Univers

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea altor semnificații, consultați Univers (dezambiguizare) .
Universul și componentele sale

Universul este definit în mod obișnuit ca complexul care cuprinde tot spațiul și ceea ce conține, [1] [2] [3] [4] adică materie și energie , planete , stele , galaxii și conținutul spațiului intergalactic . [5] [6]

Observarea științifică a Universului, a cărei parte observabilă are un diametru de aproximativ 93 miliarde de ani lumină , [7] sugerează că a fost guvernată de aceleași legi și constante fizice pentru cea mai mare parte a istoriei sale și de-a lungul istoriei sale. și permite inferențe despre fazele sale inițiale. Teoria Big Bang-ului este cel mai acreditat model cosmologic care descrie nașterea sa; se estimează că acest eveniment a avut loc, văzut din perioada noastră locală de timp, acum aproximativ 13,8 miliarde de ani . [8]

Distanța maximă observabilă teoretic este conținută în universul observabil . Observațiile supernova au arătat că acest lucru, cel puțin în regiunea care conține universul observabil, pare să se extindă într-un ritm din ce în ce mai mare și au apărut o serie de modele pentru a prezice soarta sa finală . Fizicienii nu sunt siguri de ceea ce a precedat Big Bang-ul; mulți refuză să speculeze, îndoindu-se că vor fi găsite vreodată informații referitoare la starea inițială. Unii propun modele ale unui univers ciclic , alții descriu o stare inițială fără frontiere , din care spațiul-timp a apărut și s-a extins în momentul Big Bang-ului. [9] Unele speculații teoretice despre multivers de către cosmologi și fizicieni speculează că universul nostru este doar unul dintre multe care pot exista. [10] [11]

Etimologie, sinonime și definiții

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Cosmos , natură și lume (filozofie) .

Termenul univers derivă din cuvântul latin universus (întreg, întreg) compus din unus (unul) și versus (față, înfășurat. Partea. Trecere. De vertere ). [12] Cuvântul latin a fost adesea folosit de Cicero și mai târziu de autorii latini cu sensul posedat astăzi în italiană . [13]

Contracția poetică Unvorsum , din care derivă universus , a fost folosită pentru prima dată de Titus Lucretius Carus în Cartea a IV-a (paragraful 262) din De rerum natura („Despre natura lucrurilor”). [14] Conform unei interpretări particulare, ar însemna „tot ce se rotește ca unul” sau „tot ce este rotit cu unul”. În acest sens, poate fi considerat ca o traducere dintr-un cuvânt grecesc antic pentru univers, περιφορά ( periforá , „circumambulare”, cuvânt folosit inițial pentru a descrie calea mâncării, care era servită de-a lungul cercului meselor). [15] περιφορά se referea la unul dintre primele modele grecești ale universului, cel al sferelor cerești , care, potrivit lui Aristotel, au fost puse în mișcare, tocmai de o singură „ființă”, așa-numitul „ Primo Mobile ” sau „ „ MotorPrimo Mobile .

Un alt termen pentru „univers” în Grecia Antică a fost τὸ πᾶν ( pán , vezi The Whole , Pan ). Termenii înrudiți erau materie ( τὸ ὅλον , tò hólon ) și loc ( τὸ κενόν , tò kenón ). [16] [17]

Alte sinonime pentru univers printre filozofii antici greci au inclus κόσμος ( cosmos ) și φύσις (adică Natură și, prin urmare, cuvântul „ fizică ”). [18] Aceleași sinonime se găsesc printre autorii latini ( totum , mundus , natura ) [19] și în cele din urmă în limba modernă, de exemplu în cuvintele germane Das All , Weltall și Natur , precum și, desigur, în italiană . [20]

Definiția mai largă: realitate și probabilitate

Cea mai largă definiție a universului poate fi găsită în De division naturae de către filosoful și teologul medieval Giovanni Scotus Eriugena , care l-a definit pur și simplu ca întreg: tot ceea ce este creat și tot ce nu este creat.

Definiția ca „realitate”

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: realitate și fizică .

Cel mai frecvent, universul este definit ca tot ceea ce există fizic. Conform cunoștințelor noastre actuale, acesta constă apoi din trei elemente fundamentale: spațiu-timp , energie (care include impulsul și materia ) și legile fizice .

Definiția universului ca spațiu-timp conectat

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: inflația haotică .

Este posibil să concepem spațiu-timp deconectat, existent, dar incapabil să interacționeze unul cu celălalt. O metaforă ușor de vizualizat pentru aceasta este un grup de bule de săpun separate. Observatorii trăiesc în interiorul unei „bule” și nu pot interacționa cu cei din alte bule de săpun, nici măcar în principiu. Conform terminologiei comune, fiecare „bule“ de spațiu - timp este un univers, în timp ce nostru special spațiu - timp este menționată ca „Universul“, la fel cum ne referim la noastre luna ca „ Luna “. Setul de spațiu-timp se numește multivers . [21] În principiu, alte universuri deconectate de ale noastre pot avea dimensiuni și topologii spațiu-timp diferite, forme diferite de materie și energie , legi diferite și constante fizice , dar acestea sunt speculații.

Univers observabil , ilustrație logaritmică

Cea mai îngustă definiție: universul ca realitate observabilă

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Univers observabil .

Conform unei definiții și mai restrictive, universul este tot ceea ce în spațiul-timp conectat poate interacționa cu noi și invers.

Conform teoriei generale a relativității , unele regiuni ale spațiului nu vor interacționa niciodată cu noi pe toată durata universului: expansiunea spațiului face ca aceste regiuni să se îndepărteze de noi cu o viteză mai mare decât cea a luminii . Acele regiuni îndepărtate sunt considerate ca existente și fac parte din realitate la fel de mult ca și noi, dar nu vom putea niciodată să interacționăm cu ele. Regiunea spațială în care putem influența și prin care să fim influențați este denumită universul observabil . Strict vorbind, universul observabil depinde de poziția observatorului. Călătorind, un observator poate intra în contact cu o regiune mai mare de spațiu-timp și, prin urmare, universul său observabil va fi mai mare. Cu toate acestea, nici măcar cel mai rapid călător nu ar putea interacționa cu tot spațiul. În general, prin univers observabil înțelegem universul observabil din Calea Lactee.

Istoria observației sale

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Cosmologie (astronomie) .

De-a lungul istoriei înregistrate, au fost propuse mai multe cosmologii și cosmogonii pentru a explica observațiile asupra universului. Primele modele cantitative, geocentrice , au fost dezvoltate de filosofii Greciei antice. De-a lungul secolelor, observații mai precise și teorii mai bune despre gravitație au condus mai întâi la modelul heliocentric al lui Nicolaus Copernic , apoi la modelul sistemului solar al lui Isaac Newton . Alte îmbunătățiri în domeniul astronomiei au condus la înțelegerea modului în care sistemul solar este încorporat într-o galaxie formată din miliarde de stele, Calea Lactee și că există n miliarde de galaxii mai mult sau mai puțin similare. Studiile privind distribuția și linia lor spectrală au condus la cosmologia modernă. Descoperirile schimbării de roșu și a fondului cosmic cu microunde au dezvăluit modul în care universul se extinde și că poate a avut un început.

Această imagine de înaltă rezoluție a câmpului ultra profund Hubble arată o gamă variată de galaxii , fiecare alcătuită din miliarde de stele . Zona echivalentă de cer pe care o ocupă imaginea este afișată ca o casetă roșie în colțul din stânga jos. Cele mai mici galaxii, cele mai roșii, în jur de 100, sunt unele dintre cele mai îndepărtate galaxii care au fost capturate vreodată de un telescop optic.

Conform modelului științific predominant al universului, modelul Big Bang , universul s-a extins dintr-o fază extrem de fierbinte și densă numită era Planck , în care era concentrată toată materia și energia universului observabil . De pe vremea lui Planck, universul s-a extins la forma actuală, poate cu o perioadă scurtă (mai puțin de 10 -32 secunde) de inflație cosmică .

Mai multe măsurători experimentale independente susțin această teorie a expansiunii metrice a spațiului și, mai general, teoria Big Bang-ului. Observații recente indică faptul că această expansiune se accelerează din cauza energiei întunecate și că cea mai mare parte a materiei din univers poate fi într-o formă care nu este detectabilă de instrumentele actuale și, prin urmare, nu este luată în considerare în modelele universului, împiedicând predicțiile noastre. pe soarta supremă a universului . [22] Această formă de materie a fost numită materie întunecată . [23]

La 21 martie 2013, conducerea echipelor europene de cercetare privind sonda Planck a publicat cea mai recentă hartă a radiației cosmice de fond a cerului. [8] [24] [25] [26] [27] Harta sugerează că universul este puțin mai vechi decât se credea anterior. Potrivit hărții, fluctuațiile subtile de temperatură au fost imprimate pe cerul adânc atunci când cosmosul avea o vechime de aproximativ 370.000 de ani. Aceste fluctuații reflectă valuri care au apărut în primele 10-30 de secunde. Aparent, aceste valuri au dat naștere la vasta structură superclusteră actuală a galaxiilor și a materiei întunecate . Potrivit echipei lui Planck, universul are aproximativ 13,798 ± 0,037 miliarde de ani [28] și este alcătuit din 4,9% materie obișnuită , 26,8% materie întunecată și 68,3% din energie întunecată . Mai mult, constanta Hubble a fost măsurată în 67,80 ± 0,77 (km / s) / Mpc. [8] [24] [25] [27] [28]

Interpretările anterioare ale observațiilor astronomice indicaseră că vârsta universului era de 13,772 ± 0,059 miliarde de ani, [29] (în timp ce decuplarea luminii și a materiei, vezi CMBR , a avut loc la 380 000 de ani după Big Bang) și că diametrul universul observabil este de cel puțin 93 miliarde de ani lumină . [30] Conform relativității generale , spațiul se poate extinde mai repede decât viteza luminii, dar putem vedea doar o mică parte din aceasta datorită limitărilor impuse de viteza luminii în sine. Deoarece nu este posibil să se facă observații dincolo de limitele impuse de viteza luminii (și, în general, a oricărei radiații electromagnetice), nu este posibil să se stabilească dacă dimensiunile universului sunt finite sau infinite.

