Espansione dell'universo - Expansion of the universe

L' espansione dell'universo è l'aumento della distanza tra due date parti gravitazionalmente non legate dell'universo osservabile nel tempo. È un'espansione intrinseca per cui cambia la scala dello spazio stesso. L'universo non si espande "in" nulla e non ha bisogno di spazio per esistere "fuori". Tecnicamente, né lo spazio né gli oggetti nello spazio si muovono. Invece è la metrica (che governa la dimensione e la geometria dello spaziotempo stesso) che cambia di scala. Man mano che la parte spaziale della metrica dello spaziotempo dell'universo aumenta di scala, gli oggetti diventano più distanti l'uno dall'altro a velocità sempre crescenti. A qualsiasi osservatore nell'universo, sembra che tutto lo spazio si stia espandendo e che tutte le galassie più vicine (che sono legate dalla gravità) si allontanino a velocità proporzionali alla loro distanza dall'osservatore . Sebbene gli oggetti nello spazio non possano viaggiare più veloci della luce , questa limitazione non si applica ai cambiamenti nella metrica stessa. Pertanto a distanze sufficientemente grandi le velocità degli oggetti distanti superano anche la velocità della luce e diventano incapaci di essere osservati, limitando le dimensioni del nostro universo osservabile .

Per effetto della relatività generale , l'espansione dell'universo è diversa dalle espansioni e dalle esplosioni viste nella vita quotidiana. È una proprietà dell'universo nel suo insieme e si verifica in tutto l'universo, piuttosto che in una parte dell'universo. Pertanto, a differenza di altre espansioni ed esplosioni, non può essere osservato "dall'esterno" di esso; si crede che non ci sia "fuori" da cui osservare.

L'espansione metrica è una caratteristica chiave della cosmologia del Big Bang , è modellata matematicamente con la metrica Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker ed è una proprietà generica dell'universo in cui abitiamo. Tuttavia, il modello è valido solo su grandi scale (approssimativamente la scala degli ammassi di galassie e oltre), perché la gravità lega insieme la materia abbastanza fortemente che l'espansione metrica non può essere osservata su una scala più piccola in questo momento. Pertanto, le uniche galassie che si allontanano l'una dall'altra a causa dell'espansione metrica sono quelle separate da scale cosmologicamente rilevanti maggiori delle scale di lunghezza associate al collasso gravitazionale che sono possibili nell'età dell'universo data la densità della materia e il tasso di espansione medio . Si ritiene che in un futuro molto lontano la metrica supererà gradualmente la gravità che i corpi richiedono per rimanere legati insieme, il che significa che per qualsiasi osservatore nello spazio, tutte le galassie e gli altri oggetti tranne quelli più vicini si ritireranno sempre più e nel tempo diventeranno inosservabili .

Secondo la teoria dell'inflazione , durante l' epoca inflazionistica circa 10 −32 di secondo dopo il Big Bang , l'universo si espanse improvvisamente e il suo volume aumentò di un fattore di almeno 10 78 (un'espansione della distanza di un fattore di almeno 10 26 in ciascuna delle tre dimensioni), equivalente all'espansione di un oggetto di 1 nanometro (10 -9 m , circa la metà della larghezza di una molecola di DNA ) di una lunghezza di circa 10,6 anni luce (circa 10 17 m o 62 trilioni di miglia) lungo. Successivamente è proseguita un'espansione dello spazio molto più lenta e graduale, fino a quando a circa 9,8 miliardi di anni dopo il Big Bang (4 miliardi di anni fa) ha iniziato ad espandersi gradualmente più rapidamente , e lo sta ancora facendo. I fisici hanno postulato l'esistenza dell'energia oscura , che appare come una costante cosmologica nei modelli gravitazionali più semplici, come un modo per spiegare questa accelerazione tardiva. Secondo la più semplice estrapolazione del modello cosmologico attualmente preferito, il modello Lambda-CDM , questa accelerazione diventa più dominante nel futuro. Nel giugno 2016, gli scienziati della NASA e dell'ESA hanno riferito che è stato scoperto che l'universo si espande dal 5% al ​​9% più velocemente di quanto si pensasse in precedenza, sulla base di studi che utilizzano il telescopio spaziale Hubble .

Storia

Nel 1912, Vesto Slipher scoprì che la luce delle galassie remote era spostata verso il rosso , che in seguito fu interpretata come galassie che si allontanano dalla Terra. Nel 1922, Alexander Friedmann utilizzò le equazioni di campo di Einstein per fornire prove teoriche che l'universo si sta espandendo. Nel 1927, Georges Lemaître raggiunse indipendentemente una conclusione simile a Friedmann su base teorica, e presentò anche la prima prova osservativa di una relazione lineare tra la distanza delle galassie e la loro velocità di recessione . Edwin Hubble confermò osservativamente le scoperte di Lemaître due anni dopo. Assumendo il principio cosmologico , questi risultati implicherebbero che tutte le galassie si stanno allontanando l'una dall'altra.

Sulla base di grandi quantità di osservazioni sperimentali e di lavoro teorico, il consenso scientifico è che lo spazio stesso si sta espandendo e che si è espanso molto rapidamente entro la prima frazione di secondo dopo il Big Bang . Questo tipo di espansione è noto come "espansione metrica". In matematica e fisica, una " metrica " significa una misura della distanza, e il termine implica che il senso della distanza all'interno dell'universo stesso stia cambiando .

Inflazione cosmica

La spiegazione moderna per l'espansione metrica dello spazio è stata proposta dal fisico Alan Guth nel 1979 mentre studiava il problema del perché oggi non si vedono monopoli magnetici . Guth ha scoperto nella sua indagine che se l'universo contenesse un campo che ha uno stato di falso vuoto di energia positiva , allora secondo la relatività generale genererebbe un'espansione esponenziale dello spazio . Ci si rese subito conto che una tale espansione avrebbe risolto molti altri problemi di vecchia data. Questi problemi nascono dall'osservazione che per apparire come oggi, l'universo dovrebbe essere partito da condizioni iniziali molto finemente sintonizzate , o "speciali" al Big Bang. La teoria dell'inflazione risolve in gran parte anche questi problemi, rendendo così un universo come il nostro molto più probabile nel contesto della teoria del Big Bang . Secondo Roger Penrose , l'inflazione non risolve il problema principale che avrebbe dovuto risolvere, ovvero l'entropia incredibilmente bassa (con un'improbabilità dello stato dell'ordine di 1/10 10 128  ) dell'Universo primordiale contenuta nei gradi conformi gravitazionali di libertà (in contrasto con i gradi di libertà dei campi, come il fondo cosmico a microonde la cui levigatezza può essere spiegata dall'inflazione). Così, propone il suo scenario dell'evoluzione dell'Universo: la cosmologia ciclica conforme .

