Universo - Universe

Universo

L'immagine Hubble Ultra-Deep Field mostra alcune delle galassie più remote visibili con la tecnologia attuale, ciascuna composta da miliardi di stelle. (Area dell'immagine apparente circa 1/79 di quella di una luna piena)
Età (all'interno del modello Lambda-CDM )	13,799 ± 0,021 miliardi di anni
Diametro	Sconosciuto. Diametro dell'universo osservabile :8,8 × 10 26  m (28,5 G pz o 93 G ly )
Messa (materia ordinaria)	Almeno 10 53 kg
Densità media (compreso il contributo energetico )	9,9 x 10 -30 g/cm 3
Temperatura media	2,72548 K (-270,4 °C o -454,8 °F )
Contenuti principali	Materia ordinaria (barionica) (4,9%) Materia oscura (26,8%) Energia oscura (68,3%)
Forma	Piatto con un margine di errore dello 0,4%

L' universo ( latino : universus ) è tutto lo spazio e il tempo e il loro contenuto, inclusi pianeti , stelle , galassie e tutte le altre forme di materia ed energia . La teoria del Big Bang è la descrizione cosmologica prevalente dello sviluppo dell'universo. Secondo la stima di questa teoria, spazio e tempo sono emersi insieme13,799 ± 0,021 miliardi di anni fa e da allora l'universo è in continua espansione. Mentre la dimensione spaziale dell'intero universo è sconosciuta, l'equazione dell'inflazione cosmica indica che deve avere un diametro minimo di 23 trilioni di anni luce, ed è possibile misurare la dimensione dell'universo osservabile , che è di circa 93 miliardi di anni luce di diametro ai giorni nostri.

I primi modelli cosmologici dell'universo furono sviluppati da antichi filosofi greci e indiani ed erano geocentrici , ponendo la Terra al centro. Nel corso dei secoli, osservazioni astronomiche più precise hanno portato Niccolò Copernico a sviluppare il modello eliocentrico con il Sole al centro del Sistema Solare . Nello sviluppo della legge di gravitazione universale , Isaac Newton si è basato sul lavoro di Copernico, sulle leggi del moto planetario di Johannes Kepler e sulle osservazioni di Tycho Brahe .

Ulteriori miglioramenti osservativi hanno portato alla realizzazione che il Sole è una delle centinaia di miliardi di stelle della Via Lattea , che è una delle poche centinaia di miliardi di galassie nell'universo. Molte delle stelle in una galassia hanno pianeti . Alla scala più grande , le galassie sono distribuite uniformemente e uguali in tutte le direzioni, il che significa che l'universo non ha né un bordo né un centro. A scale più piccole, le galassie sono distribuite in ammassi e superammassi che formano immensi filamenti e vuoti nello spazio, creando una vasta struttura simile a schiuma. Le scoperte all'inizio del XX secolo hanno suggerito che l'universo ha avuto un inizio e che da allora lo spazio si è espanso a un ritmo crescente.

Secondo la teoria del Big Bang, l'energia e la materia inizialmente presenti sono diventate meno dense man mano che l'universo si espandeva. Dopo un'iniziale espansione accelerata chiamata epoca inflazionaria a circa 10 ⁻³² secondi, e la separazione delle quattro forze fondamentali conosciute , l'universo si è gradualmente raffreddato e ha continuato ad espandersi, permettendo la formazione delle prime particelle subatomiche e degli atomi semplici . La materia oscura si raccolse gradualmente, formando una struttura simile a una schiuma di filamenti e vuoti sotto l'influenza della gravità . Nubi giganti di idrogeno ed elio furono gradualmente attratte dai luoghi in cui la materia oscura era più densa , formando le prime galassie, stelle e tutto il resto visto oggi.

Dallo studio del movimento delle galassie, si è scoperto che l'universo contiene molta più materia di quella spiegata dagli oggetti visibili; stelle, galassie, nebulose e gas interstellari. Questa materia invisibile è nota come materia oscura ( oscura significa che esiste una vasta gamma di forti prove indirette della sua esistenza, ma non l'abbiamo ancora rilevata direttamente). Il modello ΛCDM è il modello più ampiamente accettato dell'universo. Suggerisce che circaIl 69,2% ± 1,2% [2015] della massa e dell'energia nell'universo è una costante cosmologica (o, nelle estensioni di ΛCDM, altre forme di energia oscura , come un campo scalare ) che è responsabile dell'attuale espansione dello spazio , e a proposito di25,8% ± 1,1% [2015] è materia oscura. La materia ordinaria (" barionica ") è quindi solo4,84% ± 0,1% [2015] dell'universo fisico. Stelle, pianeti e nubi di gas visibili formano solo il 6% circa della materia ordinaria.

Ci sono molte ipotesi in competizione sul destino ultimo dell'universo e su cosa, semmai, abbia preceduto il Big Bang, mentre altri fisici e filosofi si rifiutano di speculare, dubitando che le informazioni sugli stati precedenti saranno mai accessibili. Alcuni fisici hanno suggerito varie ipotesi multiverso , in cui il nostro universo potrebbe essere uno tra i tanti universi che esistono allo stesso modo.

Parte di una serie su
Cosmologia fisica
Big Bang  · Universo Età dell'universo Cronologia dell'universo
Universo primordiale Inflazione  · Nucleosintesi Sfondi Onda gravitazionale (GWB) Microonde (CMB)  · Neutrino (CNB)
Espansione  · Futuro Legge di Hubble  · Redshift Espansione metrica dello spazio Metrica FLRW  · Equazioni di Friedmann Cosmologia disomogenea Futuro di un universo in espansione Il destino finale dell'universo
Componenti  · Struttura Componenti Modello Lambda-CDM Energia oscura  · Fluido  oscuro · Materia oscura Struttura Forma dell'universo Filamento di galassie  · Formazione di galassie Grande gruppo di quasar Struttura su larga scala Reionizzazione  · Formazione della struttura
esperimenti Iniziativa Buco Nero (BHI) BOOMERanG Esploratore di sfondi cosmici (COBE) Indagine sull'energia oscura Progetto Illustris Osservatorio spaziale di Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Indagine 2dF Galaxy Redshift ("2dF") Sonda per anisotropia a microonde Wilkinson (WMAP)
Scienziati Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copernico de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Lemaître madre Newton Penrose Penzias Rubino Schmidt liscio Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich Elenco dei cosmologi
Storia del soggetto La scoperta di radiazione cosmica di radiazione di fondo Storia della teoria del Big Bang Interpretazioni religiose della teoria del Big Bang Cronologia delle teorie cosmologiche
Categoria  Portale di astronomia
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Definizione

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Telescopio spaziale Hubble - Rimpicciolimento delle galassie a campo ultra profondo in campo Legacy
(video 00:50; 2 maggio 2019)

L'universo fisico è definito come tutto lo spazio e il tempo (collettivamente indicati come spaziotempo ) e il loro contenuto. Tali contenuti comprendono tutta l'energia nelle sue varie forme, inclusa la radiazione elettromagnetica e la materia , e quindi pianeti, lune , stelle, galassie e il contenuto dello spazio intergalattico . L'universo include anche le leggi fisiche che influenzano l'energia e la materia, come le leggi di conservazione , la meccanica classica e la relatività .

L'universo è spesso definito come "la totalità dell'esistenza", ovvero tutto ciò che esiste, tutto ciò che è esistito e tutto ciò che esisterà. In effetti, alcuni filosofi e scienziati sostengono l'inclusione di idee e concetti astratti, come la matematica e la logica, nella definizione dell'universo. La parola universo può anche riferirsi a concetti come il cosmo , il mondo e la natura .

Etimologia

La parola universo deriva dai vecchi francesi parola Univers , che a sua volta deriva dal latino parola universum . La parola latina è stata usata da Cicerone e successivi autori latini in molti degli stessi sensi in cui viene usata la parola inglese moderna .

Sinonimi

Un termine per universo tra gli antichi filosofi greci da Pitagora in poi era τὸ πᾶν ( tò pân ) 'il tutto', definito come tutta la materia e tutto lo spazio, e τὸ ὅλον ( tò hólon ) 'tutte le cose', che non includeva necessariamente il vuoto. Un altro sinonimo era ὁ κόσμος ( ho kósmos ) che significa 'il mondo , il cosmo '. I sinonimi si trovano anche negli autori latini ( totum , mundus , natura ) e sopravvivono nelle lingue moderne, ad esempio le parole tedesche Das All , Weltall e Natur per universo . Gli stessi sinonimi si trovano in inglese, come tutto (come nella teoria del tutto ), il cosmo (come nella cosmologia ), il mondo (come nell'interpretazione a molti mondi ) e la natura (come nelle leggi naturali o nella filosofia naturale ).

