Big Bang

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Nota de desambiguación.svg Desambiguación - "Big bang" se refiere aquí. Si busca otros significados, consulte Big bang (desambiguación) .

"La teoría del Big Bang describe cómo evolucionó nuestro universo y no cómo comenzó".

( Jim Peebles )
Impresión artística que ilustra la expansión de una parte de un universo plano. Según el modelo del Big Bang, el universo se expandió desde un estado inicial extremadamente denso y caliente y continúa expandiéndose hoy. Una analogía generalizada en los libros populares explica que el espacio mismo se está expandiendo, trayendo consigo galaxias como pasas en la masa de un panettone fermentado.

El Big Bang (pron. English / biɡˈbænɡ / [1] , en italiano " Grande Scoppio ") es un modelo cosmológico basado en la idea de que el universo comenzó a expandirse a muy alta velocidad en un tiempo finito en el pasado a partir de una condición de extrema curvatura , temperatura y densidad , generando espacio-tiempo , y que este proceso continúa hasta el día de hoy.

Es el modelo predominante en la comunidad científica basado en evidencias y observaciones astronómicas [2] . En particular, la buena correspondencia de la abundancia cósmica de elementos ligeros como el hidrógeno y el helio con los valores predichos tras el proceso de nucleosíntesis primordial , [3] y más aún la existencia de la radiación cósmica de fondo , con un espectro en línea. con el del cuerpo negro , convencieron a la mayoría de los científicos de que un evento similar al Big Bang tuvo lugar hace casi 14 mil millones de años. [4]

Sin embargo, la teoría tiene limitaciones: lo ideal es avanzar hacia atrás en el tiempo, en un proceso inverso a la expansión, la densidad y la temperatura aumentan hasta un instante en el que alrededor de estos valores tienden al infinito y el volumen tiende a cero, por lo que las teorías físicas actuales ya no son aplicables ( singularidad ). Por esta razón, la teoría no es adecuada para describir la condición inicial, pero proporciona una excelente descripción de la evolución del universo a partir de un momento dado. En el frente experimental, los aceleradores de partículas estudian el comportamiento de la materia y la energía en condiciones extremas, cercanas a aquellas en las que habría estado el universo durante las primeras fases del Big Bang, pero sin la posibilidad de examinar el nivel de energía al inicio. de la expansión.

Historia

La teoría del Big Bang se dedujo de las ecuaciones de la relatividad general , resolviéndolas en condiciones particulares de carácter hipotético destinadas a simplificar el problema. La más importante de ellas es la hipótesis de la homogeneidad y la isotropía del Universo , conocida como principio cosmológico . Generaliza el principio copernicano a todo el universo. La teoría del Big Bang coincidió inmediatamente con la nueva concepción de la estructura del universo que en las mismas décadas estaba emergiendo de la observación astronómica de nebulosas . En 1912, Vesto Slipher había medido el primer desplazamiento al rojo , llamado "efecto de desplazamiento al rojo", de una "nebulosa espiral" [5] y descubrió que la mayoría de ellos se alejaban de la Tierra . No comprendió la implicación cosmológica de su descubrimiento; de hecho, en ese momento hubo acalorados debates sobre si estas nebulosas eran o no "universos islas" fuera de la Vía Láctea . [6] [7]

Diez años después, Alexander Friedmann , matemático y cosmólogo ruso , aplicó el principio cosmológico a las ecuaciones de campo de la relatividad general , derivando las ecuaciones que llevan su nombre ː muestran que el universo debe estar expandiéndose, en contraste con el modelo de universo estático apoyado por Einstein . [8] Sin embargo, no entendió que su teoría involucraba el corrimiento hacia el rojo de la luz de las estrellas y su contribución matemática fue completamente ignorada, tanto porque carecía de confirmación astronómica, como porque no era muy conocida en el mundo anglosajón, ya que estaba escrita en Alemán.