Dimensiune, vârstă, conținut, structură și legi

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Universul observabil , Vârsta Universului , Structura pe scară largă a Universului și Abundența elementelor chimice .

Regiunea Universului vizibilă de pe Pământ ( universul observabil ) este o sferă cu o rază de aproximativ 46 miliarde de ani lumină . [7] Pentru comparație, diametrul unei galaxii tipice este de 30.000 de ani lumină, iar distanța tipică dintre două galaxii vecine este de 3 milioane de ani lumină. [31] De exemplu, Calea Lactee are aproximativ 100.000 de ani lumină în diametru [32], iar cea mai apropiată galaxie de noi, Andromeda , este la aproximativ 2,5 milioane de ani lumină distanță. [33]

Există probabil peste 100 de miliarde (10 11 ) de galaxii în universul observabil, [34] deși analiza datelor proiectelor „Hubble Deep Field” și „Hubble Ultra Deep Field” a condus la teorizarea unui număr între 300 și 500 de miliarde [ fără sursă ] . Galaxiile tipice variază de la galaxii pitice cu doar zece milioane [35] (10 7 ) de stele până la galaxii gigantice cu o mie de miliarde (10 12 ) de stele, [36] care orbitează în jurul centrului de masă al galaxiei lor. Un studiu din 2010 a estimat numărul stelelor observabile din univers la 300.000 trilioane (3 × 10 23 ), [37] în timp ce un studiu din 2016 a speculat că numărul total de galaxii din universul observabil, inclusiv cele prea mici pentru a fi detectate de telescoapele actuale , ambele de 2.000 miliarde (2x10 12 ). [38] [39] [40]

Se crede că universul este compus în mare parte din energie întunecată și materie întunecată , ambele fiind în prezent slab înțelese. Materia obișnuită reprezintă mai puțin de 5% din Univers.

Materia observabilă este distribuită în mod omogen ( uniform ) în tot universul, în medie pe distanțe de peste 300 de milioane de ani lumină. [41] Cu toate acestea, pe scări mici de lungime, materia este aranjată în „aglomerări”, grupându-se ierarhic: un număr mare de atomi sunt prezenți în stele, majoritatea stelelor se grupează în galaxii, majoritatea galaxiilor în grupuri, supergrupuri de galaxii și, în cele din urmă, există structuri la scară largă, cum ar fi Marele Zid . Materia observabilă a Universului este, de asemenea, împrăștiată izotrop , ceea ce înseamnă că fiecare regiune a cerului are aproximativ același conținut. [42]

Universul este, de asemenea, scufundat într-o radiație cu microunde foarte izotropă, care corespunde unui echilibru termic cu un spectru al corpului negru de aproximativ 2.725 kelvin . [43] Ipoteza că Universul este omogen și izotrop la scări mari este cunoscută sub numele de principiu cosmologic , [44] care este susținut de observații astronomice .

Densitatea globală actuală a universului este foarte mică, în jur de 9,9 × 10 −30 grame pe centimetru cub. Această energie-masă pare a fi alcătuită din 68,3% energie întunecată , 26,8% materie întunecată rece și 4,9% materie obișnuită . Densitatea în atomi este de ordinul unui singur atom de hidrogen pentru fiecare patru metri cubi de volum. [24] [45]

Proprietățile energiei întunecate și ale materiei întunecate sunt în mare parte necunoscute. Materia întunecată interacționează cu câmpul gravitațional ca materia obișnuită și, prin urmare, încetinește expansiunea universului ; dimpotrivă, energia întunecată își accelerează expansiunea .

Cea mai exactă estimare a vârstei universului este de 13,798 ± 0,037 miliarde de ani, calculată pe baza observațiilor fondului cosmic cu microunde efectuate cu sonda PLANCK . [8] Estimările independente (bazate pe măsurători precum datarea radioactivă ) converg, de asemenea, între 13-15 miliarde de ani. [46] Universul nu a fost același în fiecare moment al istoriei sale; de exemplu, populațiile relative de quasare și galaxii s-au schimbat și spațiul în sine s-a extins . Această expansiune explică modul în care lumina dintr-o galaxie aflată la 30 de miliarde de ani lumină distanță poate fi observată pe Pământ, chiar dacă lumina a călătorit timp de 13 miliarde de ani: spațiul s-a extins. Această expansiune este în concordanță cu observația că lumina din galaxiile îndepărtate a suferit o schimbare de roșu : lungimea de undă a fotonilor emiși a fost „întinsă” și, prin urmare, a crescut, cu o consecință a scăderii frecvenței lor, în timpul călătoriei lor. Pe baza studiilor supernovelor de tip Ia , coroborate și de alte date, rata acestei expansiuni spațiale se accelerează .

Fracțiile relative ale diferitelor elemente chimice - în special ale atomilor mai ușori, cum ar fi hidrogenul , deuteriul și heliul - par a fi identice în întregul univers și de-a lungul istoriei sale observabile. [47]

Universul pare să aibă mult mai multă materie decât antimaterie , o asimetrie legată poate de observațiile privind încălcarea CP . [48] Universul pare să nu aibă sarcină electrică netă și, astfel, gravitația pare a fi interacțiunea dominantă pe scările de lungime cosmologică. Universul pare să nu aibă nici un moment ascuțit, nici un moment ascuțit ascuțit. Absența sarcinii și a impulsului net ar fi o consecință a legilor fizice acceptate ( Legea lui Gauss și nedivergența pseudotensorului stres-energie-impuls ) dacă universul ar fi finit. [49]

Particulele elementare din care este format universul. Șase leptoane și șase quarcuri reprezintă cea mai mare parte a problemei ; de exemplu, protonii și neutronii nucleilor atomici sunt compuși din quarcuri, iar electronul omniprezent este un lepton. Aceste particule interacționează prin intermediul bosonilor Gauge , arătați în rândul din mijloc, fiecare corespunzând unui anumit tip de simetrie gauge . Se crede că bosonul Higgsmasă particulelor cu care interacționează. Gravitonul , un boson gabarit ipotetic pentru gravitație , nu a fost reprezentat.

Universul pare să aibă un continuu spațio-temporal lin , format din trei dimensiuni spațiale și una temporală . În medie, observațiile asupra spațiului tridimensional sugerează că acesta este plat, adică are o curbură aproape de zero; aceasta implică faptul că geometria euclidiană este adevărată din punct de vedere experimental cu o precizie ridicată pentru cea mai mare parte a Universului. [50] Spațiul timp pare, de asemenea, să aibă o topologie pur și simplu conectată , cel puțin pe scara de lungime a universului observabil. Cu toate acestea, observațiile actuale nu pot exclude posibilitatea ca universul să aibă dimensiuni multiple și ca spațiul-timp să aibă o topologie globală conectată în mod multiplu, în analogie cu topologiile cilindrului sau ale torului . [51]

Universul pare să urmeze în mod regulat un set de legi și constante fizice . [52] Conform actualului model standard de fizică, materia este compusă din trei generații de leptoni și quarks , ambii fermioni . Aceste particule elementare interacționează prin cel puțin trei interacțiuni fundamentale : interacțiunea electrolabă care include electromagnetismul și forța nucleară slabă , forța nucleară puternică descrisă de cromodinamica cuantică și gravitația , care, în prezent, este cel mai bine descrisă de relativitatea generală . Primele două interacțiuni pot fi descrise prin teorii cuantice renormalizate și sunt mediate de bosoni gauge, fiecare dintre aceștia corespunzând unui anumit tip de simetrie gauge .

O teorie cuantică renormalizată a relativității generale nu a fost încă realizată, deși diferitele forme ale teoriei corzilor par promițătoare. Se crede că teoria relativității speciale se aplică în întregul univers, cu condiția ca scalele de lungime spațială și temporală să fie suficient de scurte, altfel trebuie aplicată teoria mai generală a relativității generale. Nu există nicio explicație pentru valorile pe care constantele fizicii par să le aibă în universul nostru, precum cea pentru constanta h a lui Planck sau pentru constanta gravitațională universală G. Au fost identificate mai multe legi de conservare , cum ar fi conservarea sarcinii , impulsului , impulsului unghiular și energiei ; în multe cazuri aceste legi de conservare pot fi legate de simetrii sau identități matematice .

„Reglarea fină”

Pictogramă lupă mgx2.svg Universul reglat fin .

Multe dintre proprietățile Universului par a avea valori speciale: un univers cu proprietăți ușor diferite nu ar putea susține viața inteligentă. [53] [54] Nu toți oamenii de știință sunt de acord că universul este „reglat fin” (un Univers reglat fin în limba engleză ). [55] [56] În special, nu se știe în ce condiții s-ar putea forma viața inteligentă și în ce forme. O observație relevantă în această discuție este că, pentru ca un observator să existe și, prin urmare, pentru a putea observa reglarea fină, Universul trebuie să fie capabil să susțină o viață inteligentă. Prin urmare, probabilitatea condiționată de observarea unui univers reglat pentru a susține viața inteligentă este întotdeauna 1. Această observație este cunoscută sub numele de principiul antropic și este deosebit de important în cazul în care crearea Universului este probabilistă sau dacă există mai multe universuri cu proprietăți variabile ( a se vedea teoria Multiversului ).