Cronologia e il Big Bang

Il modello prevalente per l'evoluzione dell'universo è la teoria del Big Bang. Il modello del Big Bang afferma che il primo stato dell'universo era estremamente caldo e denso e che successivamente l'universo si è espanso e si è raffreddato. Il modello si basa sulla relatività generale e su ipotesi semplificatrici come l' omogeneità e l' isotropia dello spazio. Una versione del modello con una costante cosmologica (Lambda) e materia oscura fredda , nota come modello Lambda-CDM , è il modello più semplice che fornisce un resoconto ragionevolmente buono di varie osservazioni sull'universo. Il modello del Big Bang tiene conto di osservazioni come la correlazione della distanza e dello spostamento verso il rosso delle galassie, il rapporto tra il numero di atomi di idrogeno e quello di elio e la radiazione di fondo delle microonde.

In questo diagramma, il tempo passa da sinistra a destra, quindi in un dato momento, l'universo è rappresentato da una "fetta" a forma di disco del diagramma

Lo stato caldo e denso iniziale è chiamato epoca di Planck , un breve periodo che si estende dal tempo zero a un'unità di tempo di Planck di circa 10 ⁻⁴³ secondi. Durante l'epoca di Planck, tutti i tipi di materia e tutti i tipi di energia erano concentrati in uno stato denso e si ritiene che la gravità - attualmente la più debole di gran lunga delle quattro forze conosciute - fosse forte quanto le altre forze fondamentali, e tutte le forze potrebbero essere state unificate . Dall'epoca di Planck, lo spazio si è espanso fino alla scala attuale, con un periodo molto breve ma intenso di inflazione cosmica che si ritiene si sia verificato entro i primi 10 ⁻³² secondi. Questa è stata una sorta di espansione diversa da quelle che possiamo vedere intorno a noi oggi. Gli oggetti nello spazio non si muovevano fisicamente; è invece cambiata la metrica che definisce lo spazio stesso. Sebbene gli oggetti nello spaziotempo non possano muoversi più velocemente della velocità della luce , questa limitazione non si applica alla metrica che governa lo spaziotempo stesso. Si ritiene che questo periodo iniziale di inflazione spieghi perché lo spazio sembra essere molto piatto e molto più grande della luce potrebbe viaggiare dall'inizio dell'universo.

Entro la prima frazione di secondo dell'esistenza dell'universo, le quattro forze fondamentali si erano separate. Mentre l'universo continuava a raffreddarsi dal suo stato inconcepibilmente caldo, vari tipi di particelle subatomiche furono in grado di formarsi in brevi periodi di tempo conosciuti come l' epoca dei quark , l' epoca degli adroni e l' epoca dei leptoni . Insieme, queste epoche comprendevano meno di 10 secondi di tempo dopo il Big Bang. Queste particelle elementari si associavano stabilmente in combinazioni sempre più grandi, inclusi protoni e neutroni stabili , che poi formavano nuclei atomici più complessi attraverso la fusione nucleare . Questo processo, noto come nucleosintesi del Big Bang , è durato solo circa 17 minuti e si è concluso circa 20 minuti dopo il Big Bang, quindi si sono verificate solo le reazioni più veloci e semplici. Circa il 25% dei protoni e di tutti i neutroni dell'universo, in massa, sono stati convertiti in elio , con piccole quantità di deuterio (una forma di idrogeno ) e tracce di litio . Qualsiasi altro elemento si è formato solo in quantità molto piccole. L'altro 75% dei protoni è rimasto inalterato, come nuclei di idrogeno .

Dopo che la nucleosintesi è terminata, l'universo è entrato in un periodo noto come epoca dei fotoni . Durante questo periodo, l'universo era ancora troppo caldo perché la materia potesse formare atomi neutri , quindi conteneva un plasma caldo, denso e nebbioso di elettroni caricati negativamente , neutrini neutri e nuclei positivi. Dopo circa 377.000 anni, l'universo si era raffreddato abbastanza da permettere a elettroni e nuclei di formare i primi atomi stabili . Questo è noto come ricombinazione per ragioni storiche; infatti elettroni e nuclei si stavano combinando per la prima volta. A differenza del plasma, gli atomi neutri sono trasparenti a molte lunghezze d' onda della luce, quindi per la prima volta anche l'universo è diventato trasparente. I fotoni rilasciati (" disaccoppiati ") quando questi atomi si sono formati possono essere visti ancora oggi; formano il fondo cosmico a microonde (CMB).

Man mano che l'universo si espande, la densità energetica della radiazione elettromagnetica diminuisce più rapidamente di quella della materia perché l'energia di un fotone diminuisce con la sua lunghezza d'onda. A circa 47.000 anni, la densità energetica della materia divenne maggiore di quella dei fotoni e dei neutrini e iniziò a dominare il comportamento su larga scala dell'universo. Questo segnò la fine dell'era dominata dalle radiazioni e l'inizio dell'era dominata dalla materia .

Nelle prime fasi dell'universo, minuscole fluttuazioni all'interno della densità dell'universo hanno portato alla graduale formazione di concentrazioni di materia oscura . La materia ordinaria, attratta da questi dalla gravità , formò grandi nubi di gas e, infine, stelle e galassie, dove la materia oscura era più densa, e vuoti dove era meno densa. Dopo circa 100-300 milioni di anni, si formarono le prime stelle , note come stelle di Popolazione III . Questi erano probabilmente molto massicci, luminosi, non metallici e di breve durata. Erano responsabili della graduale reionizzazione dell'universo tra circa 200-500 milioni di anni e 1 miliardo di anni, e anche della semina dell'universo con elementi più pesanti dell'elio, attraverso la nucleosintesi stellare . L'universo contiene anche un'energia misteriosa, forse un campo scalare, chiamata energia oscura , la cui densità non cambia nel tempo. Dopo circa 9,8 miliardi di anni, l'universo si era espanso a sufficienza in modo che la densità della materia fosse inferiore alla densità dell'energia oscura, segnando l'inizio dell'attuale era dominata dall'energia oscura . In questa era, l'espansione dell'universo sta accelerando a causa dell'energia oscura.

Proprietà fisiche

Delle quattro interazioni fondamentali , la gravitazione è la dominante su scale di lunghezza astronomiche. Gli effetti della gravità sono cumulativi; al contrario, gli effetti delle cariche positive e negative tendono ad annullarsi a vicenda, rendendo l'elettromagnetismo relativamente insignificante sulle scale di lunghezza astronomiche. Le restanti due interazioni, le forze nucleari deboli e forti , diminuiscono molto rapidamente con la distanza; i loro effetti sono limitati principalmente a scale di lunghezza subatomiche.

L'universo sembra avere molta più materia che antimateria , un'asimmetria forse correlata alla violazione di CP . Questo squilibrio tra materia e antimateria è in parte responsabile dell'esistenza di tutta la materia oggi esistente, dal momento che materia e antimateria, se ugualmente prodotte al Big Bang , si sarebbero completamente annientate a vicenda e avrebbero lasciato solo fotoni come risultato della loro interazione. L'universo sembra anche non avere né momento netto né momento angolare , che segue le leggi fisiche accettate se l'universo è finito. Queste leggi sono la legge di Gauss e la non divergenza dello pseudotensore stress-energia-momento .

Scale spaziali costitutive dell'universo osservabile
Questo diagramma mostra la posizione della Terra nell'universo su scale sempre più grandi. Le immagini, etichettate lungo il bordo sinistro, aumentano di dimensioni da sinistra a destra, quindi dall'alto verso il basso.

Dimensioni e regioni

I segnali televisivi trasmessi dalla Terra non raggiungeranno mai i bordi di questa immagine.

Secondo la teoria della relatività generale, le regioni lontane dello spazio potrebbero non interagire mai con la nostra anche durante la vita dell'universo a causa della velocità finita della luce e della continua espansione dello spazio . Ad esempio, i messaggi radio inviati dalla Terra potrebbero non raggiungere mai alcune regioni dello spazio, anche se l'universo esistesse per sempre: lo spazio potrebbe espandersi più velocemente di quanto la luce possa attraversarlo.