A partir de 1924, Edwin Hubble , utilizando el telescopio Hooker del Observatorio Mount Wilson , desarrolló una serie de indicadores de distancia que son los precursores de la escala actual de distancias cósmicas . Esto le permitió calcular la distancia a las nebulosas espirales cuyo corrimiento al rojo ya había sido medido, especialmente por Slipher, y mostrar que esos sistemas están a distancias enormes y en realidad son otras galaxias . En 1927, Georges Lemaître , un físico y sacerdote católico belga , desarrolló las ecuaciones del Big Bang independientemente de Friedmann y planteó la hipótesis de que el distanciamiento de las nebulosas se debía a la expansión del cosmos. De hecho, observó que la proporcionalidad entre la distancia y el cambio espectral, ahora conocida como ley de Hubble , era una parte integral de la teoría y fue confirmada por los datos de Slipher y Hubble. [9] [10]

En 1931 Lemaître fue más allá y sugirió que la evidente expansión del cosmos debe contraerse retrocediendo en el tiempo, continuando hasta que ya no pueda contraerse más, concentrando toda la masa del universo en un volumen casi nulo, del diámetro de la longitud de Planck , llamada por Lemaître "el átomo primitivo". El nombre "átomo" debe entenderse en sentido etimológico como una referencia a la indivisibilidad de este volumen, ante el cual el espacio y el tiempo , o el Espacio-tiempo de la teoría de la relatividad, no existen. [11] En 1929, Hubble publicó la relación entre la distancia de una galaxia y su velocidad de recesión formulando lo que ahora se conoce como la ley de Hubble . [12] [13] .

Impresión artística del satélite WMAP , que recopila datos para ayudar a los científicos a comprender el Big Bang.

Para explicar las observaciones de Hubble en la década de 1930 , se propusieron otras ideas, conocidas como cosmologías no estándar , como el modelo de Milne , [14] el universo oscilante , originalmente ideado por Friedmann y respaldado por Einstein y Richard Tolman , [15] y Fritz. La hipótesis de la luz cansada de Zwicky . [16] Después de la Segunda Guerra Mundial, surgieron dos teorías cosmológicas diferentes:

El término "Big Bang" fue acuñado por Fred Hoyle durante una transmisión de la BBC Radio en marzo de 1949 [20] [21] [22] en un sentido despectivo, refiriéndose a él como " esta idea del Big Bang ". Posteriormente, Hoyle hizo una contribución válida al intento de comprender la trayectoria nuclear de formación de los elementos más pesados ​​a partir de los más ligeros.

Inicialmente, la comunidad científica se dividió entre estas dos teorías; posteriormente, gracias al mayor número de pruebas experimentales, fue la segunda teoría en ser más aceptada. [23] El descubrimiento y la confirmación de la existencia de radiación de fondo de microondas cósmica en 1964 [24] indicó claramente al Big Bang como la mejor teoría sobre el origen y la evolución del universo. El conocimiento en cosmología incluye comprender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender la física del universo inmediatamente después de su creación y reconciliar las observaciones con la teoría subyacente.

Se han realizado importantes avances en la teoría del Big Bang desde finales de la década de 1990 tras importantes avances en la tecnología de los telescopios , así como el análisis de un gran número de datos de satélites como COBE , [25] el Telescopio Espacial Hubble y el WMAP . [26] Esto ha proporcionado a los cosmólogos medidas bastante precisas de muchos de los parámetros relacionados con el modelo del Big Bang y les ha permitido suponer que hay una aceleración de la expansión del universo. Después del declive de la teoría del estado estacionario, casi ningún científico niega el Big Bang como una expansión del universo, aunque muchos brindan diferentes interpretaciones del mismo (ver Formulaciones avanzadas de la teoría ). Los únicos científicos que defendieron el estado estacionario o el universo estático (partes de la llamada cosmología no estándar ) en la década de 2000 fueron Hoyle, JV Narlikar , Halton Arp , Geoffrey y Margaret Burbidge , y algunos otros.

Visión general

Cronología del Big Bang

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Big Bang Chronology .