Modele istorice ale universului

Din punct de vedere istoric, diverse cosmologii și cosmogonii s-au bazat pe narațiuni ale evenimentelor dintre zeii antici. Primele teorii ale unui univers impersonal guvernat de legi fizice datează din vechii greci și indieni. De-a lungul secolelor, noile invenții de instrumente pentru observare și descoperiri în domeniul mișcării corpurilor și al gravitației au dus la o descriere tot mai exactă a universului. Era modernă a cosmologiei a început în 1915 cu teoria relativității generale a lui Einstein , care a făcut posibilă formularea unor presupuneri cantitative despre originea, evoluția și concluzia întregului univers. Cea mai modernă și acceptată teorie a cosmologiei se bazează pe relativitatea generală și, mai precis, pe ipoteza Big Bang .

Creatia

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Creația (teologia) .

Multe culturi au povești care descriu originea lumii, care pot fi grupate sumar în tipuri comune. Una dintre acestea este nașterea lumii dintr-un ou cosmic ; exemple de povești legate de această tipologie sunt epopeea finlandeză Kalevala , povestea chineză a lui Pangu și indianul Brahmanda Purana . Creația poate fi adusă de o singură entitate, care emană sau produce ceva de la sine, ca în cazul budismului tibetan ( Adi-Buddha ) sau Gaia , mitul aztec al Coatlicue , zeitatea egipteană Atum sau Geneza ebraică - creștină . În alte tipuri de povești, lumea este creată prin unirea unui mascul și a unei divinități feminine, ca în narațiunea mitologică Māori despre Rangi și Papa . În alte povești, universul este creat prin prelucrarea „materialului” preexistent, ca în epopeea babiloniană Enûma Eliš , cea nordică a gigantului Ymir și povestea Izanagi și Izanami din mitologia japoneză ; alteori, universul își are originea în principii fundamentale: vezi de exemplu Brahman și Prakṛti , sau yin și yang din Tao .

Modele filozofice

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: presocratice , fizică (Aristotel) , cosmologie hindusă și timp .

Din secolul al VI-lea î.Hr., presocraticii au dezvoltat primul model filosofic cunoscut al universului. Filozofii antici greci au remarcat că aparențele ar putea fi înșelătoare și că trebuia înțeleasă pentru a delimita realitatea din spatele apariției în sine. În special, au remarcat capacitatea lucrurilor de a-și schimba forma (cum ar fi gheața, în apă și apoi în abur) și mai mulți filozofi au propus că toate materialele aparent diferite ale lumii erau forme diferite ale unui singur material primordial, numit Archè . Primul care a crezut acest lucru a fost Thales , care a susținut că acest material este apă . Un student al lui Thales, Anaximander , a propus ca totul să provină de la nemărginitul Ápeiron . Anaximenes din Milet , pe de altă parte, a propus aerul ca Arché, datorită calităților sale atractive și respingătoare percepute, care i-au permis să se condenseze și să se disocieze în diferite forme.

Anaxagoras a propus principiul intelectului cosmic, în timp ce Heraclit a afirmat că Arches este foc (și a vorbit și despre Logos ). Empedocle a propus patru elemente: pământ, apă, aer și foc, dând astfel viață unei credințe foarte populare. La fel ca Pitagora , Platon credea că toate lucrurile erau compuse din numere , transformând elementele lui Empedocle în „ solide ”. Leucipp , Democrit și alți filozofi de mai târziu - inclusiv Epicur - au propus că universul era compus din elemente invizibile, atomii , care se mișcă în vid . Aristotel, pe de altă parte, nu credea că este posibil deoarece aerul, ca și apa, genera rezistență la mișcare . De fapt, aerul se grăbește să umple un gol și, făcând acest lucru, mișcarea sa este nedefinită rapidă și fără rezistență.

Deși Heraclit vorbește despre schimbări eterne, Parmenides , aproape contemporanul său, face o sugestie radicală, afirmând că toate schimbările sunt o iluzie și că realitatea adevărată este etern neschimbată și de o singură natură. Parmenide numește această realitate „ Ființă ”. Teoria lui Parmenide părea neverosimilă multor greci, dar unul dintre studenții săi, Zenon din Elea, a susținut această teorie cu mai multe și faimoase paradoxuri, Paradoxurile lui Zenon . Aristotel a răspuns acestor paradoxuri dezvoltând noțiunea de infinit potențial numărabil, al cărui exemplu este conceptul de continuum infinit divizibil. Spre deosebire de ciclul etern și neschimbat al timpului, el credea că lumea era mărginită de sfere cerești.

Il filosofo indiano Kanada, fondatore della scuola Vaiśeṣika , sviluppò una teoria di atomismo e propose la luce e il calore come varietà della stessa sostanza. [57] Nel V secolo dC, il filosofo buddhista Dignaga affermò che l'atomo è un punto adimensionale fatto di energia. Negò quindi l'esistenza di una sostanza materiale e affermò che il movimento consisteva in flash momentanei di un flusso di energia. [58]

La teoria del finitismo temporale si ispirò alla dottrina della Creazione tipica delle tre religioni abramitiche : giudaismo , cristianesimo e islamismo . Il filosofo cristiano Giovanni Filopono presentò un'argomentazione filosofica contro la nozione greca di un infinito passato ed un infinito futuro. L'argomentazione contro il passato fu creata dal filosofo islamico al-Kindi , dal filosofo ebraico Saadya Gaon e dal teologo islamico Al-Ghazali . Facendosi prestare la "fisica" e la "metafisica" aristoteliche, idearono due argomentazioni logiche contro l'infinitezza del passato, la prima delle quali "argomenta dell'impossibilità dell'esistenza di un infinito attuale", che afferma: [59]

"Un infinito attuale non può esistere."
"Un infinito regresso temporale di eventi è un infinito attuale."
"Un infinito regresso temporale di eventi non può esistere."

La seconda argomentazione "argomenta dell'impossibilità di completare un infinito attuale con un'adduzione successiva": [59]

"Un infinito attuale non può essere completato da una successiva aggiunta."
"Le serie temporali dei passati esempi è stata completata da aggiunte successive."
"Le serie temporali dei passati eventi non può essere un infinito attuale."

Entrambe le argomentazioni furono adottate dai filosofi e teologi cristiani e la seconda argomentazione, in particolare, divenne molto famosa dopo che essa fu adottata da Immanuel Kant nelle sue famose tesi sulla prima antinomia sul tempo . [59]

Modelli astronomici

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Storia dell'astronomia .
Calcoli di Aristarco su Sole, Terra e Luna, da una copia greca del X secolo dC

Dei primi modelli astronomici dell'universo furono proposti dagli astronomi babilonesi che vedevano l'universo come un disco piatto posato su un oceano; tale idea fu la premessa per le mappe di Anassimandro ed Ecateo di Mileto .

In seguito, i filosofi greci, osservando i moti dei corpi celesti, si concentrarono su modelli di universo sviluppati molto più profondamente su prove empiriche. Il primo modello coerente fu proposto da Eudosso di Cnido . Secondo l'interpretazione fisica di Aristotele del modello, delle sfere celesti ruotano eternamente con moto uniforme attorno ad una Terra immobile, mentre gli elementi classici sono contenuti interamente nella sfera terrestre. Questo modello fu rifinito da Callippo di Cizico e dopo che le sfere concentriche furono abbandonate, fu portato al quasi perfetto accordo con le osservazioni astronomiche da Claudio Tolomeo . Il successo di questo modello è largamente dovuto alla matematica: ogni funzione (come la posizione di un pianeta) può essere decomposta in una serie di funzioni circolari ( serie di Fourier ). Altri filosofi greci, come il pitagorico Filolao affermarono che al centro dell'universo vi era un "fuoco centrale" attorno cui la Terra, il Sole, la Luna e gli altri pianeti rivoluzionano in un moto uniforme circolare. [60] L' astronomo greco Aristarco di Samo fu il primo a proporre un modello eliocentrico . Anche se il testo originale è stato perso, un riferimento in un testo di Archimede descrive la teoria eliocentrica di Aristarco. Archimede scrive:

«Tu Re Gelone sei consapevole che l''universo' è il nome dato dalla maggior parte degli astronomi alla sfera al cui centro è la Terra, mentre il suo raggio è uguale alla linea che congiunge il centro del Sole dal centro della Terra. Questo è il punto in comune come hai potuto udire dagli astronomi. Tuttavia Aristarco ha messo in evidenza un testo che consiste in certe ipotesi, in cui appare, come una conseguenza delle ipotesi fatte, che l'universo è molte volte più grande dell''universo' appena menzionato. Le sue ipotesi dicono che le stelle fisse e il Sole rimangono immobili, che la Terra rivoluziona attorno al Sole sulla circonferenza di un cerchio, il Sole disteso nel mezzo dell'orbita, e che la sfera delle stelle fisse, situate circa nello stesso centro come il Sole, è così grande che il cerchio, nel quale lui suppone sia la Terra per ruotare, supporti una specie di proporzione rispetto alla distanza delle stelle fisse, come il centro delle sfere di supporto rispetto alla sua superficie.»