La regione spaziale che può essere osservata con i telescopi è chiamata universo osservabile , che dipende dalla posizione dell'osservatore. La distanza corretta - la distanza che sarebbe misurata in un momento specifico, compreso il presente - tra la Terra e il bordo dell'universo osservabile è di 46 miliardi di anni luce (14 miliardi di parsec), rendendo il diametro dell'universo osservabile di circa 93 miliardi anni luce (28 miliardi di parsec). La distanza percorsa dalla luce dal bordo dell'universo osservabile è molto vicina all'età dell'universo moltiplicata per la velocità della luce, 13,8 miliardi di anni luce (4,2 × 10 ⁹  pc), ma questo non rappresenta la distanza in nessun dato il tempo perché il bordo dell'universo osservabile e la Terra da allora si sono allontanati ulteriormente. Per fare un confronto, il diametro di una tipica galassia è di 30.000 anni luce (9.198 parsec ) e la distanza tipica tra due galassie vicine è di 3 milioni di anni luce (919,8 kiloparsec). Ad esempio, la Via Lattea ha un diametro di circa 100.000-180.000 anni luce e la galassia sorella più vicina alla Via Lattea, la Galassia di Andromeda , si trova a circa 2,5 milioni di anni luce di distanza. ^

Poiché non possiamo osservare lo spazio oltre il confine dell'universo osservabile, non è noto se la dimensione dell'universo nella sua totalità sia finita o infinita. Le stime suggeriscono che l'intero universo, se finito, deve essere più di 250 volte più grande dell'universo osservabile. Alcune stime controverse per la dimensione totale dell'universo, se finite, raggiungono i megaparsec, come implicato da una risoluzione suggerita della Proposta Senza Confini. ${\displaystyle 10^{10^{10^{122}}}}$

Età ed espansione

Gli astronomi calcolano l' età dell'universo assumendo che il modello Lambda-CDM descriva accuratamente l'evoluzione dell'Universo da uno stato primordiale molto uniforme, caldo e denso al suo stato attuale e misurando i parametri cosmologici che costituiscono il modello. Questo modello è ben compreso teoricamente e supportato da recenti osservazioni astronomiche ad alta precisione come WMAP e Planck . Comunemente, l'insieme di osservazioni montate include l' anisotropia cosmica di fondo a microonde , la relazione luminosità/redshift per le supernove di tipo Ia e l'ammasso di galassie su larga scala, inclusa la funzione di oscillazione acustica del barione . Altre osservazioni, come la costante di Hubble, l'abbondanza di ammassi di galassie, la lente gravitazionale debole e l'età degli ammassi globulari, sono generalmente coerenti con queste, fornendo un controllo del modello, ma al momento sono misurate meno accuratamente. Supponendo che il modello Lambda-CDM sia corretto, le misurazioni dei parametri utilizzando una varietà di tecniche da numerosi esperimenti producono un miglior valore dell'età dell'universo al 2015 di 13,799 ± 0,021 miliardi di anni.

Gli astronomi hanno scoperto stelle nella galassia della Via Lattea che hanno quasi 13,6 miliardi di anni.

Nel tempo, l'universo ei suoi contenuti si sono evoluti; per esempio, la popolazione relativa di quasar e galassie è cambiata e lo spazio stesso si è espanso . A causa di questa espansione, gli scienziati sulla Terra possono osservare la luce da una galassia distante 30 miliardi di anni luce anche se quella luce ha viaggiato solo per 13 miliardi di anni; lo stesso spazio tra loro si è ampliato. Questa espansione è coerente con l'osservazione che la luce delle galassie lontane è stata spostata verso il rosso ; i fotoni emessi sono stati allungati a lunghezze d'onda più lunghe ea frequenze più basse durante il loro viaggio. Le analisi delle supernove di tipo Ia indicano che l'espansione spaziale sta accelerando .

Più materia c'è nell'universo, più forte è l' attrazione gravitazionale reciproca della materia. Se l'universo fosse troppo denso, collasserebbe nuovamente in una singolarità gravitazionale . Tuttavia, se l'universo contenesse troppo poca materia, l'autogravità sarebbe troppo debole per la formazione di strutture astronomiche, come galassie o pianeti. Dal Big Bang, l'universo si è espanso in modo monotono . Forse non sorprende che il nostro universo abbia la giusta densità di massa-energia , equivalente a circa 5 protoni per metro cubo, che gli ha permesso di espandersi negli ultimi 13,8 miliardi di anni, dando il tempo di formare l'universo come osservato oggi.

Ci sono forze dinamiche che agiscono sulle particelle nell'universo che influenzano il tasso di espansione. Prima del 1998, ci si aspettava che il tasso di espansione 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 la maggior parte dei cosmologi si aspettava fosse positiva e correlata alla densità di materia dell'universo. Nel 1998, il parametro di decelerazione è stato misurato da due diversi gruppi come negativo, circa -0,55, il che tecnicamente implica che la seconda derivata del fattore di scala cosmica è stata positiva negli ultimi 5-6 miliardi di anni. Questa accelerazione, tuttavia, non implica che il parametro di Hubble sia attualmente in aumento; vedere il parametro di decelerazione per i dettagli. ${\displaystyle {\ddot {a}}}$

Spazio tempo

Gli spazio-tempo sono le arene in cui si svolgono tutti gli eventi fisici. Gli elementi base dello spaziotempo sono gli eventi . In un dato spaziotempo, un evento è definito come una posizione unica in un momento unico. Uno spaziotempo è l'unione di tutti gli eventi (così come una linea è l'unione di tutti i suoi punti), formalmente organizzati in una molteplicità .

Gli eventi, come la materia e l'energia, piegano lo spaziotempo. Lo spaziotempo curvo, d'altra parte, costringe la materia e l'energia a comportarsi in un certo modo. Non ha senso considerare l'uno senza l'altro.

L'universo sembra essere un continuum spaziotemporale regolare costituito da tre dimensioni spaziali e una dimensione temporale ( tempo ) (un evento nello spaziotempo dell'universo fisico può quindi essere identificato da un insieme di quattro coordinate: ( x , y , z , t ) ). In media, si osserva che lo spazio è quasi piatto (con una curvatura vicina allo zero), il che significa che la geometria euclidea è empiricamente vera con un'elevata precisione in gran parte dell'Universo. Anche lo spaziotempo sembra avere una topologia semplicemente connessa , in analogia con una sfera, almeno sulla scala delle lunghezze dell'universo osservabile. Tuttavia, le attuali osservazioni non possono escludere la possibilità che l'universo abbia più dimensioni (il che è postulato da teorie come la teoria delle stringhe ) e che il suo spaziotempo possa avere una topologia globale multiformemente connessa, in analogia con le topologie cilindriche o toroidali dei bidimensionali spazi . Lo spaziotempo dell'universo è solitamente interpretato da una prospettiva euclidea , con lo spazio come costituito da tre dimensioni e il tempo come costituito da una dimensione , la " quarta dimensione ". Combinando spazio e tempo in un'unica varietà chiamata spazio Minkowski , i fisici hanno semplificato un gran numero di teorie fisiche , oltre a descrivere in modo più uniforme il funzionamento dell'universo sia a livello supergalattico che subatomico .

Gli eventi spazio-temporali non sono assolutamente definiti spazialmente e temporalmente, ma piuttosto sono noti per essere relativi al moto di un osservatore . Lo spazio di Minkowski si avvicina all'universo senza gravità ; le varietà pseudo-riemanniane della relatività generale descrivono lo spaziotempo con la materia e la gravità.

Forma

Le tre possibili opzioni per la forma dell'universo

La relatività generale descrive come lo spaziotempo è curvo e piegato dalla massa e dall'energia (gravità). La topologia o la geometria dell'universo include sia geometria locale nel universo osservabile e la geometria globale . I cosmologi spesso lavorano con una data fetta di spaziotempo simile allo spazio chiamata coordinate comoventi . La sezione di spaziotempo che si può osservare è il cono di luce all'indietro , che delimita l' orizzonte cosmologico . L'orizzonte cosmologico (chiamato anche orizzonte di particella o la luce orizzonte) è la distanza massima da cui particelle possono hanno viaggiato alla osservatore in età dell'universo . Questo orizzonte rappresenta il confine tra le regioni osservabili e non osservabili dell'universo. L'esistenza, le proprietà e il significato di un orizzonte cosmologico dipendono dal particolare modello cosmologico .

