Lo studio dell'Universo, cioè della sua natura, della sua origine, della sua struttura, della sua composizione, del suo movimento, ecc. è oggetto della cosmologia. Sin dall'antichità sono stati elaborati sempre nuovi modelli di Universo. Una prima teoria eliocentrica, nella quale cioè il Sole era posto al centro dell'Universo, fu esposta da Aristarco nel sec. III a. C. Il modello eliocentrico non ebbe però alcun seguito e in tutti i modelli successivi si pose la Terra al centro dell'U. con tutti gli altri corpi celesti, Sole e stelle fisse comprese, in rotazione attorno a essa.

Il primo e fondamentale modello geocentrico dell'U. è quello di Ipparco di Nicea (sec. II a. C.), il più grande astronomo di tutta l'antichità, pervenuto sino a noi nella rielaborazione di Tolomeo. Questo modello è pertanto noto con il nome di modello tolemaico. Nell'opera di Tolomeo (sec. II) venne realizzato un grandioso schema unitario che permise di spiegare l'intero Universo. Solo nel primo Rinascimento, la maggior precisione raggiunta nelle osservazioni rese necessario introdurre in esso così tante complicazioni da renderlo troppo farraginoso e di difficile uso. Nei calcoli pratici risultò quindi molto più comodo fare uso del modello di N. Copernico (1473-1543) esposto nella sua opera, De Revolutionibus orbium coelestium, che la tradizione vuole pubblicata nell'anno della sua morte. In esso venivano stabiliti i principi della teoria eliocentrica, con il Sole immobile al centro dell'U. e con la Terra e gli altri pianeti in moto attorno a esso. Poiché, però, Copernico assumeva per i pianeti delle orbite circolari, il suo modello restava ancora notevolmente complesso.

Fu Keplero a introdurre le orbite ellittiche e furono Galileo, Cartesio e Newton ad affrontare il problema del moto dei corpi celesti sotto l'aspetto dinamico. Le leggi della dinamica e la legge di gravitazione universale di Newton (1642-1727) permisero poi di costruire un modello di U. che giungerà praticamente inalterato sino al nostro secolo. Newton riteneva che tutta la materia fosse inizialmente dispersa in modo uniforme in uno spazio infinito e che poi si fosse contratta dando origine a un numero infinito di masse materiali distribuite in tutto l'U.; ciò forniva una possibile spiegazione all'origine del Sole edelle stelle, ma rendeva assolutamente impossibile determinare la dinamica di queste infinite masse. Nella seconda metà del sec. XVIII P. S. de Laplace avanzò l'idea che le nebulose fossero complessi sistemi stellari nei quali non era possibile distinguere le stelle perché si trovano troppo lontane da noi. Nel suo Traité de mécanique céleste, l'astronomia e lo studio della struttura e del moto delle diverse parti dell'U. diventò un problema di meccanica generale risolubile con le leggi del moto di Newton.

In assenza assoluta di perdite meccaniche per effetto di dissipazioni, appariva deducibile in teoria lo stato dinamico dell'U. in ogni suo momento – passato o futuro – a partire dallo stato attuale di ciascun suo componente. Con l'affermarsi della termodinamica classica, nel sec. XIX, per opera di Boltzmann, Kelvin e Maxwell, si pose peraltro il problema dell'entropia al quale l'U. – in modo non dissimile da ogni sistema fisico isolato – non sarebbe sfuggito.

L'applicazione di questo principio universale avrebbe avuto almeno due implicazioni paradossali: a) con un tempo infinitamente lungo a disposizione, non era comprensibile come il cosmo non avesse già raggiunto lo stato di disordine assoluto, ossia il completo equilibrio termodinamico fra tutte le sue parti, con il conseguente arresto di ogni evoluzione ulteriore, o in atto; b) in pratica, le condizioni finali dell'U. avrebbero finito col coincidere con quelle iniziali previste da Newton e, dato che non c'era ragione di ammettere intervalli cronologici preferenziali in un tempo infinitamente esteso più di quanta ce ne fosse nell'ammettere luoghi preferenziali in uno spazio infinitamente vasto, se ne concludeva che la materia cosmica non avrebbe mai avuto ragione di subire un'evoluzione qualsiasi. Nel 1826 H. Olbers sostenne un'argomentazione, nota tuttora come “paradosso di Olbers”.

Per un principio fondamentale di fotometria, l'illuminazione prodotta nel cielo dalle stelle – per ipotesi immobili nello spazio e in numero indefinito – dovrebbe risultare anch'essa infinita in qualunque direzione si guardi, cosa che palesemente non avviene in quanto il cielo notturno è buio. L'argomentazione di Olbers veniva perciò ad aggiungersi alle precedenti e a contrastare la concezione newtoniana di un U. statico e illimitato nel tempo e nello spazio. § Due conquiste concettuali decisive per la comprensione della struttura del cosmo avvennero a cavallo dei sec. XIX e XX grazie al matematico H. Minkowski e del fisico E. Mach. Una è stata l'introduzione del concetto di cronotopo (che impone la connessione fisica fra lo spazio e il tempo), l'altra del principio di equivalenza (le masse inerziali debbono considerarsi identiche alle masse gravitazionali) che concludeva un'annosa questione risalente a Newton stesso.