Aristarco quindi credeva che le stelle fossero molto distanti e attribuiva a questa lontananza il fatto che non si riuscisse a misurare alcun moto stellare di parallasse , il quale è un movimento apparente delle stelle determinato dal movimento della Terra attorno al Sole. Le stelle sono infatti molto più distanti rispetto a quanto si potesse immaginare nei tempi antichi e la loro parallasse è così piccola che poté essere misurata solo nel XVIII secolo. Il modello geocentrico , invece, forniva una valida spiegazione della non osservabilità del fenomeno della parallasse stellare. Il rifiuto della concezione eliocentrica fu apparentemente abbastanza forte, come il seguente passaggio di Plutarco suggerisce:

« Cleante [un contemporaneo di Aristarco e capo degli Stoici] pensava fosse dovere dei greci accusare Aristarco di Samo di empietà per aver messo in moto la Salute dell'universo, [...] supponendo che il cielo rimanga immobile e che la Terra rivoluzioni in un circolo obliquo, mentre ruotava, allo stesso tempo, attorno al suo stesso asse.»

L'unico astronomo conosciuto dell'antichità che abbia supportato il modello eliocentrico di Aristarco fu Seleuco di Seleucia , un astronomo greco che visse un secolo dopo Aristarco stesso. [61] [62] [63] Secondo Plutarco , Seleuco fu il primo a dare prova della correttezza del sistema eliocentrico attraverso il ragionamento ma non si ha conoscenza di quali argomentazioni abbia usato. Tali argomenti a favore della teoria eliocentrica furono probabilmente legati al fenomeno delle maree . [64] Secondo Strabone , Seleuco fu il primo ad affermare che le maree sono dovute all'attrazione della Luna e che la loro altezza dipende dalla posizione della Luna rispetto al Sole. [65] In alternativa, avrebbe potuto provare la teoria eliocentrica determinando la costante di un modello geometrico della teoria eliocentrica e sviluppando metodi per determinare le posizioni planetarie usando questo modello, come ciò che avrebbe fatto in seguito Corpernico nel XVI secolo. [66] Durante il Medioevo , il modello eliocentrico poteva essere proposto solo dall' astronomo indiano Aryabhata [67] e dai persiani Abu Ma'shar al-Balkhi [68] e Al-Sijzi . [69]

Modello dell'universo copernicano di Thomas Digges , disegnato nel 1576, con un miglioramento ovvero le stelle non sono confinate in sfere ma disseminate uniformemente per tutto lo spazio circostante i pianeti.

Il modello aristotelico fu accettato nel mondo occidentale per circa due millenni, finché Copernico non ravvivò la teoria di Aristarco che i dati astronomici potevano essere spiegati più plausibilmente se la Terra ruotava attorno al proprio asse e se il Sole fosse posizionato al centro dell'universo.

«Nel centro vi è il Sole. Per chi avrebbe posto questa lampada di un bellissimo tempio in un altro o migliore posto di questo dal quale può illuminare tutto allo stesso tempo?»

( Nicola Copernico Capitolo 10, Libro 1, De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543) )

Come fa notare Copernico stesso, l'idea che la Terra ruoti era molto antica, databile almeno fin da Filolao (circa 450 aC ), Eraclide Pontico (circa 350 aC ) ed Ecfanto di Siracusa . Circa un secolo prima di Copernico, uno studioso cristiano, Nicola Cusano , aveva anch'esso proposto che la Terra ruotasse attorno al proprio asse nel suo stesso testo, La Dotta Ignoranza ( 1440 ). [70] Anche Aryabhata ( 476 - 550 ), Brahmagupta ( 598 - 668 ), Abu Ma'shar al-Balkhi e Al-Sijzi avevano presunto che la Terra ruotasse attorno al proprio asse. [ senza fonte ] La prima prova empirica della rotazione della Terra, ottenuta osservando le comete , fu data da Nasir al-Din al-Tusi ( 1201 - 1274 ) e da Ali Qushji ( 1403 - 1474 ). [ senza fonte ]

Giovanni Keplero pubblicò le Tavole rudolfine contenente un catalogo di stelle e tavole planetarie realizzate usando le misurazioni di Tycho Brahe .

Questa cosmologia era accettata da Isaac Newton , Christiaan Huygens e altri scienziati. [71] Edmund Halley ( 1720 ) [72] e Jean-Philippe Loys de Chéseaux ( 1744 ) [73] notarono, indipendentemente, che il presupposto di uno spazio infinito e saturo, uniforme con le stelle, avrebbe portato alla conclusione che il cielo notturno avrebbe dovuto essere luminoso come quello durante il dì; questa analisi divenne nota, nel XIX secolo come il Paradosso di Olbers . [74] Newton credeva che uno spazio infinito uniformemente saturo con la materia avrebbe causato infinite forze ed infinita stabilità che avrebbe portato la materia a condensarsi verso l'interno a causa della sua stessa gravità. [71] Questa instabilità fu chiarita nel 1902 dal criterio dell' instabilità di Jeans . [75] Una soluzione a questo paradosso è l' universo di Charlier , in cui la materia è organizzata gerarchicamente (sistemi di corpi orbitanti che sono loro stessi in orbita in sistemi più grandi, ad infinitum ) in un frattale come ad esempio quello in cui l'universo ha una densità complessiva trascurabile; un modello cosmologico simile fu proposto precedentemente, nel 1761 , da Johann Heinrich Lambert . [76] Un avanzamento astronomico significativo del XVIII secolo si ebbe con le nebulose , su cui discussero anche Thomas Wright e Immanuel Kant . [77]

La cosmologia fisica dell'era moderna cominciò nel 1917 , quando Albert Einstein per primo applicò la sua teoria generale della relatività per modellare strutture e dinamiche dell'universo. [78]

La modellizzazione teorica dell'universo

Test ad alta precisione della relatività generale della sonda Cassini (elaborazione artistica): i segnali radio inviati tra la Terra e la sonda (Onda verde) sono ritardate dalla deformazione spaziotemporale (Onde blu) dovute alla massa del Sole.

Delle quattro interazioni fondamentali , l' interazione gravitazionale è la dominante su scala cosmologica e le altre tre sono trascurabili. Dato che materia ed energia gravitano, gli effetti della gravità stessa sono cumulativi; al contrario, gli effetti di cariche positive e negative tendono ad annullarsi, rendendo l'elettromagnetismo relativamente insignificante su scala cosmologica. Le rimanenti due interazioni, la forza nucleare debole e forte si riducono molto rapidamente con la distanza cosicché i loro effetti sono confinati principalmente su scala subatomica.

L'uso della teoria della Relatività generale

1leftarrow blue.svg Voce principale: Relatività generale .

Una volta stabilita la predominanza della gravitazione nelle strutture cosmiche, per avere modelli accurati del passato e del futuro dell'universo bisogna avere una teoria anch'essa accurata della gravitazione dei corpi. La miglior teoria in merito è la teoria della relatività generale di Albert Einstein , la quale finora ha superato con successo ogni test sperimentale eseguito. Le previsioni cosmologiche effettuate con essa appaiono, con l'osservazione astronomica, corrette, così non vi sono ragioni per adottare una teoria differente.

La relatività generale richiede dieci equazioni differenziali parziali non lineari per la metrica spaziotemporale ( Equazioni di campo ) che, applicate al "sistema Universo", devono essere risolte con la distribuzione della massa - energia e della quantità di moto su tutto l'universo. Dato che queste non sono note in dettaglio, i modelli cosmologici si sono finora basati sul principio cosmologico , che afferma che l'universo è omogeneo e isotropo; ovvero che le galassie siano distribuite uniformemente su tutto l'universo, con la stessa densità media. Presumendo una polvere uniforme per tutto l'universo, le equazioni di campo di Einstein si riducono alle più semplici Equazioni di Friedmann e si può quindi prevedere facilmente il futuro dell'universo e conoscere anche con buona precisione il suo passato, sempre su scala cosmologica.

Le equazioni di campo di Einstein includono una costante cosmologica ( Λ ), [78] [79] che corrisponde ad una densità di energia dello spazio vuoto. [80] In base al suo segno, la costante può ridurre ( Λ negativo) o accelerare ( Λ positivo) l' espansione dell'universo . Anche se molti scienziati, incluso Einstein, hanno sostenuto che Λ fosse uguale a zero, [81] recenti osservazioni astronomiche di una supernova di tipo Ia hanno fatto individuare una buona quantità di energia oscura , la quale funziona da catalizzatrice per l'espansione dell'universo. [82] Studi preliminari suggeriscono che l'energia oscura corrisponde ad un Λ positivo, anche se teorie alternative non si possono ancora escludere. [83] Il fisico russo Jakov Borisovič Zel'dovič ha suggerito che Λ sia una misura di energia di punto zero associata con particelle virtuali della teoria quantistica dei campi , una diffusa energia del vuoto che esiste ovunque, anche nello spazio vuoto. [84] Prova di questa energia di punto zero sarebbe osservabile nell' effetto Casimir .

La risoluzione dell'equazione di campo di Einstein

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Equazioni di Friedmann , Big Bang e Destino ultimo dell'universo .

Le distanze fra le galassie aumentano con il passare del tempo ( legge di Hubble ). [85] L'animazione a fianco illustra un universo chiuso di Friedman con costante cosmologica Λ uguale a zero.

Le equazioni di campo di Einstein legano la geometria ed in particolare la curvatura dello spaziotempo alla presenza di materia o energia. La curvatura dello spaziotempo è un parametro che può essere positivo, negativo o nullo. Semplificando lo spaziotempo (che è a quattro dimensioni ) in una superficie bidimensionale (che è a due dimensioni) per ovvia comodità di rappresentazione, la curvatura si manifesta, su una superficie bidimensionale, nella somma degli angoli interni di un triangolo. In uno spazio piatto, ovvero "a curvatura nulla" ( spazio euclideo , spaziotempo di Minkowski ), la somma degli angoli interni di un triangolo è esattamente uguale a 180 gradi. In uno spazio curvo invece la somma degli angoli interni di un triangolo è maggiore o minore di 180 gradi secondo che la curvatura sia positiva o negativa (la differenza da questo ultimo valore è chiamato angolo di deficit ). Una curvatura non nulla dello spaziotempo implica che questo debba essere studiato con le regole di una geometria non euclidea opportuna. Le geometrie non euclidee devono essere quindi considerate nelle soluzioni generali dell'equazione di campo di Einstein.