Non è stato scoperto alcun campo responsabile dell'inflazione cosmica. Tuttavia un tale campo, se trovato in futuro, sarebbe scalare . Il primo campo scalare simile dimostrato di esistere è stato scoperto solo nel 2012-2013 ed è ancora oggetto di ricerca. Quindi non è visto come problematico che non sia stato ancora scoperto un campo responsabile dell'inflazione cosmica e dell'espansione metrica dello spazio.

Il campo proposto e i suoi quanti (le particelle subatomiche ad esso correlate) sono stati denominati inflatone . Se questo campo non esistesse, gli scienziati dovrebbero proporre una spiegazione diversa per tutte le osservazioni che suggeriscono fortemente che si è verificata un'espansione metrica dello spazio, e si sta verificando ancora oggi molto più lentamente.

Panoramica delle metriche e delle coordinate di spostamento

Per comprendere l'espansione metrica dell'universo, è utile discutere brevemente che cos'è una metrica e come funziona l'espansione metrica.

Una metrica definisce il concetto di distanza , affermando in termini matematici come vengono misurate le distanze tra due punti vicini nello spazio, in termini di sistema di coordinate . I sistemi di coordinate localizzano i punti in uno spazio (di qualsiasi numero di dimensioni ) assegnando posizioni univoche su una griglia, note come coordinate , a ciascun punto. Latitudine e longitudine e i grafici xy sono esempi comuni di coordinate. Una metrica è una formula che descrive come misurare un numero noto come "distanza" tra due punti.

Può sembrare ovvio che la distanza sia misurata da una linea retta, ma in molti casi non lo è. Ad esempio, gli aerei a lungo raggio viaggiano lungo una curva nota come " cerchio massimo " e non una linea retta, perché questa è una metrica migliore per i viaggi aerei. (Una linea retta attraverserebbe la terra). Un altro esempio è la pianificazione di un viaggio in auto, in cui si potrebbe desiderare il viaggio più breve in termini di tempo di percorrenza - in tal caso una linea retta è una scelta sbagliata della metrica perché la distanza più breve su strada normalmente non è una linea retta, e anche il percorso più vicino a una linea retta non sarà necessariamente il più veloce. Un ultimo esempio è Internet , dove anche per le città vicine, il percorso più veloce per i dati può essere tramite i principali collegamenti che attraversano il paese e tornano indietro. In questo caso la metrica utilizzata sarà il tempo più breve che i dati impiegano per viaggiare tra due punti della rete.

In cosmologia, non possiamo usare un righello per misurare l'espansione metrica, perché le forze interne del nostro sovrano superano facilmente l'espansione estremamente lenta dello spazio, lasciando intatto il righello. Inoltre, qualsiasi oggetto sopra o vicino alla Terra che possiamo misurare viene tenuto insieme o allontanato da diverse forze che sono molto più grandi nei loro effetti. Quindi, anche se potessimo misurare la piccola espansione che sta ancora avvenendo, non noteremmo il cambiamento su piccola scala o nella vita di tutti i giorni. Su larga scala intergalattica, possiamo usare altri test di distanza e questi do mostrano che lo spazio è in espansione, anche se un righello sulla terra non poteva misurare.

L'espansione metrica dello spazio è descritta usando la matematica dei tensori metrici . Il sistema di coordinate che utilizziamo è chiamato " coordinate comoventi ", un tipo di sistema di coordinate che tiene conto del tempo, dello spazio e della velocità della luce e ci consente di incorporare gli effetti della relatività generale e ristretta .

Esempio: metrica "Circolo grande" per la superficie terrestre

Si consideri, ad esempio, la misurazione della distanza tra due punti sulla superficie terrestre. Questo è un esempio semplice e familiare di geometria sferica . Poiché la superficie della Terra è bidimensionale, i punti sulla superficie della Terra possono essere specificati da due coordinate, ad esempio latitudine e longitudine. La specifica di una metrica richiede che si specifichino prima le coordinate utilizzate. Nel nostro semplice esempio della superficie terrestre, potremmo scegliere qualsiasi tipo di sistema di coordinate che desideriamo, ad esempio latitudine e longitudine , o coordinate cartesiane XYZ . Una volta scelto un sistema di coordinate specifico, i valori numerici delle coordinate di due punti qualsiasi sono determinati in modo univoco e, in base alle proprietà dello spazio in discussione, viene stabilita matematicamente anche la metrica appropriata. Sulla superficie curva della Terra, possiamo vedere questo effetto nei voli delle compagnie aeree a lungo raggio dove la distanza tra due punti è misurata sulla base di un cerchio massimo, piuttosto che sulla linea retta che si potrebbe tracciare su una mappa bidimensionale della Terra. superficie. In generale, tali percorsi di minor distanza sono chiamati " geodetiche ". Nella geometria euclidea , la geodetica è una linea retta, mentre nella geometria non euclidea come sulla superficie terrestre, questo non è il caso. Infatti, anche il percorso del cerchio massimo più breve è sempre più lungo del percorso in linea retta euclidea che passa attraverso l'interno della Terra. La differenza tra il percorso in linea retta e il percorso del cerchio massimo di distanza più breve è dovuta alla curvatura della superficie terrestre. Mentre c'è sempre un effetto dovuto a questa curvatura, a brevi distanze l'effetto è abbastanza piccolo da essere impercettibile.

Sulle mappe piane, i cerchi massimi della Terra per lo più non sono mostrati come linee rette. In effetti, esiste una proiezione cartografica raramente utilizzata , vale a dire la proiezione gnomonica , in cui tutti i cerchi massimi sono mostrati come linee rette, ma in questa proiezione la scala delle distanze varia molto nelle diverse aree. Non esiste una proiezione cartografica in cui la distanza tra due punti qualsiasi sulla Terra, misurata lungo le geodetiche del cerchio massimo, sia direttamente proporzionale alla loro distanza sulla mappa; tale precisione è possibile solo con un globo.