Un parametro importante che determina l'evoluzione futura della teoria dell'universo è il parametro di densità , Omega (Ω), definito come la densità media di materia dell'universo divisa per un valore critico di tale densità. Questo seleziona una delle tre possibili geometrie a seconda che sia uguale, minore o maggiore di 1. Queste sono chiamate, rispettivamente, universi piatto, aperto e chiuso.

Osservazioni, tra cui il Cosmic Background Explorer (COBE), Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) e le mappe di Planck del CMB, suggeriscono che l'universo è di estensione infinita con un'età finita, come descritto da Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). Questi modelli FLRW supportano quindi i modelli inflazionistici e il modello standard della cosmologia, descrivendo un universo piatto e omogeneo attualmente dominato dalla materia oscura e dall'energia oscura .

Sostegno alla vita

L'universo può essere messo a punto ; l'ipotesi dell'Universo Fine-tuned è la proposizione che le condizioni che consentono l'esistenza di vita osservabile nell'universo possono verificarsi solo quando alcune costanti fisiche fondamentali universali si trovano all'interno di un intervallo di valori molto ristretto, in modo che se una qualsiasi delle numerose costanti fondamentali fosse solo leggermente diverso, sarebbe stato improbabile che l'universo fosse favorevole alla creazione e allo sviluppo della materia , delle strutture astronomiche, della diversità elementare o della vita come viene intesa. La proposta è discussa tra filosofi , scienziati , teologi e sostenitori del creazionismo .

Composizione

L'universo è composto quasi completamente da energia oscura, materia oscura e materia ordinaria . Altri contenuti sono la radiazione elettromagnetica (stimata per costituire dallo 0,005% a quasi lo 0,01% della massa-energia totale dell'universo) e l' antimateria .

Le proporzioni di tutti i tipi di materia ed energia sono cambiate nel corso della storia dell'universo. La quantità totale di radiazione elettromagnetica generata nell'universo è diminuita di 1/2 negli ultimi 2 miliardi di anni. Oggi la materia ordinaria, che include atomi, stelle, galassie e vita , rappresenta solo il 4,9% del contenuto dell'Universo. L'attuale densità complessiva di questo tipo di materia è molto bassa, circa 4,5 × 10 ⁻³¹ grammi per centimetro cubo, corrispondente ad una densità dell'ordine di un solo protone ogni quattro metri cubi di volume. La natura sia dell'energia oscura che della materia oscura è sconosciuta. La materia oscura, una misteriosa forma di materia non ancora identificata, rappresenta il 26,8% dei contenuti cosmici. L'energia oscura, che è l'energia dello spazio vuoto e sta causando l'accelerazione dell'espansione dell'universo, rappresenta il restante 68,3% del contenuto.

La formazione di ammassi e filamenti su larga scala nel modello della materia oscura fredda con energia oscura . I frame mostrano l'evoluzione delle strutture in un riquadro di 43 milioni di parsec (o 140 milioni di anni luce) dal redshift di 30 all'epoca attuale (in alto a sinistra z=30 a in basso a destra z=0).

Una mappa dei superammassi e dei vuoti più vicini alla Terra

La materia, la materia oscura e l'energia oscura sono distribuite in modo omogeneo in tutto l'universo su scale di lunghezza superiori a 300 milioni di anni luce circa. Tuttavia, su scale di lunghezza più brevi, la materia tende a raggrupparsi gerarchicamente; molti atomi sono condensati in stelle , la maggior parte delle stelle in galassie, la maggior parte delle galassie in ammassi, superammassi e, infine, filamenti galattici su larga scala . L'universo osservabile contiene fino a 200 miliardi di galassie e, nel complesso, fino a quando si stima1 × 10 ²⁴ stelle (più stelle di tutti i granelli di sabbia del pianeta Terra ). Le galassie tipiche vanno da nane con un minimo di dieci milioni (10 ⁷ ) di stelle fino a giganti con un trilione (10 ¹² ) di stelle. Tra le strutture più grandi ci sono dei vuoti , che hanno tipicamente un diametro di 10-150 Mpc (33 milioni-490 milioni di li). La Via Lattea è nel Gruppo Locale di galassie, che a sua volta è nel Superammasso di Laniakea . Questo superammasso si estende per oltre 500 milioni di anni luce, mentre il Gruppo Locale si estende per oltre 10 milioni di anni luce. L'Universo ha anche vaste regioni di relativo vuoto; il vuoto più grande conosciuto misura 1,8 miliardi di lire (550 Mpc) di diametro.

Confronto del contenuto dell'universo oggi con 380.000 anni dopo il Big Bang misurato con dati WMAP a 5 anni (dal 2008). (A causa di errori di arrotondamento, la somma di questi numeri non è 100%). Ciò riflette i limiti del 2008 della capacità del WMAP di definire la materia oscura e l'energia oscura.

L'universo osservabile è isotropo su scale significativamente più grandi dei superammassi, il che significa che le proprietà statistiche dell'universo sono le stesse in tutte le direzioni osservate dalla Terra. L'universo è immerso in una radiazione a microonde altamente isotropa che corrisponde a uno spettro di corpo nero in equilibrio termico di circa 2,72548 kelvin . L'ipotesi che l'universo su larga scala sia omogeneo e isotropo è nota come principio cosmologico . Un universo che è sia omogeneo che isotropo sembra lo stesso da tutti i punti di vista e non ha un centro.

Energia oscura

Una spiegazione del motivo per cui l'espansione dell'universo sta accelerando rimane sfuggente. Viene spesso attribuito all'"energia oscura", una forma sconosciuta di energia che si ipotizza permei lo spazio. Su una base di equivalenza massa-energia , la densità dell'energia oscura (~ 7 × 10 ^-30 g/cm ³ ) è molto inferiore alla densità della materia ordinaria o della materia oscura all'interno delle galassie. Tuttavia, nell'attuale era dell'energia oscura, domina la massa-energia dell'universo perché è uniforme nello spazio.

Due forme proposte per l'energia oscura sono la costante cosmologica , una densità di energia costante che riempie lo spazio in modo omogeneo, e campi scalari come la quintessenza oi moduli , quantità dinamiche la cui densità di energia può variare nel tempo e nello spazio. I contributi dei campi scalari che sono costanti nello spazio sono generalmente inclusi anche nella costante cosmologica. La costante cosmologica può essere formulata come equivalente all'energia del vuoto . Campi scalari aventi solo una leggera disomogeneità spaziale sarebbero difficili da distinguere da una costante cosmologica.

Materia oscura

La materia oscura è un ipotetico tipo di materia invisibile all'intero spettro elettromagnetico , ma che rappresenta la maggior parte della materia nell'universo. L'esistenza e le proprietà della materia oscura sono dedotte dai suoi effetti gravitazionali sulla materia visibile, sulle radiazioni e sulla struttura su larga scala dell'universo. A parte i neutrini , una forma di materia oscura calda , la materia oscura non è stata rilevata direttamente, il che la rende uno dei più grandi misteri dell'astrofisica moderna . La materia oscura non emette né assorbe luce o qualsiasi altra radiazione elettromagnetica a qualsiasi livello significativo. Si stima che la materia oscura costituisca il 26,8% della massa-energia totale e l'84,5% della materia totale nell'universo.

materia ordinaria

Il restante 4,9% della massa-energia dell'universo è materia ordinaria, cioè atomi , ioni , elettroni e gli oggetti che formano. Questa materia include le stelle , che producono quasi tutta la luce che vediamo dalle galassie, così come il gas interstellare nei media interstellari e intergalattici , i pianeti e tutti gli oggetti della vita quotidiana che possiamo urtare, toccare o spremere. Di fatto, la grande maggioranza della materia ordinaria nell'universo è invisibile, poiché le stelle e il gas visibili all'interno di galassie e ammassi rappresentano meno del 10% del contributo della materia ordinaria alla densità di massa-energia dell'universo.

La materia ordinaria esiste comunemente in quattro stati (o fasi ): solido , liquido , gas e plasma . Tuttavia, i progressi nelle tecniche sperimentali hanno rivelato altre fasi precedentemente teoriche, come i condensati di Bose-Einstein e i condensati fermionici .