In esse, il teorema di Pitagora per il calcolo delle distanze vale solamente su lunghezze infinitesime e deve essere "sostituito" con un più generale tensore metrico g μν , che può variare da luogo a luogo. Presumendo il principio cosmologico , secondo cui l'universo è omogeneo e isotropo , la densità di materia in ogni punto nello spazio è uguale ad ogni altro e quindi possono essere ricercate soluzioni simmetriche in cui il tensore metrico sarà costante ovunque nello spazio tridimensionale. Ciò porta a considerare un possibile tensore metrico chiamato Metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker : [86]

dove ( r , θ, φ) corrispondono ad un sistema di coordinate sferico . Questa metrica ha solo due parametri indeterminati: una scala di lunghezza complessiva R che può variare con il tempo (che infatti compare come R(t) , dove t indica il tempo) e un indice di curvatura k che può assumere solo i valori 0, 1 o -1, corrispondenti al piano della geometria euclidea oa spazi di curvatura positiva o negativa. Tramite questi due parametri, la metrica influenza la storia dell'universo, la quale verrà quindi dedotta calcolando R in funzione del tempo, assegnati i valori di k e della costante cosmologica Λ , che è un parametro delle equazioni di campo di Einstein. L'equazione che descrive come varia R nel tempo ( R(t) ) quando si assume il principio cosmologico, è più propriamente conosciuta come equazione di Friedmann , che è una forma particolare dell'Equazione di campo di Einstein. [87]

Le soluzioni per R(t) dipendono da k e da Λ , ma alcune caratteristiche qualitative di tali soluzioni sono generali. Prima e più importante, la lunghezza della scala R dell'Universo può rimanere costante solo se l'Universo è perfettamente isotropo , con curvatura positiva ( k = 1), e con un preciso valore di densità uguale dappertutto; quest'osservazione fu fatta da Einstein . Anche questo equilibrio è tuttavia instabile, e d'altra parte l'Universo è noto per essere disomogeneo sulle scale più piccole; pertanto, in accordo con la relatività generale , R deve cambiare. Quando R cambia, tutte le distanze spaziali nell'Universo cambiano in tandem: si registra un aumento globale o una contrazione dello spazio stesso. Questo spiega l'osservazione iniziale che le galassie si stanno allontanando tra di loro: lo spazio tra di loro si sta "stirando". Lo stiramento dello spazio spiega anche l'apparente paradosso per cui due galassie possono essere separate da 40 miliardi di anni luce anche se hanno iniziato la loro storia nello stesso punto 13 798 000 000 di anni fa e non si sono mai mosse più velocemente della luce .

La seconda caratteristica è che tutte le soluzioni suggeriscono la presenza nel passato di una singolarità gravitazionale : quando R va a 0 , la materia e l'energia presenti nell'Universo divengono infinitamente dense. Può sembrare che questa conclusione sia dubbia, in quanto si basa su ipotesi discutibili di perfetta omogeneità e isotropia ( principio cosmologico ) e sull'idea che solo l'interazione gravitazionale sia significativa. Tuttavia, i Teoremi sulla singolarità di Penrose-Hawking indicano che una singolarità dovrebbe esistere anche sotto condizioni molto più generali. Pertanto, in base alle equazioni di campo di Einstein, R è cresciuto rapidamente da uno stato di densità e calore inimmaginabili, esistente immediatamente dopo la singolarità. Questa è l'essenza del modello del Big Bang . Un comune errore che si fa pensando al Big Bang è che il modello preveda che la materia e l'energia siano esplose da un singolo punto nello spazio e nel tempo; in realtà, lo spazio stesso è stato creato nel Big Bang, intriso di una quantità fissa di energia e di materia distribuite inizialmente in modo uniforme; con l'espansione dello spazio (vale a dire, con l'aumento di R (t) ), la densità di materia e di energia diminuisce.

Lo spazio non ha confini – questo è empiricamente più sicuro di qualsiasi osservazione esterna. Tuttavia, ciò non significa che lo spazio sia infinito ... (dal tedesco )

Bernhard Riemann (Habilitationsvortrag, 1854)

La terza caratteristica è che l'indice di curvatura k determina il segno della curvatura spaziale media dello spaziotempo su scale di lunghezza superiore al miliardo di anni luce . Se k = 1, la curvatura è positiva e l'Universo ha un volume finito. Questo tipo di Universo è spesso visualizzato come una sfera tridimensionale S 3 incorporata in uno spazio quadridimensionale. Se k è invece pari a zero o negativo, l'Universo può , in base alla sua topologia complessiva, avere un volume infinito. Può sembrare contro-intuitivo il fatto che un universo infinito e infinitamente denso possa essere stato creato in un solo istante con il Big Bang , quando R = 0, tuttavia ciò è ricavabile matematicamente ponendo k diverso da 1. Analogamente, un piano infinito ha curvatura nulla ma area infinita, un cilindro infinito è finito in una direzione, mentre un toro è finito in entrambe le direzioni. Un Universo toroidale potrebbe comportarsi come un universo con condizioni al contorno periodiche : un viaggiatore che attraversi un "confine" dello spazio riapparirebbe in un altro punto dello stesso Universo.

Modello (non in scala) di origine e espansione dello spaziotempo e della materia in esso contenuta. In questo diagramma il tempo aumenta da sinistra a destra, vengono rappresentate due dimensioni spaziali (una dimensione di spazio è stata soppressa); in tal modo, l'Universo ad un certo istante è rappresentato da una sezione circolare del diagramma.

Il destino ultimo dell'Universo è attualmente sconosciuto, in quanto dipende strettamente dall'indice di curvatura k e dalla costante cosmologica Λ , entrambi ancora non noti sperimentalmente con sufficiente precisione. Se l'Universo è abbastanza denso, k è uguale a 1, la sua curvatura media sarebbe positiva e l'Universo finirebbe per collassare in un Big Crunch , per poi eventualmente dar vita ad un nuovo Universo in un Big Bounce . Se invece l'Universo non è sufficientemente denso, k è uguale a 0 oa -1, l'Universo si espanderebbe all'infinito ( Big Freeze ), raffreddandosi fino a diventare inospitale per tutte le forme di vita, le stelle si spegnerebbero e la materia finirebbe in buchi neri (secondo alcuni, come Lee Smolin , ogni buco nero potrebbe generare a sua volta un nuovo universo). Come osservato in precedenza, dati recenti suggeriscono che la velocità di espansione dell'Universo non è in calo come originariamente previsto, ma in aumento. Se la velocità di espansione continuasse ad aumentare indefinitamente, l'Universo si espanderebbe in modo tale da "fare a brandelli" tutta la materia: ( Big Rip ). Sulla base delle recenti osservazioni, l'Universo sembra avere una densità vicina al valore critico che separa il collasso ( Big Crunch ) dall'espansione eterna (Big Freeze); per comprendere quindi l'effettivo destino dell'universo sono necessarie osservazioni astronomiche più precise.

Il modello del Big Bang

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Big Bang , Cronologia del Big Bang , Nucleosintesi primordiale e Modello Lambda-CDM .

Il modello prevalente del Big Bang tiene conto di molte delle osservazioni sperimentali sopra descritte , come ad esempio la correlazione tra distanza e redshift delle galassie, il rapporto universale tra il numero di atomi di idrogeno e quello di atomi di elio, e la presenza dell'isotropica radiazione cosmica di fondo . Come notato sopra, il redshift deriva dall' espansione metrica dello spazio : con l'espansione dello spazio, la lunghezza d'onda di un fotone viaggiante attraverso lo spazio aumenta in maniera analoga, e il fotone diminuisce la sua energia. Più a lungo un fotone ha viaggiato, più è grande l'espansione che ha subito; di conseguenza, i fotoni delle galassie più distanti vengono spostati verso le lunghezze d'onda più basse; si dice "spostati verso il rosso", ovvero, con un anglicismo , sono "red-shiftati". Determinare la correlazione tra distanza e spostamento verso il rosso è un importante problema sperimentale di cosmologia fisica .

Principali reazioni nucleari responsabili delle abbondanze relative dei nuclei atomici visibili osservati in tutto l'Universo.

Le altre due osservazioni sperimentali possono essere spiegate combinando l'espansione globale dello spazio con la fisica nucleare e la fisica atomica . Con l'espansione dell'Universo, la densità di energia della radiazione elettromagnetica diminuisce più velocemente rispetto a quella della materia , in quanto l'energia di un fotone diminuisce con la sua lunghezza d'onda. Quindi, anche se la densità di energia dell'Universo è ora dominata dalla materia, un tempo era dominata dalla radiazione; poeticamente parlando, tutto era luce . Durante l'espansione dell'universo, la sua densità di energia è diminuita ed è diventato più freddo; in tal modo, le particelle elementari della materia si sono potute associare stabilmente in combinazioni sempre più grandi. Pertanto, nella prima parte dell'epoca dominata dalla materia, si sono formati protoni e neutroni stabili, che si sono poi associati in nuclei atomici . In questa fase, la materia dell'Universo era principalmente un caldo, denso plasma di elettroni negativi, neutrini neutri e nuclei positivi. Le reazioni nucleari tra i nuclei hanno portato alle abbondanze presenti dei nuclei più leggeri, in particolare dell' idrogeno , del deuterio e dell' elio . Elettroni e nuclei si sono infine combinati per formare atomi stabili, che sono trasparenti alla maggior parte delle lunghezze d'onda della radiazione; a questo punto, la radiazione si disaccoppiò quindi dalla materia, formando l'onnipresente, isotropico sfondo di radiazione a microonde osservato oggi.