Tensori metrici

Nella geometria differenziale , la colonna portante della matematica per la relatività generale , si può definire un tensore metrico che caratterizzi con precisione lo spazio che viene descritto spiegando il modo in cui le distanze dovrebbero essere misurate in ogni possibile direzione. La relatività generale invoca necessariamente una metrica in quattro dimensioni (una di tempo, tre di spazio) perché, in generale, diversi sistemi di riferimento sperimenteranno intervalli di tempo e spazio diversi a seconda del sistema inerziale . Ciò significa che il tensore metrico nella relatività generale mette in relazione precisamente come due eventi nello spaziotempo sono separati. Un'espansione metrica si verifica quando il tensore metrico cambia con il tempo (e, in particolare, ogni volta che la parte spaziale della metrica diventa più grande con il passare del tempo). Questo tipo di espansione è diverso da tutti i tipi di espansioni ed esplosioni comunemente visti in natura in non piccola parte perché i tempi e le distanze non sono gli stessi in tutti i sistemi di riferimento, ma sono invece soggetti a modifiche. Una visualizzazione utile è avvicinarsi al soggetto piuttosto che agli oggetti in uno "spazio" fisso che si allontana nel "vuoto", come lo spazio stesso che cresce tra gli oggetti senza alcuna accelerazione degli oggetti stessi. Lo spazio tra gli oggetti si restringe o cresce man mano che le varie geodetiche convergono o divergono.

Poiché questa espansione è causata da cambiamenti relativi nella metrica che definisce la distanza, questa espansione (e il risultante movimento a parte degli oggetti) non è limitata dal limite superiore della velocità della luce della relatività speciale . Due sistemi di riferimento globalmente separati possono allontanarsi più velocemente della luce senza violare la relatività speciale, sebbene ogni volta che due sistemi di riferimento divergano l'uno dall'altro più velocemente della velocità della luce, ci saranno effetti osservabili associati a tali situazioni, inclusa l'esistenza di vari sistemi cosmologici orizzonti .

La teoria e le osservazioni suggeriscono che molto presto nella storia dell'universo, c'è stata una fase inflazionistica in cui la metrica è cambiata molto rapidamente e che la restante dipendenza dal tempo di questa metrica è ciò che osserviamo come la cosiddetta espansione di Hubble , il movimento oltre a tutti gli oggetti non legati gravitazionalmente nell'universo. L'universo in espansione è quindi una caratteristica fondamentale dell'universo che abitiamo, un universo fondamentalmente diverso dall'universo statico che Albert Einstein considerò per la prima volta quando sviluppò la sua teoria gravitazionale.

Coordinate di como

Nello spazio in espansione, le distanze adeguate sono quantità dinamiche che cambiano con il tempo. Un modo semplice per correggere ciò è utilizzare coordinate comoventi che rimuovono questa caratteristica e consentono una caratterizzazione di diverse posizioni nell'universo senza dover caratterizzare la fisica associata all'espansione metrica. Nelle coordinate comoventi, le distanze tra tutti gli oggetti sono fisse e le dinamiche istantanee della materia e della luce sono determinate dalla normale fisica della gravità e della radiazione elettromagnetica . Qualsiasi evoluzione temporale, tuttavia, deve essere considerata tenendo conto dell'espansione della legge di Hubble nelle equazioni appropriate oltre a qualsiasi altro effetto che può essere operante ( gravità , energia oscura o curvatura , per esempio). Le simulazioni cosmologiche che attraversano frazioni significative della storia dell'universo devono quindi includere tali effetti al fine di fare previsioni applicabili per la cosmologia osservativa .

Comprendere l'espansione dell'universo

Misurazione dell'espansione e variazione del tasso di espansione

Quando un oggetto si sta allontanando, la sua luce viene allungata ( redshift ). Quando l'oggetto si avvicina, la sua luce viene compressa ( blueshifted ).

In linea di principio, l'espansione dell'universo potrebbe essere misurata prendendo un righello standard e misurando la distanza tra due punti cosmologicamente distanti, aspettando un certo tempo, e poi misurando nuovamente la distanza, ma in pratica i righelli standard non sono facili da trovare su le scale cosmologiche e le scale temporali su cui sarebbe visibile un'espansione misurabile sono troppo grandi per essere osservabili anche da più generazioni di umani. L'espansione dello spazio è misurata indirettamente. La teoria della relatività predice i fenomeni associati all'espansione, in particolare la relazione redshift -contro-distanza nota come Legge di Hubble ; forme funzionali per misure di distanza cosmologiche che differiscono da quanto ci si aspetterebbe se lo spazio non si espandesse; e un cambiamento osservabile nella materia e nella densità di energia dell'universo visto in diversi tempi di ricerca .

La prima misurazione dell'espansione dello spazio è arrivata con la realizzazione da parte di Hubble della relazione velocità/redshift. Più recentemente, confrontando la luminosità apparente di candele standard distanti con lo spostamento verso il rosso delle loro galassie ospiti, è stato misurato che il tasso di espansione dell'universo è H 0 = 73,24 ± 1,74 (km/s)/Mpc . Ciò significa che per ogni milione di parsec di distanza dall'osservatore, la luce ricevuta da quella distanza è cosmologicamente spostata verso il rosso di circa 73 chilometri al secondo (160.000 mph). D'altra parte, assumendo un modello cosmologico, ad esempio il modello Lambda-CDM , si può dedurre la costante di Hubble dalla dimensione delle maggiori fluttuazioni osservate nel Cosmic Microwave Background . Una costante di Hubble più alta implicherebbe una dimensione caratteristica più piccola delle fluttuazioni del CMB e viceversa. La collaborazione di Planck misura il tasso di espansione in questo modo e determina H 0 = 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc . C'è un disaccordo tra le due misurazioni, la scala della distanza è indipendente dal modello e la misurazione CMB che dipende dal modello adattato, il che suggerisce una nuova fisica oltre i nostri modelli cosmologici standard.

Il parametro Hubble non è pensato per essere costante nel tempo. Ci sono forze dinamiche che agiscono sulle particelle nell'universo che influenzano il tasso di espansione. In precedenza ci si aspettava che il parametro di Hubble sarebbe diminuito col passare del tempo a causa dell'influenza delle interazioni gravitazionali nell'universo, e quindi c'è un'ulteriore quantità osservabile nell'universo chiamata parametro di decelerazione che i cosmologi si aspettavano fosse direttamente correlata al densità di materia dell'universo. Sorprendentemente, il parametro di decelerazione è stato misurato da due diversi gruppi per essere inferiore a zero (in realtà, coerente con -1), il che implicava che oggi il parametro di Hubble sta convergendo a un valore costante col passare del tempo. Alcuni cosmologi hanno chiamato in modo stravagante l'effetto associato all'"universo in accelerazione" il " strattone cosmico ". Per la scoperta di questo fenomeno è stato assegnato il Premio Nobel per la Fisica 2011 .