La extrapolación de la expansión del universo hacia atrás en el tiempo, utilizando la relatividad general , conduce a una condición de densidad y temperatura tan numéricamente alta que tiende hacia el infinito; esta condición se mantuvo en un tiempo de duración infinitesimal, tan breve como para ser difícil de estudiar con la física actual. [27] Esta singularidad indica el punto en el que la relatividad general pierde su validez. Podemos continuar con esta extrapolación hasta el tiempo de Planck , que es el intervalo de tiempo más pequeño medible con las leyes actuales de la física. La fase inicial cálida y densa llamada "Big Bang" [28] se considera el nacimiento del universo. Basado en las mediciones de expansión relacionadas con las supernovas de tipo Ia , las mediciones de las fluctuaciones de temperatura en el fondo cósmico de microondas, las mediciones de la función de correlación de las galaxias y los datos más recientes y confiables proporcionados por el telescopio de la sonda espacial Planck Surveyor , la Agencia Espacial Europea , el universo. tiene una edad calculada de 13.798 ± 0.037 mil millones de años . [29] El resultado de estas cuatro mediciones independientes está de acuerdo con el llamado modelo ΛCDM .

Hay mucha especulación sobre las primeras etapas del Big Bang. En los modelos más comunes, el universo era inicialmente homogéneo , isotrópico , con una densidad de energía extremadamente alta , temperaturas y presiones muy altas , y se expandía y enfriaba muy rápidamente. Aproximadamente 10-37 segundos después del instante inicial, una transición de fase causó inflación cósmica , durante la cual el universo aumentó su tamaño exponencialmente . [30] Cuando se detuvo el proceso de inflación, el cosmos estaba formado por un plasma de quarks y gluones , así como por todas las demás partículas elementales . [31] Las temperaturas eran tan altas que el movimiento aleatorio de las partículas se producía a velocidades relativistas y los pares de partículas y antipartículas de todo tipo se creaban y destruían continuamente en las colisiones. En un instante, una reacción desconocida, llamada bariogénesis , violó la conservación del número de bariones, lo que provocó una ligera sobreabundancia del orden de 1 parte en 30 millones de quarks y leptones en los antiquarks y antileptones. Este proceso podría explicar el predominio de la materia sobre la antimateria en el universo actual. [32]

El universo continuó expandiéndose y su temperatura continuó disminuyendo, por lo que la energía típica de cada partícula estaba disminuyendo. Romper la simetría de la transición de fase trajo las cuatro interacciones fundamentales de la física y los parámetros de las partículas elementales a su forma actual. [33] Aproximadamente después de 10-11 segundos, la imagen general se vuelve menos especulativa, ya que las energías de las partículas disminuyen a valores alcanzables en experimentos de física de partículas . A los 10-6 segundos, los quarks y los gluones se combinaron para formar bariones , como protones y neutrones . La pequeña diferencia en el número de quarks y antiquarks condujo a una sobreabundancia de bariones sobre antibariones. La temperatura ya no era lo suficientemente alta como para formar nuevos pares protón-antiprotón y nuevos pares neutrón-antineutrón, por lo que la aniquilación masiva siguió inmediatamente, dejando solo uno de cada 10 10 de los protones y neutrones originales y ninguna de sus antipartículas. Un proceso similar tuvo lugar en un segundo para electrones y positrones . Después de estos dos tipos de aniquilación, los protones, neutrones y electrones restantes ya no viajaban a velocidades relativistas y la densidad de energía del cosmos estaba dominada por fotones con menor contribución de los neutrinos . [34]