Le nuove concezioni indirizzarono Einstein alla revisione della cinematica e della dinamica classiche, che vennero da lui rielaborate rispettivamente nella teoria della relatività speciale e in quella della relatività generale. Einstein propose una visione rivoluzionaria dell'U. con l'attribuire al cronotopo di Minkowski – statico ed euclideo – condizioni dinamiche e geometriche strettamente determinate dalla presenza della materia e della radiazione cosmica, con il dimostrare, in particolare, come le proprietà gravitazionali consistano in un effetto inerziale prodotto dalle masse sul continuo spazio-temporale. Con la teoria della relatività, il problema dell'U. viene così a differenziarsi dall'impostazione classica nei seguenti punti: a) si basa sulle equazioni del campo gravitazionaleeinsteiniano anziché di quello newtoniano; b) contiene dieci potenziali, invece di uno, i quali, nel loro insieme, determinano la curvatura del continuo spazio-temporale; c) prende in considerazione effetti del tipo non lineare; d) anche la pressione radiativa contribuisce al campo gravitazionale. Come nella concezione newtoniana, nell'U. di Einstein vige il principio cosmologico, in virtù del quale tutte le sue proprietà fisiche non possono presentare differenze, se non locali, per un osservatore che le esamini muovendosi all'interno del fluido cosmico (ossia spostandosi da galassia a galassia). Pertanto, la materia riempie tutto lo spazio disponibile in modo isotropo, omogeneo e simmetrico. A differenza dello spazio newtoniano, il cronotopo appare limitato dalla propria curvatura; l'entità della quale, a sua volta, è funzione della densità della materia cosmica, in relazione agli effetti relativistici da essa suscitati. Peraltro, nel 1922, il matematico A. A. Friedmann, dopo averne studiato la stabilità, giungeva alla conclusione che l'U. einsteiniano è sottoposto a forze concomitanti e antagoniste – quella repulsiva dell'energia interna e quella attrattiva dell'energia gravitazionale – e che di conseguenza esso è soggetto a una evoluzione nel tempo, col variare il fattore di scala secondo tre modelli distinti (detti modelli di Friedmann) caratterizzati dal segno delle curvature spazio-temporali.

E, precisamente, essi sono rappresentati: dall'u. ellittico, a curvatura positiva, detto di Riemann; dall'u. piatto, pseudoeuclideo, a curvatura nulla, detto di Minkowski; dall'u. iperbolico, a curvatura negativa, detto di Lobac̆evskij. Nel primo modello di Friedmann prevalgono le forze gravitazionali: esso evolve a partire da un punto singolare, a concentrazione infinitamente grande, e da un volume nullo, fino a che raggiunge un massimo valore del fattore di scala. Dopo di che torna a contrarsi per annullarsi in un secondo punto singolare finale. Si tratta, perciò, di un u. chiuso che, eventualmente può tornare a descrivere il processo (u. ciclico).

Il secondo modello evolve anch'esso da un punto singolare iniziale, ma la sua espansione procede all'infinito, per inerzia, decelerando asintoticamente a zero, in perfetto equilibrio fra le forze antagoniste. Il terzo modello evolve ancora secondo un processo d'espansione; ma questo, pur decelerando progressivamente, si prolunga in modo indefinito poiché in esso prevalgono le forze repulsive: si tratta di un u. aperto. Al secondo modello andarono le simpatie dell'astronomo De Sitter e di Einstein; ma il padre della relatività – convinto assertore della staticità dell'U. – credette opportuno correggerne la trattazione introducendo nelle equazioni un termine correttivo, la costante cosmologica Λ, descrivente un'azione repulsiva a distanza, atta a produrre un'azione bilanciatrice nei confronti della gravità, sì da rendere statico il modello. Nell'u. di Einstein-De Sitter, la densità ρ_c della materia cosmologica risulta dell'ordine di 10^-30 g cm^-3: essa si rivela un valore critico per le densità effettive ρ_o in quanto discriminante fra il modello di u. iperbolico, o aperto (ρ_o<ρ_c) a espansione indefinita, e il modello ellittico, o chiuso (ρ_o>ρ_c). In seguito, l'espansione dell'U. venne ampiamente dimostrata dalla recessione generale delle galassie, cosicché la costante cosmologica apparve superflua e scomparve dalle equazioni. § Nel 1929 E. W. Hubble pubblicò l'articolo nel quale è enunciata la legge che porta il suo nome e secondo la quale nell'U. tutto avverrebbe come se le galassie si allontanassero le une dalle altre con velocità proporzionali alla distanza.