Nell'ottobre 2018 gli scienziati hanno presentato una nuova terza via (due metodi precedenti, uno basato sui redshift e l'altro sulla scala delle distanze cosmiche , hanno dato risultati non concordanti), utilizzando informazioni provenienti da eventi di onde gravitazionali (in particolare quelli che coinvolgono la fusione di stelle di neutroni , come GW170817 ), di determinare la costante di Hubble , essenziale per stabilire il tasso di espansione dell'universo.

Misurare le distanze nello spazio in espansione

Due viste di un'immersione isometrica di parte dell'universo visibile per gran parte della sua storia, che mostrano come un raggio di luce (linea rossa) può percorrere una distanza effettiva di 28 miliardi di anni luce (linea arancione) in soli 13 miliardi di anni di tempo cosmologico . ( Dettagli matematici )

A scale cosmologiche, l'universo attuale è geometricamente piatto all'interno dell'errore sperimentale, e di conseguenza le regole della geometria euclidea associate al quinto postulato di Euclide valgono , sebbene in passato lo spaziotempo avrebbe potuto essere molto curvo. In parte per adattarsi a geometrie così diverse, l'espansione dell'universo è intrinsecamente relativistica generale . Non può essere modellato solo con la relatività speciale : sebbene tali modelli esistano, sono in contrasto fondamentale con l'interazione osservata tra materia e spaziotempo vista nel nostro universo.

Le immagini a destra mostrano due viste di diagrammi spaziotemporali che mostrano la geometria su larga scala dell'universo secondo il modello cosmologico ΛCDM . Due delle dimensioni dello spazio vengono omesse, lasciando una dimensione dello spazio (la dimensione che cresce man mano che il cono si ingrandisce) e una del tempo (la dimensione che procede "su" la superficie del cono). L'estremità circolare stretta del diagramma corrisponde a un tempo cosmologico di 700 milioni di anni dopo il Big Bang, mentre l'estremità larga è un tempo cosmologico di 18 miliardi di anni, dove si può vedere l'inizio dell'espansione accelerata come un allargamento verso l'esterno del spaziotempo, una caratteristica che alla fine domina in questo modello. Le linee della griglia viola segnano il tempo cosmologico a intervalli di un miliardo di anni dal Big Bang. Le linee della griglia ciano delimitano la distanza in movimento a intervalli di un miliardo di anni luce nell'era attuale (meno nel passato e più nel futuro). Si noti che l'arricciatura circolare della superficie è un artefatto dell'incastonatura senza alcun significato fisico ed è fatto puramente a scopo illustrativo; un universo piatto non si ripiega su se stesso. (Un effetto simile può essere visto nella forma tubolare della pseudosfera .)

La linea marrone sul diagramma è la linea del mondo della Terra (o più precisamente la sua posizione nello spazio, anche prima che si formasse). La linea gialla è la linea d'universo del quasar più lontano conosciuto . La linea rossa è il percorso di un raggio di luce emesso dal quasar circa 13 miliardi di anni fa e che raggiunge la Terra ai giorni nostri. La linea arancione mostra la distanza attuale tra il quasar e la Terra, circa 28 miliardi di anni luce, che è una distanza maggiore dell'età dell'universo moltiplicata per la velocità della luce, ct .

Secondo il principio di equivalenza della relatività generale, le regole della relatività ristretta sono valide localmente in piccole regioni dello spaziotempo approssimativamente piatte. In particolare, la luce viaggia sempre localmente alla velocità c ; nel diagramma ciò significa, secondo la convenzione di costruire diagrammi spazio-temporali, che i fasci di luce formano sempre un angolo di 45° con le linee della griglia locale. Non ne consegue, tuttavia, che la luce percorra una distanza ct in un tempo t , come illustra la linea d'universo rossa. Sebbene si muova sempre localmente in c , il suo tempo di transito (circa 13 miliardi di anni) non è correlato alla distanza percorsa in alcun modo semplice, poiché l'universo si espande mentre il raggio di luce attraversa lo spazio e il tempo. La distanza percorsa è quindi intrinsecamente ambigua a causa della scala mutevole dell'universo. Tuttavia, ci sono due distanze che sembrano fisicamente significative: la distanza tra la Terra e il quasar quando la luce è stata emessa, e la distanza tra loro nell'era attuale (prendendo una fetta del cono lungo la dimensione definita come la dimensione spaziale ). La prima distanza è di circa 4 miliardi di anni luce, molto più piccola di ct , mentre la seconda distanza (indicata dalla linea arancione) è di circa 28 miliardi di anni luce, molto più grande di ct . In altre parole, se lo spazio non si espandesse oggi, la luce impiegherebbe 28 miliardi di anni per viaggiare tra la Terra e il quasar, mentre se l'espansione si fosse fermata in precedenza, ci sarebbero voluti solo 4 miliardi di anni.

La luce ha impiegato molto più tempo di 4 miliardi di anni per raggiungerci sebbene fosse emessa da soli 4 miliardi di anni luce di distanza. In effetti, la luce emessa verso la Terra si stava effettivamente allontanando dalla Terra quando è stata emessa per la prima volta; la distanza metrica dalla Terra è aumentata con il tempo cosmologico per i primi miliardi di anni del suo tempo di viaggio, indicando anche che l'espansione dello spazio tra la Terra e il quasar all'inizio era più veloce della velocità della luce. Nessuno di questi comportamenti deriva da una proprietà speciale dell'espansione metrica, ma piuttosto da principi locali di relatività speciale integrati su una superficie curva.

Topologia dello spazio in espansione

Una rappresentazione grafica dell'espansione dell'universo dal Big Bang ai giorni nostri, con l'epoca inflazionistica rappresentata come l'espansione drammatica della metrica vista a sinistra. Questa visualizzazione può creare confusione perché sembra che l'universo si stia espandendo in uno spazio vuoto preesistente nel tempo. Invece, l'espansione ha creato, e continua a creare, tutto lo spazio e il tempo conosciuti.

Nel tempo , lo spazio che compone l' universo si sta espandendo. Le parole " spazio " e " universo ", a volte usate in modo intercambiabile, hanno significati distinti in questo contesto. Qui "spazio" è un concetto matematico che sta per la varietà tridimensionale in cui sono incorporate le nostre rispettive posizioni mentre "universo" si riferisce a tutto ciò che esiste, inclusa la materia e l'energia nello spazio, le extra-dimensioni che possono essere avvolte in varie stringhe e il tempo attraverso il quale avvengono i vari eventi. L'espansione dello spazio si riferisce solo a questa varietà 3-D; cioè, la descrizione non implica strutture come dimensioni extra o un universo esterno.