Unos pocos minutos después del instante inicial, cuando la temperatura era de unos 10 9 grados Kelvin (mil millones de grados Kelvin) y la densidad comparable a la del aire, los neutrones combinados con los protones, formando los primeros núcleos de deuterio y de helio en un proceso llamado primordial nucleosíntesis . [35] La mayoría de los protones no se combinaron y permanecieron en forma de núcleos de hidrógeno . A medida que el universo se enfrió, la contribución de la densidad de energía de la masa de materia en reposo llegó a dominar gravitacionalmente la contribución de la densidad de energía asociada con la radiación de fotones. Después de unos 379 000 años, los electrones y los diversos núcleos se combinaron para formar átomos, principalmente hidrógeno, y desde ese momento la radiación se desacopló de la materia y continuó deambulando libremente por el espacio. Esta radiación fósil, que todavía es visible hoy en día, se conoce como radiación de fondo cósmica. [36]

La cámara de campo ultraprofundo del Hubble muestra galaxias de una era antigua, en la que el universo era más joven, más denso y más cálido según la teoría del Big Bang.

A partir de ese momento, las regiones ligeramente más densas que la distribución uniforme de la materia continuaron atrayendo gravitacionalmente la materia circundante y crecieron, aumentando su densidad, formando nubes de gas, estrellas , galaxias y otras estructuras astronómicas observables en la actualidad. La estrella más antigua identificada por los astrónomos se formó unos 400 millones de años después del Big Bang. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y el tipo de materia presente en el universo. Los tres posibles tipos de materia conocidos son la materia oscura fría , la materia oscura caliente y la materia bariónica . La mejor medición disponible (proporcionada por WMAP ) muestra que la forma dominante de materia en el cosmos es la materia oscura fría. Los otros dos tipos juntos forman menos del 18% de toda la materia del universo. [29]

A partir del estudio de algunas pruebas de observación, como las supernovas de tipo Ia y el fondo de microondas cósmico , los astrofísicos creen que el universo está actualmente dominado por una forma misteriosa de energía, conocida como energía oscura , que aparentemente impregna todo el espacio. Las observaciones sugieren que aproximadamente el 68% de toda la densidad de energía en el universo actual está en esta forma. Cuando el cosmos era más joven, estaba impregnado de la misma manera por la energía oscura, pero la fuerza de la gravedad tomó el control y ralentizó la expansión ya que había menos espacio y los diversos objetos astronómicos estaban más juntos. Después de unos pocos miles de millones de años, la creciente abundancia de energía oscura provocó una aceleración de la expansión del universo. La energía oscura, en su forma más simple, toma la forma de la constante cosmológica en las ecuaciones de campo de la relatividad general de Einstein, pero su composición y mecanismo son desconocidos y, más generalmente, los detalles de su ecuación de estado y las relaciones con el Modelo Estándar de La física de partículas se sigue estudiando tanto a través de observaciones como desde un punto de vista teórico. [10]

Toda la evolución cósmica posterior a la era inflacionaria puede describirse rigurosamente mediante el modelo ΛCDM , que utiliza las estructuras independientes de la mecánica cuántica y la relatividad general. Como se describió anteriormente, todavía no existe un modelo bien respaldado que describa los fenómenos antes de los 10-15 segundos. Se necesita una nueva teoría unificada, llamada gravedad cuántica , para poder rastrear estos períodos de tiempo. Comprender los primeros momentos de la historia del universo es actualmente uno de los mayores problemas sin resolver de la física .

Hipótesis fundamentales

La teoría del Big Bang se basa en dos hipótesis fundamentales: la universalidad de las leyes de la física y el principio cosmológico que establece que a gran escala el universo es homogéneo e isotrópico . Estas ideas fueron consideradas inicialmente postulados, pero ahora estamos tratando de verificar cada una de ellas. Por ejemplo, la primera hipótesis ha sido verificada por observaciones que muestran que la mayor discrepancia posible en el valor de la constante de estructura fina a lo largo de la historia del universo es del orden de 10-5 . [37] Además, la relatividad general ha pasado pruebas severas en la escala del sistema solar y las estrellas binarias, mientras que las extrapolaciones a escalas cosmológicas han sido validadas por éxitos empíricos de varios aspectos de la teoría del Big Bang. [38]

Si el cosmos a gran escala parece isotrópico desde el punto de observación de la Tierra , el principio cosmológico puede derivarse del principio copernicano más simple que establece que no hay un observador privilegiado en el universo. A este respecto, el principio cosmológico se ha confirmado con una incertidumbre de 10 −5 mediante observaciones del fondo cósmico de microondas. [39] Se encontró que el universo era homogéneo a gran escala dentro de un orden de magnitud del 10%. [40]

Métrica FLRW

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker expansión métrica y métrica del espacio .