Altre osservazioni non hanno ancora una risposta definitiva dalla fisica conosciuta. Secondo la teoria prevalente, un leggero squilibrio della materia sull' antimateria era presente alla creazione dell'Universo, o si sviluppò poco dopo, probabilmente a causa della violazione di CP osservata dai fisici delle particelle . Anche se materia e antimateria si sono in gran parte annientate l'una con l'altra, producendo fotoni , una piccola quantità di materia è così sopravvissuta, dando l'attuale Universo dominato dalla materia. Molte evidenze sperimentali suggeriscono che una rapida inflazione cosmica dell'Universo avvenne molto presto nella sua storia (circa 10 −35 secondi dopo la sua creazione). Recenti osservazioni suggeriscono anche che la costante cosmologica ( Λ ) non è pari a zero e che il contenuto netto di massa-energia dell'Universo sia dominato da una energia oscura e da una materia oscura che non sono state ancora caratterizzate scientificamente. Esse differiscono nei loro effetti gravitazionali. La materia oscura gravita come la materia ordinaria e rallenta quindi l'espansione dell'Universo; al contrario, l'energia oscura accelera l'espansione dell'Universo.

La teoria del Multiverso

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Multiverso , Interpretazione a molti mondi , Teoria delle bolle , Selezione naturale cosmologica e Dimensione parallela .
Rappresentazione di un multiverso di sette universi "bolla" , che sono spazio-tempi continui separati, ciascuno con diverse leggi fisiche , costanti fisiche , e forse anche un diverso numero di dimensioni e diverse topologie .

Alcune teorie speculative hanno proposto che questo Universo non sia che uno di un insieme di universi sconnessi, collettivamente indicati come multiverso , sfidando o migliorando definizioni più limitate dell'Universo. [21] [88] Le teorie scientifiche sul multiverso si distinguono da concetti come piani alternativi di coscienza e realtà simulata . L'idea di un universo più grande non è nuova; ad esempio, il vescovo Étienne Tempier di Parigi ha stabilito nel 1277 che Dio potesse creare tanti universi quanti ne ritenesse opportuni, una questione che è stata oggetto di accesi dibattiti tra i teologi francesi. [89]

Max Tegmark ha sviluppato uno schema di classificazione in quattro parti per i diversi tipi di multiversi che gli scienziati hanno suggerito in diversi ambiti di problemi. Un esempio di tali tipi è il modello di Universo primordiale a inflazione caotica . [90]

Un altro è l' interpretazione a molti mondi della meccanica quantistica . I mondi paralleli sarebbero generati in maniera simile alla sovrapposizione quantistica e alla decoerenza , con tutti gli stati della funzione d'onda in corso di realizzazione in mondi separati. In effetti, il multiverso si evolve come una funzione d'onda universale .

La categoria meno controversa di multiverso nello schema di Tegmark è il I Livello , che descrive eventi spazio-temporali remoti rispetto a noi ma ancora "nel nostro Universo". Se lo spazio è infinito, o sufficientemente ampio e uniforme, potrebbe contenere copie identiche della storia della Terra e del suo intero volume di Hubble . Tegmark ha calcolato la distanza a cui si troverebbe il nostro più vicino cosiddetto Doppelgänger , e tale distanza sarebbe pari a circa 10 10 115 metri. [91] [92] In linea di principio, sarebbe impossibile verificare scientificamente l'esistenza di un volume di Hubble identico al nostro. Tuttavia, dovrebbe seguire come conseguenza abbastanza semplice da osservazioni scientifiche e teorie altrimenti non correlate. Tegmark suggerisce che l'analisi statistica effettuata sfruttando il principio antropico offre la possibilità di testare le teorie del multiverso in alcuni casi.

Forma dell'universo

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Forma dell'universo .

Un'importante domanda della cosmologia per ora senza risposta è quella della forma dell'universo , ovvero di quale sia la combinazione di curvatura e topologia che lo domina. Intuitivamente, ci si chiede quanto le relazioni tra i suoi punti rispecchino le regole della geometria euclidea o piuttosto quelle di altre geometrie , e, per quanto riguarda la topologia, ci si può chiedere ad esempio se l'universo è fatto di un solo "blocco", oppure se invece presenta "strappi" di qualche genere.

La forma o geometria dell'Universo include sia la geometria locale dell' Universo osservabile sia la geometria globale , che possiamo essere o non essere in grado di misurare. Formalmente, lo scienziato indaga quale 3-varietà corrisponde alla sezione spaziale in coordinate comoventi dello spaziotempo quadridimensionale dell'Universo. I cosmologi normalmente lavorano con una data fetta di spazio-tempo di tipo spazio chiamata coordinata comovente . In termini osservativi, la sezione dello spazio-tempo che si può osservare è il cono di luce passato (i punti all'interno dell' orizzonte cosmologico , dato un certo tempo per raggiungere l'osservatore). Se l'universo osservabile è più piccolo dell'intero Universo (in alcuni modelli è di molti ordini di grandezza inferiore), non si può determinare la struttura globale mediante l'osservazione: ci si deve limitare a una piccola regione.

Tra i modelli di Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW), la forma di universo attualmente più popolare tra quelle trovate per contenere i dati osservativi, tra i cosmologi, è il modello piatto infinito, [93] mentre altri modelli FLRW includono lo spazio di Poincaré dodecaedrico [94] [95] e il Corno di Picard . [96] I dati che si adattano a questi modelli FLRW di spazio includono in particolare le mappe della radiazione cosmica di fondo della sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ). La NASA ha pubblicato i primi dati del WMAP relativi alle radiazioni cosmiche di fondo nel febbraio 2003. Nel 2009 è stato lanciato l' osservatorio Planck per osservare il fondo a microonde a una più alta risoluzione di WMAP, possibilmente fornendo maggiori informazioni sulla forma dell'Universo. I dati sono stati poi pubblicati a marzo del 2013 - si veda il paragrafo Storia della sua osservazione .

Destino dell'universo

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Universo § La risoluzione dell'equazione di campo di Einstein e Destino ultimo dell'universo .