La materia ordinaria è composta da due tipi di particelle elementari : quark e leptoni . Ad esempio, il protone è formato da due quark up e un quark down ; il neutrone è formato da due quark down e un quark up; e l'elettrone è una specie di leptone. Un atomo è costituito da un nucleo atomico , formato da protoni e neutroni, ed elettroni che orbitano attorno al nucleo. Poiché la maggior parte della massa di un atomo è concentrata nel suo nucleo, che è costituito da barioni , gli astronomi usano spesso il termine materia barionica per descrivere la materia ordinaria, sebbene una piccola frazione di questa "materia barionica" sia costituita da elettroni.

Poco dopo il Big Bang , protoni e neutroni primordiali si sono formati dal plasma di quark-gluoni dell'universo primordiale mentre si raffreddava al di sotto dei due trilioni di gradi. Pochi minuti dopo, in un processo noto come nucleosintesi del Big Bang , i nuclei si sono formati dai protoni e dai neutroni primordiali. Questa nucleosintesi formava elementi più leggeri, quelli con piccoli numeri atomici fino al litio e al berillio , ma l'abbondanza di elementi più pesanti diminuiva bruscamente con l'aumentare del numero atomico. Un po' di boro potrebbe essersi formato in questo momento, ma il successivo elemento più pesante, il carbonio , non si è formato in quantità significative. La nucleosintesi del Big Bang si è interrotta dopo circa 20 minuti a causa del rapido calo di temperatura e densità dell'universo in espansione. La successiva formazione di elementi più pesanti è il risultato della nucleosintesi stellare e della nucleosintesi di supernova .

Particelle

Modello standard delle particelle elementari: i 12 fermioni fondamentali ei 4 bosoni fondamentali. I loop marroni indicano quali bosoni (rossi) si accoppiano a quali fermioni (viola e verde). Le colonne sono tre generazioni di materia (fermioni) e una di forze (bosoni). Nelle prime tre colonne, due righe contengono quark e due leptoni. Le colonne delle prime due righe contengono i quark up (u) e down (d), i quark charm (c) e strani (s), i quark top (t) e bottom (b), fotone (γ) e gluone (g) , rispettivamente. Le colonne delle due righe inferiori contengono neutrino elettronico (ν _e ) ed elettrone (e), neutrino muonico (ν _μ ) e muonico (μ), neutrino tau (ν _τ ) e tau (τ), e Z ⁰ e W ^± portatori della forza debole. Massa, carica e spin sono elencati per ogni particella.

La materia ordinaria e le forze che agiscono sulla materia possono essere descritte in termini di particelle elementari . Queste particelle sono talvolta descritte come fondamentali, poiché hanno una sottostruttura sconosciuta, e non è noto se siano composte o meno da particelle più piccole e ancora più fondamentali. Di fondamentale importanza è il Modello Standard , una teoria che si occupa delle interazioni elettromagnetiche e delle interazioni nucleari deboli e forti . Il Modello Standard è supportato dalla conferma sperimentale dell'esistenza di particelle che compongono la materia: quark e leptoni , e i loro corrispondenti duali " antimateria ", nonché le particelle di forza che mediano le interazioni : il fotone , i bosoni W e Z , e il gluone . Il Modello Standard prevedeva l'esistenza del bosone di Higgs scoperto di recente , una particella che è una manifestazione di un campo all'interno dell'universo che può dotare le particelle di massa. A causa del suo successo nello spiegare un'ampia varietà di risultati sperimentali, il Modello Standard è talvolta considerato una "teoria di quasi tutto". Il modello standard, tuttavia, non accetta la gravità. Una vera "teoria del tutto" forza-particella non è stata raggiunta.

adroni

Un adrone è una particella composta di quark tenuti insieme dalla forza forte . Gli adroni sono classificati in due famiglie: barioni (come protoni e neutroni ) formati da tre quark e mesoni (come i pioni ) formati da un quark e un antiquark . Degli adroni, i protoni sono stabili e i neutroni legati all'interno dei nuclei atomici sono stabili. Altri adroni sono instabili in condizioni ordinarie e sono quindi costituenti insignificanti dell'universo moderno. Da circa 10 ^-6 secondi dopo il Big Bang , durante un periodo noto come epoca degli adroni, la temperatura dell'universo era scesa a sufficienza da consentire ai quark di legarsi insieme in adroni e la massa dell'universo era dominata dagli adroni . Inizialmente la temperatura era sufficientemente alta da consentire la formazione di coppie adroni/anti-adroni, che mantenevano materia e antimateria in equilibrio termico . Tuttavia, poiché la temperatura dell'universo continuava a diminuire, le coppie adroni/anti-adroni non venivano più prodotte. La maggior parte degli adroni e degli anti-adroni furono poi eliminati nelle reazioni di annichilazione particella-antiparticella , lasciando un piccolo residuo di adroni quando l'universo aveva circa un secondo.

leptoni

Un leptone è una elementari , spin semi-intero particelle che non subiscono interazioni forti ma è soggetto al principio di esclusione ; due leptoni della stessa specie non possono trovarsi esattamente nello stesso stato allo stesso tempo. Esistono due classi principali di leptoni: leptoni carichi (noti anche come leptoni simili agli elettroni ) e leptoni neutri (meglio noti come neutrini ). Gli elettroni sono stabili e il leptone carico più comune nell'universo, mentre muoni e taus sono particelle instabili che decadono rapidamente dopo essere state prodotte in collisioni ad alta energia , come quelle che coinvolgono i raggi cosmici o effettuate negli acceleratori di particelle . I leptoni carichi possono combinarsi con altre particelle per formare varie particelle composite come atomi e positronio . L' elettrone governa quasi tutta la chimica , poiché si trova negli atomi ed è direttamente legato a tutte le proprietà chimiche . I neutrini interagiscono raramente con qualcosa e di conseguenza sono raramente osservati. I neutrini fluiscono in tutto l'universo ma raramente interagiscono con la materia normale.

L' epoca dei leptoni era il periodo nell'evoluzione dell'universo primordiale in cui i leptoni dominavano la massa dell'universo. È iniziato circa 1 secondo dopo il Big Bang , dopo che la maggior parte degli adroni e degli anti-adroni si sono annichiliti a vicenda alla fine dell'epoca degli adroni . Durante l'epoca dei leptoni la temperatura dell'universo era ancora abbastanza alta da creare coppie leptoni/anti-leptoni, quindi leptoni e anti-leptoni erano in equilibrio termico. Circa 10 secondi dopo il Big Bang, la temperatura dell'universo era scesa al punto da non creare più coppie leptone/anti-leptone. La maggior parte dei leptoni e degli antileptoni sono stati poi eliminati nelle reazioni di annichilazione , lasciando un piccolo residuo di leptoni. La massa dell'universo è stata quindi dominata dai fotoni quando è entrata nella successiva epoca dei fotoni .

fotoni

Un fotone è il quantum di luce e tutte le altre forme di radiazione elettromagnetica . È il vettore di forza per la forza elettromagnetica , anche quando statica tramite fotoni virtuali . Gli effetti di questa forza sono facilmente osservabili a livello microscopico e macroscopico poiché il fotone ha massa a riposo nulla ; questo permette interazioni a lunga distanza . Come tutte le particelle elementari, i fotoni sono attualmente meglio spiegati dalla meccanica quantistica e mostrano la dualità onda-particella , esibendo proprietà delle onde e delle particelle .

L'epoca dei fotoni è iniziata dopo che la maggior parte dei leptoni e degli anti-leptoni sono stati annientati alla fine dell'epoca dei leptoni, circa 10 secondi dopo il Big Bang. I nuclei atomici sono stati creati nel processo di nucleosintesi che si è verificato durante i primi minuti dell'epoca dei fotoni. Per il resto dell'epoca dei fotoni l'universo conteneva un plasma caldo e denso di nuclei, elettroni e fotoni. Circa 380.000 anni dopo il Big Bang, la temperatura dell'Universo scese al punto che i nuclei potevano combinarsi con gli elettroni per creare atomi neutri. Di conseguenza, i fotoni non interagivano più frequentemente con la materia e l'universo diventava trasparente. I fotoni altamente spostati verso il rosso di questo periodo formano il fondo cosmico a microonde. Piccole variazioni di temperatura e densità rilevabili nel CMB sono stati i primi "semi" da cui ha avuto luogo tutta la successiva formazione della struttura .