La topologia ultima dello spazio è a posteriori – cosa che in linea di principio deve essere osservata – in quanto non ci sono vincoli che possono essere semplicemente ragionati (in altre parole non possono esserci vincoli a priori ) su come lo spazio in cui viviamo è connesso o se si avvolge su se stesso come uno spazio compatto . Sebbene alcuni modelli cosmologici come l'universo di Gödel permettano persino bizzarre linee d' universo che si intersecano con se stesse, alla fine la domanda se siamo in qualcosa come un " universo di Pac-Man " dove se viaggiare abbastanza lontano in una direzione permetterebbe semplicemente di finire tornare nello stesso posto come fare tutto il giro della superficie di un pallone (o di un pianeta come la Terra) è una questione osservativa che è vincolata come misurabile o non misurabile dalla geometria globale dell'universo . Allo stato attuale, le osservazioni sono coerenti con il fatto che l'universo è infinito in estensione e semplicemente connesso, sebbene siamo limitati nel distinguere tra proposte semplici e più complicate da orizzonti cosmologici . L'universo potrebbe essere infinito in estensione o potrebbe essere finito; ma l'evidenza che porta al modello inflazionistico dell'universo primordiale implica anche che l'"universo totale" è molto più grande dell'universo osservabile , e quindi eventuali bordi o geometrie o topologie esotiche non sarebbero direttamente osservabili poiché la luce non ha raggiunto le scale su quali tali aspetti dell'universo, se esistono, sono ancora ammessi. A tutti gli effetti, è lecito ritenere che l'universo sia infinito in estensione spaziale, senza confini o strane connessioni.

Indipendentemente dalla forma complessiva dell'universo, la domanda su cosa l'universo si sta espandendo è una domanda che non richiede una risposta secondo le teorie che descrivono l'espansione; il modo in cui definiamo lo spazio nel nostro universo non richiede in alcun modo spazio esterno aggiuntivo in cui può espandersi poiché un'espansione di una distesa infinita può avvenire senza modificare l'estensione infinita della distesa. Quello che è certo è che la molteplicità dello spazio in cui viviamo ha semplicemente la proprietà che le distanze tra gli oggetti aumentano col passare del tempo. Ciò implica solo le semplici conseguenze osservative associate all'espansione metrica esplorata di seguito. Non è necessario alcun "esterno" o inclusione nell'iperspazio perché si verifichi un'espansione. Le visualizzazioni spesso viste dell'universo che cresce come una bolla nel nulla sono fuorvianti in questo senso. Non c'è motivo di credere che ci sia qualcosa "al di fuori" dell'universo in espansione in cui l'universo si espande.

Anche se l'estensione spaziale complessiva è infinita e quindi l'universo non può diventare "più grande", diciamo comunque che lo spazio si sta espandendo perché, localmente, la distanza caratteristica tra gli oggetti è in aumento. Quando uno spazio infinito cresce, rimane infinito.

Densità dell'universo durante l'espansione

Nonostante fosse estremamente denso quando era molto giovane e durante parte della sua espansione iniziale - molto più denso di quanto normalmente richiesto per formare un buco nero - l'universo non è ricaduto in un buco nero. Questo perché i calcoli comunemente usati per il collasso gravitazionale sono solitamente basati su oggetti di dimensioni relativamente costanti, come le stelle , e non si applicano allo spazio in rapida espansione come il Big Bang.

Effetti dell'espansione su piccola scala

L'espansione dello spazio è talvolta descritta come una forza che agisce per allontanare gli oggetti. Sebbene questa sia una descrizione accurata dell'effetto della costante cosmologica , non è un'immagine accurata del fenomeno dell'espansione in generale.

Animazione di un modello di pane all'uvetta in espansione. Poiché il pane raddoppia in larghezza (profondità e lunghezza), anche le distanze tra l'uvetta raddoppiano.

Oltre a rallentare l'espansione complessiva, la gravità provoca l'aggregazione locale di materia in stelle e galassie. Una volta che gli oggetti sono formati e vincolati dalla gravità, "escono" dall'espansione e non si espandono successivamente sotto l'influenza della metrica cosmologica, non essendoci alcuna forza che li costringa a farlo.

Non c'è differenza tra l'espansione inerziale dell'universo e la separazione inerziale degli oggetti vicini nel vuoto; il primo è semplicemente un'estrapolazione su larga scala del secondo.

Una volta che gli oggetti sono vincolati dalla gravità, non si allontanano più l'uno dall'altro. Quindi, la galassia di Andromeda, che è legata alla galassia della Via Lattea, sta effettivamente cadendo verso di noi e non si sta espandendo. All'interno del Gruppo Locale , le interazioni gravitazionali hanno modificato i modelli inerziali degli oggetti in modo tale che non vi sia alcuna espansione cosmologica in atto. Una volta che si va oltre il Gruppo Locale, l'espansione inerziale è misurabile, sebbene effetti gravitazionali sistematici implichino che parti di spazio sempre più grandi alla fine cadranno dal " Flusso di Hubble " e finiranno come oggetti legati e non in espansione fino alle scale di superammassi di galassie. Possiamo prevedere tali eventi futuri conoscendo il modo preciso in cui il flusso di Hubble sta cambiando e le masse degli oggetti verso cui veniamo attratti gravitazionalmente. Attualmente, il Gruppo Locale viene attratto gravitazionalmente verso il Superammasso di Shapley o il " Grande Attrattore " con il quale, se l'energia oscura non agisse, alla fine ci fonderemmo e non vedremmo più espandersi lontano da noi dopo un tale periodo di tempo.

Una conseguenza dell'espansione metrica dovuta al moto inerziale è che una "esplosione" locale uniforme della materia nel vuoto può essere descritta localmente dalla geometria FLRW , la stessa geometria che descrive l'espansione dell'universo nel suo insieme ed è stata anche la base per il più semplice universo di Milne che ignora gli effetti della gravità. In particolare, la relatività generale prevede che la luce si sposterà alla velocità c rispetto al moto locale della materia che esplode, fenomeno analogo al frame dragging .

