di uso comune mostrare due insiemi di incertezze; uno relativo all\'attuale misura e l\'altro relativo agli errori sistematici del modello usato._NEWLINE_Una componente importante per le analisi di dati usata per determinare l\'et\xc3\xa0 dell\'universo (e generalmente per questo dall\'WMAP viene usata l\'analisi statistica bayesiana, che normalizza i risultati basati sulle priorit\xc3\xa0 (cio\xc3\xa8 il modello)). Questo qualifica una incertezza nella precisione della misura dovuta al particolare modello usato.'