Modelli cosmologici

Modello dell'universo basato sulla relatività generale

La relatività generale è la teoria geometrica della gravitazione pubblicata da Albert Einstein nel 1915 e l'attuale descrizione della gravitazione nella fisica moderna . È la base degli attuali modelli cosmologici dell'universo. La relatività generale generalizza la relatività speciale e la legge di gravitazione universale di Newton , fornendo una descrizione unificata della gravità come proprietà geometrica dello spazio e del tempo , o spaziotempo. In particolare, la curvatura dello spaziotempo è direttamente correlata all'energia e alla quantità di moto di qualunque materia e radiazione siano presenti. La relazione è specificata dalle equazioni di campo di Einstein , un sistema di equazioni alle derivate parziali . Nella relatività generale, la distribuzione di materia ed energia determina la geometria dello spaziotempo, che a sua volta descrive l' accelerazione della materia. Pertanto, le soluzioni delle equazioni di campo di Einstein descrivono l'evoluzione dell'universo. Combinate con misurazioni della quantità, del tipo e della distribuzione della materia nell'universo, le equazioni della relatività generale descrivono l'evoluzione dell'universo nel tempo.

Con l'assunzione del principio cosmologico che l'universo è omogeneo e isotropo ovunque, una soluzione specifica delle equazioni di campo che descrive l'universo è il tensore metrico chiamato metrica di Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker ,

${\displaystyle ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+R(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2} }}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)}$

dove ( r , θ, φ) corrispondono a un sistema di coordinate sferico . Questa metrica ha solo due parametri indeterminati. Un fattore di scala della lunghezza totale adimensionale R descrive la scala delle dimensioni dell'universo in funzione del tempo; un aumento di R è l' espansione dell'universo . Un indice di curvatura k descrive la geometria. L'indice k è definito in modo che possa assumere solo uno dei tre valori: 0, corrispondente alla geometria euclidea piana ; 1, corrispondente ad uno spazio di curvatura positiva ; o -1, corrispondente ad uno spazio di curvatura positiva o negativa. Il valore di R in funzione del tempo t dipende k e la costante cosmologica Λ . La costante cosmologica rappresenta la densità energetica del vuoto dello spazio e potrebbe essere correlata all'energia oscura. L'equazione che descrive come R varia nel tempo è nota come equazione di Friedmann dal suo inventore, Alexander Friedmann .

Le soluzioni per R(t) dipendono da k e Λ , ma alcune caratteristiche qualitative di tali soluzioni sono generali. Primo e più importante, la scala delle lunghezze R dell'universo può rimanere costante solo se l'universo è perfettamente isotropo con curvatura positiva ( k =1) e ha un preciso valore di densità ovunque, come notato per primo da Albert Einstein . Tuttavia, questo equilibrio è instabile: poiché l'universo è disomogeneo su scale più piccole, R deve cambiare nel tempo. Quando R cambia, tutte le distanze spaziali nell'universo cambiano in tandem; c'è un'espansione o una contrazione complessiva dello spazio stesso. Questo spiega l'osservazione che le galassie sembrano volare a pezzi; lo spazio tra loro si sta allungando. L'allungamento dello spazio spiega anche l'apparente paradosso che due galassie possono essere distanti 40 miliardi di anni luce, sebbene siano iniziate dallo stesso punto 13,8 miliardi di anni fa e non si siano mai mosse più velocemente della velocità della luce .

In secondo luogo, tutte le soluzioni suggeriscono che ci fosse una singolarità gravitazionale in passato, quando R è andato a zero e materia ed energia erano infinitamente dense. Può sembrare che questa conclusione sia incerta perché si basa su presupposti discutibili di perfetta omogeneità e isotropia (il principio cosmologico) e che solo l'interazione gravitazionale sia significativa. Tuttavia, i teoremi di singolarità di Penrose-Hawking mostrano che dovrebbe esistere una singolarità per condizioni molto generali. Quindi, secondo le equazioni di campo di Einstein, R è cresciuto rapidamente da uno stato inimmaginabilmente caldo e denso che esisteva immediatamente dopo questa singolarità (quando R aveva un valore piccolo e finito); questa è l'essenza del modello Big Bang dell'universo. Comprendere la singolarità del Big Bang probabilmente richiede una teoria quantistica della gravità , che non è stata ancora formulata.

Terzo, l'indice di curvatura k determina il segno della curvatura spaziale media dello spaziotempo mediata su scale di lunghezza sufficientemente grandi (maggiori di circa un miliardo di anni luce ). Se k =1, la curvatura è positiva e l'universo ha un volume finito. Un universo con curvatura positiva è spesso visualizzato come una sfera tridimensionale incorporata in uno spazio quadridimensionale. Viceversa, se k è zero o negativo, l'universo ha un volume infinito. Può sembrare controintuitivo che un universo infinito eppure infinitamente denso possa essere creato in un singolo istante al Big Bang quando R = 0, ma esattamente questo è previsto matematicamente quando k non è uguale a 1. Per analogia, un piano infinito ha curvatura nulla ma area infinita, mentre un cilindro infinito è finito in una direzione e un toro è finito in entrambe. Un universo toroidale potrebbe comportarsi come un universo normale con condizioni al contorno periodiche .

Il destino ultimo dell'universo è ancora sconosciuto perché dipende criticamente l'indice di curvatura k e la costante cosmologica Λ . Se l'universo fosse sufficientemente denso, k sarebbe uguale a +1, il che significa che la sua curvatura media è positiva e l'universo alla fine ricadrà in un Big Crunch , possibilmente iniziando un nuovo universo in un Big Bounce . Al contrario, se l'universo non fosse sufficientemente denso, k sarebbe uguale a 0 o -1 e l'universo si espanderebbe per sempre, raffreddandosi e infine raggiungendo il Grande Congelamento e la morte termica dell'universo . I dati moderni suggeriscono che il tasso di espansione dell'universo non sta diminuendo, come originariamente previsto, ma aumenta; se questo continua indefinitamente, l'universo potrebbe alla fine raggiungere un Big Rip . Osservativamente, l'universo appare piatto ( k = 0), con una densità complessiva molto vicina al valore critico tra ricaduta ed espansione eterna.

Ipotesi del multiverso

Alcune teorie speculative hanno proposto che il nostro universo sia solo uno di un insieme di universi sconnessi, indicati collettivamente come il multiverso , sfidando o migliorando definizioni più limitate dell'universo. I modelli scientifici del multiverso sono distinti da concetti come piani alternativi di coscienza e realtà simulata .

Max Tegmark ha sviluppato uno schema di classificazione in quattro parti per i diversi tipi di multiversi che gli scienziati hanno suggerito in risposta a vari problemi di fisica . Un esempio di tali multiversi è quello risultante dal modello di inflazione caotica dell'universo primordiale. Un altro è il multiverso risultante dall'interpretazione a molti mondi della meccanica quantistica. In questa interpretazione, i mondi paralleli sono generati in un modo simile alla sovrapposizione quantistica e alla decoerenza , con tutti gli stati delle funzioni d'onda realizzati in mondi separati. In effetti, nell'interpretazione a molti mondi il multiverso si evolve come una funzione d'onda universale . Se il Big Bang che ha creato il nostro multiverso creasse un insieme di multiversi, la funzione d'onda dell'insieme sarebbe impigliata in questo senso.

La categoria meno controversa, ma ancora molto controverso, di multiverso nello schema di Tegmark è di I livello . I multiversi di questo livello sono composti da eventi spaziotemporali distanti "nel nostro universo". Tegmark e altri hanno sostenuto che, se lo spazio è infinito, o sufficientemente grande e uniforme, istanze identiche della storia dell'intero volume di Hubble della Terra si verificano ogni tanto, semplicemente per caso. Tegmark ha calcolato che il nostro cosiddetto doppelgänger più vicino è a 10 ^{10 115} metri di distanza da noi (una doppia funzione esponenziale più grande di un googolplex ). Tuttavia, gli argomenti utilizzati sono di natura speculativa. Inoltre, sarebbe impossibile verificare scientificamente l'esistenza di un volume Hubble identico.