La situazione cambia leggermente con l'introduzione dell'energia oscura o di una costante cosmologica. Una costante cosmologica dovuta a una densità di energia del vuoto ha l'effetto di aggiungere una forza repulsiva tra gli oggetti che è proporzionale (non inversamente proporzionale) alla distanza. A differenza dell'inerzia, "tira" attivamente su oggetti che si sono raggruppati sotto l'influenza della gravità, e anche su singoli atomi. Tuttavia, ciò non fa sì che gli oggetti crescano costantemente o si disintegrano; a meno che non siano molto debolmente legati, si sistemeranno semplicemente in uno stato di equilibrio che è leggermente (non rilevabile) più grande di quanto sarebbe stato altrimenti. Man mano che l'universo si espande e la materia in esso si assottiglia, l'attrazione gravitazionale diminuisce (in quanto proporzionale alla densità), mentre aumenta la repulsione cosmologica; quindi il destino ultimo dell'universo ΛCDM è un vuoto vicino che si espande a un ritmo sempre crescente sotto l'influenza della costante cosmologica. Tuttavia, l'unico effetto localmente visibile dell'accelerazione dell'espansione è la scomparsa (per redshift incontrollato ) di galassie lontane; oggetti legati alla gravità come la Via Lattea non si espandono e la galassia di Andromeda si sta muovendo abbastanza velocemente verso di noi che si fonderà ancora con la Via Lattea tra 3 miliardi di anni, ed è anche probabile che la supergalassia fusa che si formerà alla fine cadrà in e fondersi con il vicino Ammasso della Vergine . Tuttavia, le galassie che si trovano più lontano da questo si ritireranno a velocità sempre crescente e saranno spostate verso il rosso fuori dal nostro raggio di visibilità.

Espansione metrica e velocità della luce

Alla fine del periodo inflazionistico dell'universo primordiale , tutta la materia e l'energia dell'universo erano impostate su una traiettoria inerziale coerente con il principio di equivalenza e la teoria della relatività generale di Einstein ed è allora che la forma precisa e regolare dell'espansione dell'universo ha avuto la sua origine (cioè, la materia nell'universo si sta separando perché si stava separando in passato a causa del campo di inflazione ).

Mentre la relatività speciale proibisce agli oggetti di muoversi più velocemente della luce rispetto a un sistema di riferimento locale in cui lo spaziotempo può essere trattato come piatto e immutabile , non si applica a situazioni in cui la curvatura dello spaziotempo o l'evoluzione nel tempo diventano importanti. Queste situazioni sono descritte dalla relatività generale , che consente alla separazione tra due oggetti distanti di aumentare più velocemente della velocità della luce, sebbene la definizione di "distanza" qui sia alquanto diversa da quella utilizzata in un telaio inerziale. La definizione di distanza qui usata è la somma o l'integrazione delle distanze di comozione locali , tutte fatte a tempo proprio locale costante. Ad esempio, le galassie che sono più del raggio di Hubble , circa 4,5  gigaparsec o 14,7 miliardi di anni luce , lontano da noi hanno una velocità di recessione che è più veloce della velocità della luce . La visibilità di questi oggetti dipende dall'esatta cronologia di espansione dell'universo. La luce emessa oggi dalle galassie oltre il più distante orizzonte degli eventi cosmologici , circa 5 gigaparsec o 16 miliardi di anni luce, non ci raggiungerà mai, anche se possiamo ancora vedere la luce che queste galassie emettevano in passato. A causa dell'alto tasso di espansione, è anche possibile che una distanza tra due oggetti sia maggiore del valore calcolato moltiplicando la velocità della luce per l'età dell'universo. Questi dettagli sono una frequente fonte di confusione tra i dilettanti e persino i fisici professionisti. A causa della natura non intuitiva del soggetto e di ciò che è stato descritto da alcuni come scelte di formulazione "incuranti", alcune descrizioni dell'espansione metrica dello spazio e i fraintendimenti a cui tali descrizioni possono portare sono oggetto di discussione continua all'interno del campi dell'educazione e della comunicazione dei concetti scientifici.

Fattore di scala

A livello fondamentale, l'espansione dell'universo è una proprietà della misurazione spaziale sulle più grandi scale misurabili del nostro universo. Le distanze tra i punti cosmologicamente rilevanti aumentano con il passare del tempo portando agli effetti osservabili descritti di seguito. Questa caratteristica dell'universo può essere caratterizzata da un unico parametro che si chiama fattore di scala che è una funzione del tempo e un unico valore per tutto lo spazio in ogni istante (se il fattore di scala fosse una funzione dello spazio, ciò violerebbe il principio cosmologico ). Per convenzione, il fattore di scala è impostato per essere l'unità al momento presente e, poiché l'universo si sta espandendo, è più piccolo in passato e più grande in futuro. Estrapolando indietro nel tempo con certi modelli cosmologici si otterrà un momento in cui il fattore di scala era zero; la nostra attuale comprensione della cosmologia fissa questa volta a 13,799 ± 0,021 miliardi di anni fa . Se l'universo continua ad espandersi per sempre, il fattore di scala si avvicinerà all'infinito in futuro. In linea di principio, non c'è motivo per cui l'espansione dell'universo debba essere monotona e ci sono modelli in cui a un certo punto nel futuro il fattore di scala diminuisce con una contrazione dello spazio, piuttosto che con un'espansione.

Altri modelli concettuali di espansione

L'espansione dello spazio è spesso illustrata con modelli concettuali che mostrano solo la dimensione dello spazio in un momento particolare, lasciando implicita la dimensione del tempo.

Nel "modello della formica su corda di gomma " si immagina una formica (idealmente puntiforme) che striscia a velocità costante su una corda perfettamente elastica e costantemente tesa. Se allunghiamo la corda in base al fattore di scala ΛCDM e pensiamo alla velocità della formica come alla velocità della luce, allora questa analogia è numericamente accurata: la posizione della formica nel tempo corrisponderà al percorso della linea rossa sul diagramma di inclusione sopra.

Nel "modello a foglio di gomma" si sostituisce la corda con un foglio di gomma piatto bidimensionale che si espande uniformemente in tutte le direzioni. L'aggiunta di una seconda dimensione spaziale aumenta la possibilità di mostrare perturbazioni locali della geometria spaziale per curvatura locale nel foglio.

Nel "modello a palloncino" il telo piatto è sostituito da un palloncino sferico che viene gonfiato da una dimensione iniziale pari a zero (che rappresenta il big bang). Un pallone ha una curvatura gaussiana positiva mentre le osservazioni suggeriscono che l'universo reale è spazialmente piatto, ma questa incoerenza può essere eliminata rendendo il pallone molto grande in modo che sia localmente piatto entro i limiti dell'osservazione. Questa analogia è potenzialmente fonte di confusione poiché suggerisce erroneamente che il big bang abbia avuto luogo al centro del pallone. Infatti i punti fuori dalla superficie del pallone non hanno alcun significato, anche se sono stati occupati dal pallone in un momento precedente.