Note

  1. ^ Universe , Webster's New World College Dictionary, Wiley Publishing, Inc., 2010.
  2. ^ Universe , su Encyclopedia Britannica .
    «the whole cosmic system of matter and energy of which Earth, and therefore the human race, is a part» .
  3. ^ Universe , su Dictionary.com . URL consultato il 21 settembre 2012 .
  4. ^ Universe , su Merriam-Webster Dictionary . URL consultato il 21 settembre 2012 .
  5. ^ The American Heritage Dictionary of the English Language , 4th, Houghton Mifflin Harcourt Publishing Company, 2010.
  6. ^ Cambridge Advanced Learner's Dictionary .
  7. ^ a b Charles Lineweaver, Tamara M. Davis, Misconceptions about the Big Bang ( PDF ), su mso.anu.edu.au , Scientific American, 2005. URL consultato il 15 luglio 2016 .
  8. ^ a b c d Planck reveals an almost perfect universe , su Planck , ESA , 21 marzo 2013. URL consultato il 21 marzo 2013 .
  9. ^ Stephen Hawking, The Beginning of Time , su hawking.org.uk . URL consultato il 10 marzo 2014 (archiviato dall' url originale il 6 ottobre 2014) .
  10. ^ multiverse Archiviato il 24 settembre 2011 in Internet Archive .. Astronomy.pomona.edu. Retrieved 2011-11-28.
  11. ^ Palmer, Jason. (2011-08-03) BBC News – 'Multiverse' theory suggested by microwave background . Retrieved 2011-11-28.
  12. ^ Dizionario etimologico online
  13. ^ Lewis and Short, A Latin Dictionary, Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6 , pp. 1933, 1977–1978 (Traduz.).
  14. ^ Lewis, CT and Short, S A Latin Dictionary , Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6 , pp. 1933, 1977–1978.
  15. ^ Liddell and Scott, p. 1392.
  16. ^ Liddell and Scott, pp. 1345–1346.
  17. ^ Yonge, Charles Duke, An English-Greek lexicon , New York, American Bok Company, 1870, p. 567.
  18. ^ Liddell and Scott, pp. 985, 1964.
  19. ^ Lewis and Short, pp. 1881–1882, 1175, 1189–1190.
  20. ^ OED, pp. 909, 569, 3821–3822, 1900.
  21. ^ a b George FR Ellis , U. Kirchner, WR Stoeger , Multiverses and physical cosmology , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 347, n. 3, 2004, pp. 921–936, Bibcode : 2004MNRAS.347..921E , DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x , arXiv : astro-ph/0305292 .
  22. ^ Universe , ed. Martin Rees , pp. 54–55, Dorling Kindersley Publishing, New York 2005, ISBN 978-0-7566-1364-8
  23. ^ In contrasto con l' energia oscura , che crea espansione (in termini tecnici è dotata di "pressione negativa"), la materia oscura conduce all'"aggregazione" attraverso la gravitazione.
  24. ^ a b c Whitney Clavin e JD Harrington, Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus , su NASA , 21 marzo 2013. URL consultato il 21 marzo 2013 .
  25. ^ a b Dennis Overbye, An Infant Universe, Born Before We Knew , in The New York Times , 21 marzo 2013. URL consultato il 21 marzo 2013 .
  26. ^ Staff, Mapping the Early Universe , su The New York Times , 21 marzo 2013. URL consultato il 23 marzo 2013 .
  27. ^ a b Alan Boyle, Planck probe's cosmic 'baby picture' revises universe's vital statistics , su NBC News , 21 marzo 2013. URL consultato il 21 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 23 marzo 2013) .
  28. ^ a b PAR Ade, N. Aghanim, C. Armitage-Caplan e et al . (Planck Collaboration), Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results , in Astronomy & Astrophysics (submitted) http://arxiv.org/abs/1303.5062 , 20 marzo 2013, Bibcode : 2013arXiv1303.5062P , arXiv : 1303.5062 .
  29. ^ CL Bennett, L. Larson, JL Weiland, N. Jarosk, N. Hinshaw, N. Odegard, KM Smith, RS Hill e B. Gold, Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results , 20 dicembre 2012, arXiv : 1212.5225 . URL consultato il 1º gennaio 2013 .
  30. ^ Charles Lineweaver, Davis, Tamara M., Misconceptions about the Big Bang , su sciam.com , Scientific American, 2005. URL consultato il 6 novembre 2008 .
  31. ^ Rindler (1977), p.196.
  32. ^ Eric Christian e Safi-Harb Samar, How large is the Milky Way? , su imagine.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 28 novembre 2007 .
  33. ^ I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, EL Fitzpatrick, RW Hilditch, F. Edward, First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy , in Astrophysical Journal , vol. 635, n. 1, 2005, pp. L37–L40, Bibcode : 2005ApJ...635L..37R , DOI : 10.1086/499161 , arXiv : astro-ph/0511045 .
    McConnachie, AW; Irwin, MJ; Ferguson, AMN; Ibata, RA; Lewis, GF; Tanvir, N., Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 356, n. 4, 2005, pp. 979–997, Bibcode : 2005MNRAS.356..979M , DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x , arXiv : astro-ph/0410489 .
  34. ^ Glen Mackie, To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand , su astronomy.swin.edu.au , Swinburne University, 1º febbraio 2002. URL consultato il 20 dicembre 2006 .
  35. ^ Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy , su eso.org , ESO, 3 maggio 2000. URL consultato il 3 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 29 luglio 2012) .
  36. ^ Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View , su nasa.gov , NASA, 28 febbraio 2006. URL consultato il 3 gennaio 2007 .
  37. ^ Vergano, Dan, Universe holds billions more stars than previously thought , in USA Today , 1º dicembre 2010. URL consultato il 14 dicembre 2010 .
  38. ^ Christopher J. Conselice et al, The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications , in The Astrophysical Journal , vol. 830, n. 2, 2016, p. 83, DOI : 10.3847/0004-637X/830/2/83 , arXiv : 1607.03909v2 .
  39. ^ Universe has two trillion more galaxies than previously thought , su theguardian.com , The Guardian, 13 ottobre 2016. URL consultato il 14 ottobre 2016 .
  40. ^ The Universe Has 10 Times More Galaxies Than Scientists Thought , su space.com . URL consultato il 14 ottobre 2016 .
  41. ^ N. Mandolesi, P. Calzolari, S. Cortiglioni, F. Delpino, G. Sironi, Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background , in Letters to Nature , vol. 319, n. 6056, 1986, pp. 751–753, Bibcode : 1986Natur.319..751M , DOI : 10.1038/319751a0 .
  42. ^ Gary Hinshaw, New Three Year Results on the Oldest Light in the Universe , su map.gsfc.nasa.gov , NASA WMAP, 29 novembre 2006. URL consultato il 10 agosto 2006 .
  43. ^ Gary Hinshaw, Tests of the Big Bang: The CMB , su map.gsfc.nasa.gov , NASA WMAP, 15 dicembre 2005. URL consultato il 9 gennaio 2007 .
  44. ^ Rindler (1977), p. 202.
  45. ^ Gary Hinshaw, What is the Universe Made Of? , su map.gsfc.nasa.gov , NASA WMAP, 10 febbraio 2006. URL consultato il 4 gennaio 2007 .
  46. ^ Wright EL, Age of the Universe , su astro.ucla.edu , UCLA , 2005. URL consultato l'8 gennaio 2007 .
    Krauss LM, Chaboyer B, Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology , in Science , vol. 299, n. 5603, 3 gennaio 2003, pp. 65–69, Bibcode : 2003Sci...299...65K , DOI : 10.1126/science.1075631 , PMID 12511641 .
  47. ^ Edward L. Wright, Big Bang Nucleosynthesis , su astro.ucla.edu , UCLA, 12 settembre 2004. URL consultato il 5 gennaio 2007 .
    M. Harwit, M. Spaans, Chemical Composition of the Early Universe , in The Astrophysical Journal , vol. 589, n. 1, 2003, pp. 53–57, Bibcode : 2003ApJ...589...53H , DOI : 10.1086/374415 , arXiv : astro-ph/0302259 .
    C. Kobulnicky, ED Skillman e Skillman, Chemical Composition of the Early Universe , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 29, 1997, p. 1329, Bibcode : 1997AAS...191.7603K .
  48. ^ Antimatter , su pparc.ac.uk , Particle Physics and Astronomy Research Council, 28 ottobre 2003. URL consultato il 10 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 7 marzo 2004) .
  49. ^ Landau and Lifshitz (1975), p. 361.
  50. ^ WMAP Mission: Results – Age of the Universe . Map.gsfc.nasa.gov. Retrieved on 2011-11-28.
  51. ^ Jean-Pierre Luminet, Boudewijn F. Roukema, Topology of the Universe: Theory and Observations , Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998 , 1999, arXiv : astro-ph/9901364 .
    Jean-Pierre Luminet, J. Weeks, A. Riazuelo, R. Lehoucq, J.-P. Uzan, Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background , in Nature , vol. 425, n. 6958, 2003, pp. 593–595, Bibcode : 2003Natur.425..593L , DOI : 10.1038/nature01944 , PMID 14534579 , arXiv : astro-ph/0310253 .
  52. ^ Nick Strobel, The Composition of Stars , su astronomynotes.com , Astronomy Notes, 23 maggio 2001. URL consultato il 4 gennaio 2007 .
    Have physical constants changed with time? , su faqs.org , Astrophysics (Astronomy Frequently Asked Questions). URL consultato il 4 gennaio 2007 .
  53. ^ Stephen Hawking , A Brief History of Time , Bantam Books, 1988, p. 125, ISBN 0-553-05340-X .
  54. ^ Martin Rees , Just Six Numbers , HarperCollins Publishers, 1999, ISBN 0-465-03672-4 .
  55. ^ FC Adams, Stars in other universes: stellar structure with different fundamental constants , in Journal of Cosmology and Astroparticle Physics , vol. 2008, n. 8, 2008, p. 010 , Bibcode : 2008JCAP...08..010A , DOI : 10.1088/1475-7516/2008/08/010 , arXiv : 0807.3697 .
  56. ^ R. Harnik, Kribs, GD and Perez, G., A Universe without weak interactions , in Physical Review D , vol. 74, n. 3, 2006, p. 035006, Bibcode : 2006PhRvD..74c5006H , DOI : 10.1103/PhysRevD.74.035006 , arXiv : hep-ph/0604027 .
  57. ^ ( EN ) Will Durant , Our Oriental Heritage :
    ( EN )

    «Two systems of Hindu thought propound physical theories suggestively similar to those of Greece. Kanada, founder of the Vaisheshika philosophy, held that the world was composed of atoms as many in kind as the various elements. The Jains more nearly approximated to Democritus by teaching that all atoms were of the same kind, producing different effects by diverse modes of combinations. Kanada believed light and heat to be varieties of the same substance; Udayana taught that all heat comes from the sun; and Vachaspati, like Newton, interpreted light as composed of minute particles emitted by substances and striking the eye.»

    ( IT )

    «Due sistemi di pensiero indù propongono teorie fisiche suggestivamente simili a quelle della Grecia . Kanada, fondatore della filosofia Vaisheshika, dichiarò che il mondo è composto di atomi di tanti tipi in natura quanti sono i vari elementi. I giainisti si avvicinavano di più al pensiero di Democrito , insegnando che tutti gli atomi sono dello stesso tipo e producono effetti diversi quando combinati in modo diverso. Kanada credeva che luce e calore fossero diversi aspetti della stessa sostanza; Udayana insegnava che tutto il calore viene dal sole, e Vachaspati , come Newton, interpretò la luce come composta da minuscole particelle emesse dalle sostanze a colpire l'occhio.»

  58. ^ Stcherbatsky, F. Th. (1930, 1962), Buddhist Logic , Volume 1, p. 19, Dover, New York:
    ( EN )

    «The Buddhists denied the existence of substantial matter altogether. Movement consists for them of moments, it is a staccato movement, momentary flashes of a stream of energy... "Everything is evanescent“,... says the Buddhist, because there is no stuff... Both systems [Sānkhya, and later Indian Buddhism] share in common a tendency to push the analysis of existence up to its minutest, last elements which are imagined as absolute qualities, or things possessing only one unique quality. They are called “qualities” (guna-dharma) in both systems in the sense of absolute qualities, a kind of atomic, or intra-atomic, energies of which the empirical things are composed. Both systems, therefore, agree in denying the objective reality of the categories of Substance and Quality,... and of the relation of Inference uniting them. There is in Sānkhya philosophy no separate existence of qualities. What we call quality is but a particular manifestation of a subtle entity. To every new unit of quality corresponds a subtle quantum of matter which is called guna “quality”, but represents a subtle substantive entity. The same applies to early Buddhism where all qualities are substantive... or, more precisely, dynamic entities, although they are also called dharmas ('qualities').»