È possibile concepire spazi-tempi sconnessi, ciascuno esistente ma incapace di interagire l'uno con l'altro. Una metafora facilmente visualizzabile di questo concetto è un gruppo di bolle di sapone separate , in cui gli osservatori che vivono su una bolla di sapone non possono interagire con quelli su altre bolle di sapone, anche in linea di principio. Secondo una terminologia comune, ogni "bolla di sapone" dello spaziotempo è indicata come un universo , mentre il nostro particolare spaziotempo è indicato come l'universo , proprio come chiamiamo la nostra luna la Luna . L'intera collezione di questi spazi-tempo separati è indicata come il multiverso. Con questa terminologia, i diversi universi non sono causalmente collegati tra loro. In linea di principio, gli altri universi non connessi possono avere differenti dimensionalità e topologie dello spaziotempo, differenti forme di materia ed energia , e differenti leggi fisiche e costanti fisiche , sebbene tali possibilità siano puramente speculative. Altri considerano ciascuna delle numerose bolle create come parte dell'inflazione caotica come universi separati , sebbene in questo modello questi universi condividano tutti un'origine causale.

Concezioni storiche

Storicamente, ci sono state molte idee del cosmo (cosmologie) e della sua origine (cosmogonie). Le teorie di un universo impersonale governato da leggi fisiche furono proposte per la prima volta dai greci e dagli indiani. L'antica filosofia cinese comprendeva la nozione di universo includendo sia tutto lo spazio che tutto il tempo. Nel corso dei secoli, i miglioramenti nelle osservazioni astronomiche e nelle teorie del moto e della gravitazione hanno portato a descrizioni sempre più accurate dell'universo. L'era moderna della cosmologia iniziò con la teoria della relatività generale di Albert Einstein del 1915 , che rese possibile prevedere quantitativamente l'origine, l'evoluzione e la conclusione dell'universo nel suo insieme. La maggior parte delle teorie cosmologiche moderne e accettate si basano sulla relatività generale e, più specificamente, sul previsto Big Bang .

mitologie

Molte culture hanno storie che descrivono l'origine del mondo e dell'universo . Le culture generalmente considerano queste storie come se avessero qualche verità . Ci sono tuttavia molte credenze diverse su come queste storie si applicano tra coloro che credono in un'origine soprannaturale, che vanno da un dio che crea direttamente l'universo così com'è ora a un dio che mette semplicemente le "ruote in movimento" (ad esempio tramite meccanismi come il big bang ed evoluzione).

Etnologi e antropologi che studiano i miti hanno sviluppato vari schemi di classificazione per i vari temi che appaiono nelle storie della creazione. Per esempio, in un tipo di racconto, il mondo nasce da un uovo mondiale ; tali storie includono il poema epico finlandese Kalevala , la storia cinese di Pangu o l' indiano Brahmanda Purana . Nelle storie correlate, l'universo è creato da una singola entità che emana o produce qualcosa da se stessa, come nel concetto del buddismo tibetano di Adi-Buddha , l' antica storia greca di Gaia (Madre Terra), il mito della dea azteca Coatlicue , la storia dell'antico dio egizio Atum e la narrativa della creazione della Genesi giudeo-cristiana in cui il Dio abramitico creò l'universo. In un altro tipo di storia, l'universo è creato dall'unione di divinità maschili e femminili, come nella storia Maori di Rangi e Papa . In altre storie, l'universo è stato creato da lavorazione da materiali pre-esistenti, come ad esempio il cadavere di un morto Dio, come da Tiamat nel babilonese epico Elish o del gigante Ymir in mitologia norrena -o da materiali caotici, come in Izanagi e Izanami nella mitologia giapponese . In altre storie, l'universo emana da principi fondamentali, come Brahman e Prakrti , il mito della creazione dei Serer , o lo yin e lo yang del Tao .

Modelli filosofici

I filosofi presocratici greci e indiani svilupparono alcuni dei primi concetti filosofici dell'universo. I primi filosofi greci notarono che le apparenze possono ingannare e cercarono di comprendere la realtà sottostante alle apparenze. In particolare, hanno notato la capacità della materia di cambiare forma (ad esempio, ghiaccio in acqua in vapore) e diversi filosofi hanno proposto che tutti i materiali fisici del mondo siano forme diverse di un singolo materiale primordiale, o arche . Il primo a farlo fu Talete , che propose che questo materiale fosse acqua . Lo studente di Talete, Anassimandro , propose che tutto provenisse dall'apeiron illimitato . Anaximenes proposto il materiale primordiale essere aria a causa delle sue qualità attraenti e repulsive percepito che causano l' arche di condensa o dissociano in forme diverse. Anassagora propose il principio del Nous (Mente), mentre Eraclito propose il fuoco (e parlò di logos ). Empedocle propose gli elementi come terra, acqua, aria e fuoco. Il suo modello a quattro elementi è diventato molto popolare. Come Pitagora , Platone credeva che tutte le cose fossero composte da numeri , con gli elementi di Empedocle che assumevano la forma dei solidi platonici . Democrito e filosofi successivi, in particolare Leucippo, proposero che l'universo fosse composto da atomi indivisibili che si muovono attraverso un vuoto ( vuoto ), sebbene Aristotele non lo credesse fattibile perché l'aria, come l'acqua, offre resistenza al movimento . L'aria si precipiterà immediatamente a riempire un vuoto, e inoltre, senza resistenza, lo farebbe indefinitamente velocemente.

Sebbene Eraclito sostenesse un cambiamento eterno, il suo contemporaneo Parmenide suggeriva radicalmente che ogni cambiamento è un'illusione, che la vera realtà sottostante è eternamente immutabile e di un'unica natura. Parmenide denotava questa realtà come τὸ ἐν (L'Uno). L'idea di Parmenide sembrava poco plausibile a molti greci, ma il suo allievo Zenone di Elea li sfidò con diversi famosi paradossi . Aristotele ha risposto a questi paradossi sviluppando la nozione di un potenziale infinito numerabile, così come il continuum infinitamente divisibile. A differenza dei cicli eterni e immutabili del tempo, credeva che il mondo fosse delimitato dalle sfere celesti e che la magnitudine stellare cumulativa fosse solo finitamente moltiplicativa.

Il filosofo indiano Kanada , fondatore della scuola Vaisheshika , sviluppò una nozione di atomismo e propose che luce e calore fossero varietà della stessa sostanza. Nel V secolo d.C., il filosofo atomista buddista Dignaga propose che gli atomi fossero di dimensioni puntuali, senza durata e fatti di energia. Hanno negato l'esistenza di materia sostanziale e hanno proposto che il movimento consistesse in lampi momentanei di un flusso di energia.

La nozione di finitismo temporale è stata ispirata dalla dottrina della creazione condivisa dalle tre religioni abramitiche : ebraismo , cristianesimo e islam . Il filosofo cristiano , Giovanni Filopono , ha presentato gli argomenti filosofici contro l'antica nozione greca di un passato e un futuro infiniti. Gli argomenti di Filopono contro un passato infinito furono usati dal primo filosofo musulmano , Al-Kindi (Alkindus); il filosofo ebreo , Saadia Gaon (Saadia ben Joseph); e il teologo musulmano , Al-Ghazali (Algazel).

Concetti astronomici

Calcoli del III secolo a.C. di Aristarco sulle dimensioni relative, da sinistra a destra, del Sole, della Terra e della Luna, da una copia greca del X secolo d.C.

I modelli astronomici dell'universo furono proposti subito dopo l' inizio dell'astronomia con gli astronomi babilonesi , che consideravano l'universo come un disco piatto galleggiante nell'oceano, e questo costituisce la premessa per le prime mappe greche come quelle di Anassimandro ed Ecateo di Mileto .

I filosofi greci successivi , osservando i moti dei corpi celesti, si preoccuparono di sviluppare modelli dell'universo basati più profondamente sull'evidenza empirica . Il primo modello coerente fu proposto da Eudosso di Cnido . Secondo l'interpretazione fisica del modello di Aristotele, le sfere celesti ruotano eternamente con moto uniforme attorno a una Terra stazionaria. La materia normale è interamente contenuta all'interno della sfera terrestre.

De Mundo (composto prima del 250 a.C. o tra il 350 e il 200 a.C.), affermava: "Cinque elementi, situati in sfere in cinque regioni, essendo la minore in ogni caso circondata dalla maggiore, cioè terra circondata dall'acqua, acqua dall'aria, aria dal fuoco e fuoco dall'etere, compongono l'intero universo".