Nel "modello pane all'uvetta" si immagina una pagnotta di pane all'uvetta che si espande nel forno. La pagnotta (spazio) si espande nel suo insieme, ma l'uvetta (oggetti legati gravitazionalmente) non si espandono; semplicemente si allontanano l'uno dall'altro.

Basi teoriche e prime evidenze

L'espansione dell'universo procede in tutte le direzioni come determinato dalla costante di Hubble . Tuttavia, la costante di Hubble può cambiare nel passato e nel futuro, a seconda del valore osservato dei parametri di densità (Ω). Prima della scoperta dell'energia oscura , si credeva che l'universo fosse dominato dalla materia, e quindi su questo grafico corrisponde al rapporto tra la densità della materia e la densità critica ( ).

legge di Hubble

Tecnicamente, l'espansione metrica dello spazio è una caratteristica di molte soluzioni delle equazioni di campo di Einstein della relatività generale e la distanza viene misurata usando l' intervallo di Lorentz . Questo spiega le osservazioni che indicano che le galassie più distanti da noi si stanno allontanando più velocemente delle galassie più vicine a noi (vedi legge di Hubble ).

Costante cosmologica ed equazioni di Friedmann

I primi modelli relativistici generali prevedevano che un universo dinamico e contenente materia gravitazionale ordinaria si sarebbe contratto invece di espandersi. La prima proposta di Einstein per una soluzione a questo problema prevedeva l'aggiunta di una costante cosmologica nelle sue teorie per bilanciare la contrazione, al fine di ottenere una soluzione dell'universo statico. Ma nel 1922 Alexander Friedmann derivò una serie di equazioni note come equazioni di Friedmann , mostrando che l'universo potrebbe espandersi e presentando la velocità di espansione in questo caso. Le osservazioni di Edwin Hubble nel 1929 suggerirono che le galassie distanti si stavano apparentemente tutte allontanando da noi, così che molti scienziati arrivarono ad accettare che l'universo si stesse espandendo.

Le preoccupazioni di Hubble sul tasso di espansione

Mentre l'espansione metrica dello spazio sembrava essere implicita nelle osservazioni di Hubble del 1929, Hubble non era d'accordo con l'interpretazione dell'universo in espansione dei dati:

[...] se i redshift non sono principalmente dovuti allo spostamento di velocità [...] la relazione velocità-distanza è lineare; la distribuzione della nebulosa è uniforme; non c'è evidenza di espansione, nessuna traccia di curvatura, nessuna restrizione della scala temporale [...] e ci troviamo al cospetto di uno dei principi della natura che ancora oggi ci è sconosciuto [...] mentre , se i redshift sono spostamenti di velocità che misurano il tasso di espansione, i modelli in espansione sono decisamente incoerenti con le osservazioni che sono state fatte [...] i modelli in espansione sono un'interpretazione forzata dei risultati osservativi.

—  E. Hubble, Ap. J. , 84, 517, 1936

[Se i redshift sono uno spostamento Doppler...] le osservazioni così come sono portano all'anomalia di un universo chiuso, curiosamente piccolo e denso e, si può aggiungere, sospettosamente giovane. D'altra parte, se i redshift non sono effetti Doppler, queste anomalie scompaiono e la regione osservata appare come una piccola, omogenea, ma insignificante porzione di un universo esteso indefinitamente sia nello spazio che nel tempo.

—  E. Hubble, Avvisi mensili della Royal Astronomical Society , 97, 506, 1937

Lo scetticismo di Hubble sul fatto che l'universo sia troppo piccolo, denso e giovane si è rivelato basato su un errore di osservazione. Indagini successive sembravano dimostrare che Hubble aveva confuso le regioni H II distanti per le variabili Cefeidi e le stesse variabili Cefeidi erano state impropriamente messe insieme con stelle RR Lyrae a bassa luminosità causando errori di calibrazione che portavano a un valore della costante di Hubble di circa 500 km / s / Mpc invece del valore reale di circa 70 km/s/Mpc. Il valore più alto significava che un universo in espansione avrebbe un'età di 2 miliardi di anni (inferiore all'età della Terra ) e l'estrapolazione della densità numerica osservata delle galassie a un universo in rapida espansione implicava una densità di massa troppo alta per un fattore simile , abbastanza da forzare l'universo in una peculiare geometria chiusa che implicava anche un imminente Big Crunch che si sarebbe verificato su una scala temporale simile. Dopo aver corretto questi errori negli anni '50, i nuovi valori inferiori per la costante di Hubble si accordavano con le aspettative di un universo più vecchio e il parametro di densità è risultato essere abbastanza vicino a un universo geometricamente piatto.

Tuttavia, recenti misurazioni delle distanze e delle velocità di galassie lontane hanno rivelato una discrepanza del 9% nel valore della costante di Hubble, il che implica un universo che sembra espandersi troppo velocemente rispetto alle misurazioni precedenti. Nel 2001, Wendy Freedman determinò che lo spazio si espandesse a 72 chilometri al secondo per megaparsec - circa 3,3 milioni di anni luce - il che significa che per ogni 3,3 milioni di anni luce di distanza dalla terra ti trovi, la materia in cui ti trovi si sta allontanando dalla terra 72 chilometri al secondo più veloce. Nell'estate del 2016, un'altra misurazione ha riportato un valore di 73 per la costante, contraddicendo così le misurazioni del 2013 della missione europea Planck del valore di espansione più lenta di 67. La discrepanza ha aperto nuove domande sulla natura dell'energia oscura, o dei neutrini.

L'inflazione come spiegazione dell'espansione

Fino agli sviluppi teorici negli anni '80 nessuno aveva una spiegazione del perché questo sembrava essere il caso, ma con lo sviluppo di modelli di inflazione cosmica , l'espansione dell'universo è diventata una caratteristica generale derivante dal decadimento del vuoto . Di conseguenza, la domanda "perché l'universo si sta espandendo?" si risponde ora comprendendo i dettagli del processo di decadimento dell'inflazione che si è verificato nei primi 10 −32 secondi dell'esistenza del nostro universo. Durante l'inflazione, la metrica è cambiata in modo esponenziale , causando la crescita di qualsiasi volume di spazio più piccolo di un atomo fino a circa 100 milioni di anni luce in una scala temporale simile al momento in cui si è verificata l'inflazione ( 10-32 secondi).