Hubble rinvenne una relazione di proporzionalità fra red shifts misurati – ossia fra le velocità di allontanamento – e distanze galattiche determinate con metodi fotometrici; ne ricavò un primo valore della costante H che da lui prende nome. Questo allontanamento a velocità crescenti fu quindi attribuito non a una generale quanto incomprensibile fuga delle galassie rispetto alla nostra, bensì all'effetto dell'espansione dello spazio cosmico (red shift cosmologico). Dal valore della costante di Hubble si poté così ricavare l'età dell'U., corrispondente al tempo passato da quando la distanza tra le galassie era nulla. Il valore della costante di Hubble, e quindi l'età dell'U., fu ritoccato più volte per tener conto di nuovi aspetti dei fenomeni che avevano permesso di calcolarla. Al tempo di Hubble era ritenuto maggiore di 500 km/s Mpc; nel 1955 fu portato a 200; oggi si ritiene che il valore più probabile sia 55. L'importanza del valore di questa costante è dovuta al fatto che essa permette di confrontare la validità dei modelli teorici di Fridman alla luce dei dati sperimentali. In effetti, il valore di H è legato fisicamente a quello della densità critica ρ_c: appare evidente come la sua precisa determinazione debba risultare preziosa onde stabilire se l'U. reale è descrivibile da un modello aperto, a espansione indefinita, ovvero da uno chiuso, destinato a contrarsi di nuovo nel futuro.

La valutazione sperimentale di H si configura in una problematica osservativa di estrema delicatezza, in quanto è necessario disporre, separatamente, di determinazioni di red shifts (velocità di recessione) e di distanze. Le stime di quest'ultime divengono, ovviamente, abbastanza critiche quando le sorgenti astronomiche si fanno remote. Le velocità di recessione delle sorgenti sono poi generalmente affette da movimenti locali in seno agli ammassi galattici di appartenenza, ed è indispensabile ricorrere a medie laboriose. In realtà, potrebbe risultare arbitrario estendere alle sorgenti le medesime proprietà fotometriche e dinamiche, in quanto sia le condizioni fisiche, sia il regime dell'espansione cosmologica relativi alle epoche alle quali risalgono le loro immagini, sono verosimilmente differenti. I cosmologi tengono in effetti conto del la quantità , detta parametro di decelerazione, connessa al progressivo rallentamento dell'espansione. Il parametro costituisce una grandezza correttiva per H, la quale ultima va intesa costante solo in senso spaziale e non anche in quello temporale.

Purtroppo, essendo anche q legato all'incerto valore della densità attuale della materia cosmica, risulta molto problematico stabilire il regime tenuto in passato dall'U. nel seguire l'espansione cosmologica. Di conseguenza, anche i valori di H ricavati dai forti red shifts misurati (e corretti) debbono essere considerati affetti da gravi incertezze. Altri elementi, non facilmente ponderabili, che intervengono ad alterare le caratteristiche fotometriche e morfologiche delle sorgenti cosmiche – quindi la stima delle loro distanze effettive – sono inerenti all'assorbimento della luce da parte della materia intergalattica e agli effetti deformanti prodotti dalla curvatura dello spazio. Un metodo diverso per aggirare gli ostacoli è quello dei “conteggi” delle radiosorgenti, che costituiscono notoriamente gli oggetti fra i più remoti di cui i cosmologi possano disporre. In generale, le osservazioni suggeriscono un quadro cosmologico nel quale l'espansione procede per inerzia, proprio sul limite di demarcazione fra quanto prevedono il modello chiuso e ilmodello aperto. Ciò, per altri versi, appare in netto contrasto con le determinazioni dirette della densità ρ_o della materia cosmica, la quale, almeno per quanto concerne la componente condensata in forme visibili (stelle, galassie, materia diffusa) non sembra eccedere l'ordine di 10^-31-10^-32 g cm^-3, ossia valori così bassi da non consentire giammai il sopravvento delle forze gravitazionali. In siffatte condizioni, l'U. sarebbe descrivibile dal modello aperto, o iperbolico, destinato a espansione indefinita.

Nella ricerca di una soluzione soddisfacente e definitiva, entra in modo determinante il problema della massa occulta, della quale cosmologi e astrofisici si stanno da tempo occupando. L'esistenza di tale materia è imposta dalle dinamiche che si riscontrano entro gli ammassi di galassie, ove il legame gravitazionale fra le parti non risulta a sufficienza giustificato dalla quantità di materia concentrata negli oggetti visibili. Poiché l'entità della materia diffusa sotto forma gassosa o corpuscolare non appare adeguata a ristabilire il bilancio, nel 1974 S. Hawking prese in considerazione l'eventualità che materia degenere, sotto forma di microbuchi neri di origine cosmologica potrebbe pervadere l'u. fin dai suoi primordi .