    ( IT )

    «I buddisti negano l'esistenza della materia sostanziale del tutto. Il movimento è costituito per loro di momenti, è un movimento staccato, di momentanei lampi di un flusso di energia... "Tutto è evanescente",... dice il buddista, perché non c'è sostanza... Entrambi i sistemi [ Sāṃkhya , e successivamente il buddhismo indiano] hanno in comune la tendenza a spingere l'analisi dell'Esistenza fino ai suoi minimi, ultimi elementi, che sono immaginati come qualità assolute, o come cose in possesso di una sola qualità unica. [Questi elementi] sono chiamati "qualità" ( guna - dharma ) in entrambi i sistemi, nel senso di qualità assolute, una sorta di atomiche, o intra-atomiche, energie di cui sono composte le cose empiriche. Entrambi i sistemi, quindi, sono d'accordo nel negare la realtà oggettiva delle categorie di sostanza e qualità,... e delle relazioni di inferenza che le uniscono. Nella filosofia Sankhya non c'è l'esistenza separata delle qualità. Ciò che noi chiamiamo la qualità non è che una particolare manifestazione di un'entità sottile. Ad ogni nuova unità di qualità corrisponde un quanto sottile di materia chiamato guna , "qualità", ma rappresenta un'entità sottile sostanziale. Lo stesso vale per il primitivo Buddismo, dove tutte le qualità sono sostanziali... o, più precisamente, entità dinamiche, anche se sono chiamati dharma («qualità»).»

  59. ^ a b c William Lane Craig, Whitrow and Popper on the Impossibility of an Infinite Past , in The British Journal for the Philosophy of Science , vol. 30, n. 2, giugno 1979, pp. 165–170 (165–6), DOI : 10.1093/bjps/30.2.165 .
  60. ^ Boyer, C. A History of Mathematics. Wiley, p. 54.
  61. ^ Neugebauer, Otto E. , The History of Ancient Astronomy Problems and Methods , in Journal of Near Eastern Studies , vol. 4, n. 1, 1945, pp. 1–38, DOI : 10.1086/370729 , JSTOR 595168 .
    «the Chaldaean Seleucus from Seleucia» .
  62. ^ Sarton, George , Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C , in Journal of the American Oriental Society , vol. 75, n. 3, 1955, pp. 166–173 (169), DOI : 10.2307/595168 , JSTOR 595168 .
    «the heliocentrical astronomy invented by Aristarchos of Samos and still defended a century later by Seleucos the Babylonian» .
  63. ^ William PD Wightman (1951, 1953), The Growth of Scientific Ideas , Yale University Press p. 38, dove Wightman lo chiama Seleuco il Caldeano .
  64. ^ Lucio Russo , Flussi e riflussi , Feltrinelli, Milano, 2003, ISBN 88-07-10349-4 .
  65. ^ Bartel, p. 527
  66. ^ Bartel, pp. 527–9
  67. ^ Bartel, pp. 529–34
  68. ^ Bartel, pp. 534–7
  69. ^ Seyyed H. Nasr , An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines , 2nd, 1st edition by Harvard University Press , 2nd edition by State University of New York Press , 1st edition in 1964, 2nd edition in 1993, pp. 135–6, ISBN 0-7914-1515-5 .
  70. ^ Misner, Thorne and Wheeler (1973), p. 754.
  71. ^ a b Misner, Thorne, and Wheeler (1973), p. 755–756.
  72. ^ Misner, Thorne, and Wheeler (1973), p. 756.
  73. ^ ( EN ) de Cheseaux JPL , Traité de la Comète , Lausanne, 1744, pp. 223ff. . Riportato come nell'Appendice II ne ( EN ) Dickson FP, The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought , Cambridge, MA, MIT Press, 1969, ISBN 978-0-262-54003-2 .
  74. ^ ( EN ) Olbers HWM , Unknown title , in Bode's Jahrbuch , vol. 111, 1826. . Riportato nell'Appendice I ne ( EN ) Dickson FP, The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought , Cambridge, MA, MIT Press, 1969, ISBN 978-0-262-54003-2 .
  75. ^ ( EN ) JH Jeans, The Stability of a Spherical Nebula ( PDF ), in Philosophical Transactions Royal Society of London, Series A , vol. 199, 312–320, 1902, pp. 1–53, Bibcode : 1902RSPTA.199....1J , DOI : 10.1098/rsta.1902.0012 , JSTOR 90845 . URL consultato il 17 marzo 2011 (archiviato dall' url originale il 20 luglio 2011) .
  76. ^ Rindler, p. 196; Misner, Thorne, and Wheeler (1973), p. 757.
  77. ^ Misner, Thorne and Wheeler, p. 756.
  78. ^ a b ( DE ) A Einstein , Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie , in Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte , 1917, (part 1), 1917, pp. 142–152.
  79. ^ Rindler (1977), pp. 226–229.
  80. ^ Landau and Lifshitz (1975), pp. 358–359.
  81. ^ ( DE ) A Einstein , Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie , in Sitzungsberichte der Preussischen Akademie der Wissenschaften, Physikalisch-mathematische Klasse , vol. 1931, 1931, pp. 235–237.
    ( EN ) Einstein A. , de Sitter W. ,On the relation between the expansion and the mean density of the universe , in Proceedings of the National Academy of Sciences , vol. 18, n. 3, 1932, pp. 213–214, Bibcode : 1932PNAS...18..213E , DOI : 10.1073/pnas.18.3.213 , PMC 1076193 , PMID 16587663 .
  82. ^ ( EN ) Hubble Telescope news release . Hubblesite.org (2004-02-20). Retrieved on 2011-11-28.
  83. ^ ( EN ) Mysterious force's long presence , in BBC News , 16 novembre 2006.
  84. ^ ( EN ) Zel'dovich YB , Cosmological constant and elementary particles , in Zh. Eksp. & Teor. Fiz. Pis'ma , vol. 6, 1967, pp. 883–884. English translation in Sov. Phys. — JTEP Lett. , 6 , pp. 316–317 (1967).
  85. ^ Hubble, Edwin, " A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae " (1929) Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America , Volume 15, March 15, 1929: Issue 3, pp. 168-173, communicated January 17, 1929 ( Full article , PDF)
  86. ^ Georges Lemaître , Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radialee des nébuleuses extra-galactiques , in Annales de la Société Scientifique de Bruxelles , A47, 1927, pp. 49–56, Bibcode : 1927ASSB...47...49L . . Partially translated (the translator remains unidentified) in Georges Lemaître , Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and increasing radius accounting for the radial velocity of extra-galactic nebulæ , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 91, 1931, pp. 483–490, Bibcode : 1931MNRAS..91..483L . .
  87. ^ ( DE ) Friedman A. , Über die Krümmung des Raumes , in Zeitschrift für Physik , vol. 10, n. 1, 1922, pp. 377–386, Bibcode : 1922ZPhy...10..377F , DOI : 10.1007/BF01332580 .
  88. ^ Munitz MK, One Universe or Many? , in Journal of the History of Ideas , vol. 12, n. 2, 1959, pp. 231–255, DOI : 10.2307/2707516 , JSTOR 2707516 .
  89. ^ Misner, Thorne and Wheeler (1973), p.753.
  90. ^ Linde A. , Eternal chaotic inflation , in Mod. Phys. Lett. , A1, n. 2, 1986, pp. 81–85, Bibcode : 1986MPLA....1...81L , DOI : 10.1142/S0217732386000129 .
    Linde A. , Eternally existing self-reproducing chaotic inflationary Universe ( PDF ), in Phys. Lett. , B175, n. 4, 1986, pp. 395–400, Bibcode : 1986PhLB..175..395L , DOI : 10.1016/0370-2693(86)90611-8 . URL consultato il 17 marzo 2011 .
  91. ^ Tegmark M., Parallel universes. Not just a staple of science fiction, other universes are a direct implication of cosmological observations , in Scientific American , vol. 288, n. 5, 2003, pp. 40–51, DOI : 10.1038/scientificamerican0503-40 , PMID 12701329 .
  92. ^ Tegmark, Max, Parallel Universes , in In "Science and Ultimate Reality: from Quantum to Cosmos", honoring John Wheeler's 90th birthday. JD Barrow, PCW Davies, & CL Harper eds. Cambridge University Press (2003) , 2003, p. 2131, Bibcode : 2003astro.ph..2131T , arXiv : astro-ph/0302131 .
  93. ^ Jean-Pierre Luminet , Jeff Weeks, Alain Riazuelo, Roland Lehoucq, Jean-Phillipe Uzan, Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background , in Nature , vol. 425, n. 6958, 9 ottobre 2003, pp. 593–5, Bibcode : 2003Natur.425..593L , DOI : 10.1038/nature01944 , PMID 14534579 , arXiv : astro-ph/0310253 .
  94. ^ Boudewijn Roukema, Zbigniew Buliński, Agnieszka Szaniewska, Nicolas E. Gaudin, A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data , in Astronomy and Astrophysics , vol. 482, n. 3, 2008, p. 747, Bibcode : 2008A&A...482..747L , DOI : 10.1051/0004-6361:20078777 , arXiv : 0801.0006 .
  95. ^ Ralf Aurich, Lustig, S., Steiner, F., Then, H., Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy , in Classical and Quantum Gravity , vol. 21, n. 21, 2004, pp. 4901–4926, Bibcode : 2004CQGra..21.4901A , DOI : 10.1088/0264-9381/21/21/010 , arXiv : astro-ph/0403597 .

Bibliografia

Altre letture

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Video

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 7239 · LCCN ( EN ) sh2010007248 · GND ( DE ) 4079154-3 · BNF ( FR ) cb123747698 (data) · NDL ( EN , JA ) 00574074