Misurare la distanza in uno spazio metrico

Il diagramma rappresenta l'espansione dell'universo e il relativo fenomeno osservatore. Le galassie blu si sono allargate ulteriormente rispetto alle galassie bianche. Quando si sceglie un punto di riferimento arbitrario come la galassia dorata o la galassia rossa, maggiore è la distanza dalle altre galassie più lontane sono le stesse. Questo fenomeno di espansione indica due fattori: non esiste un punto centralizzato nell'universo e che la Via Lattea non è il centro dell'universo. L'apparenza di centralità è dovuta a un bias dell'osservatore che è equivalente indipendentemente dalla posizione in cui si trova un osservatore.

Nello spazio in espansione, la distanza è una quantità dinamica che cambia con il tempo. Esistono diversi modi per definire la distanza in cosmologia, noti come misure di distanza , ma un metodo comune utilizzato tra gli astronomi moderni è il trasferimento della distanza .

La metrica definisce solo la distanza tra punti vicini (i cosiddetti "locali"). Per definire la distanza tra punti arbitrariamente distanti, è necessario specificare sia i punti che una curva specifica (nota come " intervallo spaziotemporale ") che li collega. La distanza tra i punti può quindi essere trovata trovando la lunghezza di questa curva di collegamento attraverso le tre dimensioni dello spazio. La distanza di como definisce questa curva di collegamento come una curva di tempo cosmologico costante . Operativamente, le distanze in movimento non possono essere misurate direttamente da un singolo osservatore legato alla Terra. Per determinare la distanza di oggetti distanti, gli astronomi generalmente misurano la luminosità delle candele standard , o il fattore di spostamento verso il rosso 'z' di galassie lontane, e quindi convertono queste misurazioni in distanze basate su un particolare modello di spaziotempo, come il modello Lambda-CDM . È, infatti, facendo tali osservazioni che è stato determinato che non ci sono prove di alcun "rallentamento" dell'espansione nell'epoca attuale.

Evidenze osservative

I cosmologi teorici che sviluppano modelli dell'universo hanno attinto da un piccolo numero di ipotesi ragionevoli nel loro lavoro. Questi lavori hanno portato a modelli in cui l'espansione metrica dello spazio è una caratteristica probabile dell'universo. I principali tra i principi sottostanti che si traducono in modelli che includono l'espansione metrica come caratteristica sono:

  • il Principio Cosmologico che richiede che l'universo appaia allo stesso modo in tutte le direzioni ( isotropico ) e abbia all'incirca la stessa miscela liscia di materiale ( omogeneo ).
  • il Principio Copernicano che esige che nessun posto nell'universo sia preferito (cioè, l'universo non ha un "punto di partenza").

Gli scienziati hanno testato attentamente se queste ipotesi sono valide e confermate dall'osservazione. I cosmologi osservativi hanno scoperto prove - molto forti in alcuni casi - che supportano queste ipotesi e, di conseguenza, l'espansione metrica dello spazio è considerata dai cosmologi una caratteristica osservata sulla base del fatto che, sebbene non possiamo vederla direttamente, gli scienziati hanno testato il proprietà dell'universo e l'osservazione fornisce una conferma convincente. Le fonti di questa fiducia e conferma includono:

  • Hubble ha dimostrato che tutte le galassie e gli oggetti astronomici distanti si stavano allontanando da noi, come previsto da un'espansione universale. Usando il redshift dei loro spettri elettromagnetici per determinare la distanza e la velocità di oggetti remoti nello spazio, ha mostrato che tutti gli oggetti si stanno allontanando da noi e che la loro velocità è proporzionale alla loro distanza, una caratteristica dell'espansione metrica. Ulteriori studi hanno poi dimostrato che l'espansione è altamente isotropa e omogenea , cioè non sembra avere un punto speciale come "centro", ma appare universale e indipendente da qualsiasi punto centrale fisso.
  • Negli studi sulla struttura del cosmo su larga scala presi da rilevamenti del redshift è stata scoperta una cosiddetta " End of Greatness " alle scale più grandi dell'universo. Fino a quando queste scale non furono rilevate, l'universo appariva "grumoso" con ammassi di ammassi di galassie , superammassi e filamenti tutt'altro che isotropi e omogenei. Questa irregolarità scompare in una distribuzione uniforme di galassie alle scale più grandi.
  • La distribuzione isotropa nel cielo di lampi di raggi gamma lontani e supernove è un'altra conferma del Principio Cosmologico.
  • Il Principio Copernicano non è stato veramente testato su scala cosmologica fino a quando non sono state effettuate misurazioni degli effetti della radiazione cosmica di fondo a microonde sulla dinamica di sistemi astrofisici distanti. Un gruppo di astronomi dell'European Southern Observatory ha notato, misurando la temperatura di una nube intergalattica distante in equilibrio termico con il fondo cosmico a microonde, che la radiazione del Big Bang era dimostrabilmente più calda in tempi precedenti. Il raffreddamento uniforme del fondo cosmico a microonde per miliardi di anni è una prova osservativa forte e diretta per l'espansione metrica.

Presi insieme, questi fenomeni supportano in modo schiacciante modelli che si basano sull'espansione dello spazio attraverso un cambiamento nella metrica. Fu solo con la scoperta nel 2000 di prove osservative dirette per il cambiamento della temperatura del fondo cosmico a microonde che si potevano escludere costruzioni più bizzarre. Fino a quel momento, si basava esclusivamente sul presupposto che l'universo non si comportasse come un tutt'uno con la Via Lattea seduta al centro di una metrica fissa con un'esplosione universale di galassie in tutte le direzioni (come si vede, ad esempio, in un primo modello proposto da Milne ). Eppure, prima di questa prova, molti rifiutavano il punto di vista di Milne basato sul principio di mediocrità .

Risultati più diretti dell'espansione, come il cambiamento di redshift, distanza, flusso, posizione angolare e dimensione angolare degli oggetti astronomici, non sono stati ancora rilevati a causa della piccolezza di questi effetti. Il cambiamento del redshift o del flusso potrebbe essere osservato da Square Kilometer Array o Extremely Large Telescope a metà degli anni 2030.

Guarda anche

Appunti

Riferimenti

Riferimenti stampati

  • Eddington, Arthur. L'universo in espansione: il "grande dibattito" dell'astronomia, 1900-1931 . Sindacato della stampa dell'Università di Cambridge, 1933.
  • Liddle, Andrew R. e David H. Lyth. Inflazione cosmologica e struttura su larga scala . Cambridge University Press, 2000.
  • Lineweaver, Charles H. e Tamara M. Davis, " Misconceptions about the Big Bang ", Scientific American , marzo 2005 (contenuto non libero).
  • Mook, Delo E. e Thomas Vargish. Relatività interna . Princeton University Press, 1991.

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