Anche questo modello fu perfezionato da Callippo e dopo che le sfere concentriche furono abbandonate, fu portato in accordo quasi perfetto con le osservazioni astronomiche di Tolomeo . Il successo di un tale modello è in gran parte dovuto al fatto matematico che qualsiasi funzione (come la posizione di un pianeta) può essere scomposta in un insieme di funzioni circolari (i modi di Fourier ). Altri scienziati greci, come il filosofo pitagorico Filolao , postularono (secondo il racconto di Stobeo ) che al centro dell'universo vi fosse un "fuoco centrale" attorno al quale la Terra , il Sole , la Luna e i pianeti ruotavano di moto circolare uniforme.

L' astronomo greco Aristarco di Samo fu il primo individuo conosciuto a proporre un modello eliocentrico dell'universo. Sebbene il testo originale sia andato perduto, un riferimento nel libro di Archimede The Sand Reckoner descrive il modello eliocentrico di Aristarco. Archimede ha scritto:

Tu, re Gelon, sai che l'universo è il nome dato dalla maggior parte degli astronomi alla sfera il cui centro è il centro della Terra, mentre il suo raggio è uguale alla linea retta tra il centro del Sole e il centro del Terra. Questo è il resoconto comune, come avete sentito dagli astronomi. Ma Aristarco ha tirato fuori un libro composto da alcune ipotesi, in cui risulta, in conseguenza delle ipotesi fatte, che l'universo è molte volte più grande dell'universo appena citato. Le sue ipotesi sono che le stelle fisse e il Sole rimangano immobili, che la Terra ruoti attorno al Sole sulla circonferenza di un cerchio, il Sole che giace nel mezzo dell'orbita, e che la sfera delle stelle fisse, situata intorno allo stesso centro come il Sole, è così grande che il cerchio in cui suppone che la Terra giri ha una proporzione tale alla distanza delle stelle fisse come il centro della sfera sta alla sua superficie

Aristarco credeva quindi che le stelle fossero molto lontane e vedeva questo come il motivo per cui non era stata osservata la parallasse stellare , cioè non era stato osservato che le stelle si muovessero l'una rispetto all'altra mentre la Terra si muoveva intorno al Sole. Le stelle sono infatti molto più lontane della distanza che generalmente si supponeva nell'antichità, motivo per cui la parallasse stellare è rilevabile solo con strumenti di precisione. Si presumeva che il modello geocentrico, coerente con la parallasse planetaria, fosse una spiegazione per l'inosservabilità del fenomeno parallelo, la parallasse stellare. Il rifiuto della visione eliocentrica era apparentemente piuttosto forte, come suggerisce il seguente passaggio di Plutarco ( Sulla faccia apparente nell'orbita della luna ):

Cleante [un contemporaneo di Aristarco e capo degli Stoici ] pensava che fosse dovere dei greci accusare Aristarco di Samo con l'accusa di empietà per aver messo in moto il Focolare dell'Universo [cioè la Terra], ... supponendo che il il cielo rimanga in quiete e la Terra ruoti in un cerchio obliquo, mentre ruota, allo stesso tempo, attorno al proprio asse

Incisione Flammarion , Parigi 1888

L'unico altro astronomo dell'antichità conosciuto per nome che sosteneva il modello eliocentrico di Aristarco era Seleuco di Seleucia , un astronomo ellenistico vissuto un secolo dopo Aristarco. Secondo Plutarco, Seleuco fu il primo a dimostrare il sistema eliocentrico attraverso il ragionamento , ma non si sa quali argomenti usò. Gli argomenti di Seleuco per una cosmologia eliocentrica erano probabilmente legati al fenomeno delle maree . Secondo Strabone (1.1.9), Seleuco fu il primo ad affermare che le maree sono dovute all'attrazione della Luna e che l'altezza delle maree dipende dalla posizione della Luna rispetto al Sole. In alternativa, potrebbe aver dimostrato l'eliocentrismo determinando le costanti di un modello geometrico e sviluppando metodi per calcolare le posizioni dei pianeti usando questo modello, come fece poi Niccolò Copernico nel XVI secolo. Durante il Medioevo , modelli eliocentrici furono proposti anche dall'astronomo indiano Aryabhata e dagli astronomi persiani Albumasar e Al-Sijzi .

Modello dell'Universo Copernicano di Thomas Digges nel 1576, con la modifica che le stelle non sono più confinate in una sfera, ma distribuite uniformemente in tutto lo spazio che circonda i pianeti .

Il modello aristotelico è stato accettato nel mondo occidentale per circa due millenni, fino a quando Copernico ha ripreso la prospettiva di Aristarco secondo cui i dati astronomici potrebbero essere spiegati in modo più plausibile se la Terra ruotasse sul proprio asse e se il Sole fosse posto al centro dell'universo.

Al centro riposa il Sole. Perché chi metterebbe questa lampada di un tempio bellissimo in un luogo diverso o migliore di questo, dal quale può illuminare tutto allo stesso tempo?

—  Niccolò Copernico, nel capitolo 10, libro 1 del De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543)

Come notato dallo stesso Copernico, l'idea che la Terra ruoti è molto antica, datando almeno a Filolao (c. 450 aC), Eraclide Pontico (c. 350 aC) ed Ecfanto il Pitagorico . Circa un secolo prima di Copernico, anche lo studioso cristiano Nicola Cusano propose che la Terra ruoti sul proprio asse nel suo libro Sulla dotta ignoranza (1440). Al-Sijzi ha anche proposto che la Terra ruoti sul proprio asse. Prove empiriche per la rotazione della Terra sul proprio asse, utilizzando il fenomeno delle comete , sono state fornite da Tusi (1201-1274) e Ali Qushji (1403-1474).

Questa cosmologia è stata accettata da Isaac Newton , Christiaan Huygens e scienziati successivi. Edmund Halley (1720) e Jean-Philippe de Chéseaux (1744) notarono indipendentemente che l'assunzione di uno spazio infinito riempito uniformemente di stelle porterebbe alla previsione che il cielo notturno sarebbe luminoso quanto il Sole stesso; questo divenne noto come il paradosso di Olbers nel XIX secolo. Newton credeva che uno spazio infinito riempito uniformemente di materia avrebbe causato infinite forze e instabilità, facendo sì che la materia venisse schiacciata verso l'interno sotto la sua stessa gravità. Questa instabilità è stata chiarita nel 1902 dal criterio di instabilità Jeans . Una soluzione a questi paradossi è l' Universo Charlier , in cui la materia è organizzata gerarchicamente (sistemi di corpi orbitanti che orbitano essi stessi in un sistema più grande, all'infinito ) in modo frattale tale che l'universo ha una densità complessiva trascurabile; un tale modello cosmologico era stato proposto anche in precedenza nel 1761 da Johann Heinrich Lambert . Un significativo progresso astronomico del XVIII secolo fu la realizzazione di nebulose da parte di Thomas Wright , Immanuel Kant e altri .

Nel 1919, quando il telescopio Hooker fu completato, l'opinione prevalente era ancora che l'universo fosse costituito interamente dalla Via Lattea. Usando il telescopio Hooker, Edwin Hubble identificò le variabili Cefeidi in diverse nebulose a spirale e nel 1922-1923 dimostrò in modo conclusivo che la Nebulosa di Andromeda e il Triangolo, tra le altre, erano intere galassie al di fuori della nostra, dimostrando così che l'universo è costituito da una moltitudine di galassie.

L'era moderna della cosmologia fisica iniziò nel 1917, quando Albert Einstein applicò per la prima volta la sua teoria della relatività generale per modellare la struttura e la dinamica dell'universo.

Mappa dell'universo osservabile con alcuni dei notevoli oggetti astronomici conosciuti oggi. La scala della lunghezza aumenta esponenzialmente verso destra. I corpi celesti sono mostrati ingranditi per poterne comprendere le forme.

Guarda anche

Riferimenti

Note a piè di pagina

citazioni

Bibliografia

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• Database extragalattico NASA/IPAC (NED) / ( NED-Distanze ).
• Ci sono circa 10 ⁸² atomi nell'universo osservabile - LiveScience , luglio 2021.
• Ecco perché non sapremo mai tutto del nostro universo – Forbes , maggio 2019.