La relatividad general describe el espacio-tiempo a través de una métrica que determina las distancias entre puntos vecinos. Los mismos puntos, que pueden ser galaxias, estrellas u otros objetos, se especifican mediante una tarjeta o "cuadrícula" que se coloca sobre el espacio-tiempo. El principio cosmológico implica que la métrica debe ser homogénea e isotrópica a gran escala, lo que identifica de forma única la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (métrica FLRW). Esta métrica contiene un factor de escala que describe cómo cambia el tamaño del universo con el tiempo. Esto le permite definir un sistema de coordenadas apropiado, llamado coordenadas comovidas . Al adoptar este sistema de coordenadas, la cuadrícula se expande junto con el universo y los objetos que se mueven solo debido a la expansión del universo permanecen en puntos fijos de la cuadrícula. Mientras que sus coordenadas comovivas permanecen constantes, las distancias físicas entre dos puntos comovientes se expanden proporcionalmente al factor de escala del universo. [41]

El Big Bang no fue una explosión de materia moviéndose hacia afuera para llenar un universo vacío. En cambio, es el espacio mismo el que se expande en todas partes con el tiempo y aumenta la distancia física entre dos puntos comodos. Dado que la métrica FLRW asume una distribución uniforme de masa y energía, es aplicable a nuestro universo solo a gran escala, ya que las concentraciones locales de materia, como nuestra galaxia, están ligadas gravitacionalmente y, como tales, no pueden verse afectadas por la expansión del espacio a gran escala. .

Horizontes

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Horizonte cosmológico .

Una característica importante del espacio-tiempo del Big Bang es la presencia de un horizonte cosmológico . Dado que el universo tiene una edad finita y la luz viaja a una velocidad finita, puede haber eventos en el pasado cuya luz no tuvo suficiente tiempo para llegar a la Tierra. Esto implica un límite u horizonte en el pasado sobre los eventos más lejanos que se pueden observar. Por el contrario, a medida que el espacio se expande y los objetos más distantes se alejan cada vez más rápido, es posible que la luz emitida hoy desde un punto de la Tierra nunca sea recibida por objetos más distantes. Esto define un horizonte en el futuro , que limita los eventos futuros en los que podemos influir. La presencia de ambos tipos de horizontes depende de los detalles del modelo FLRW que describe nuestro universo. Nuestra comprensión del universo en sus primeros momentos sugiere que hay un horizonte en el pasado, aunque en la práctica nuestra visión también está limitada debido a la "opacidad" del universo en los primeros momentos. Por lo tanto, nuestra visión no puede extenderse al pasado más allá de unos 380.000 años desde el Big Bang, aunque el horizonte pasado se desplaza gradualmente hacia puntos cada vez más remotos en el espacio. Si la expansión del universo continúa acelerándose , también habrá un horizonte de futuro. [42]

Pruebas de observación

La principal y más directa evidencia observacional de la teoría del Big Bang es:

  • expansión según la ley de Hubble , que se puede observar en el corrimiento al rojo de las galaxias;
  • medidas detalladas del fondo cósmico de microondas;
  • abundancia de elementos ligeros. [3]

A veces se les llama los tres pilares de la teoría del Big Bang. Otros tipos de evidencia apoyan el panorama general, como muchas propiedades de la estructura a gran escala del universo , [43] que se predicen debido al crecimiento gravitacional de la estructura en la teoría estándar del Big Bang.

La ley de Hubble y la expansión del espacio

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: la ley de Hubble y la expansión métrica del espacio .
Una representación gráfica de la expansión del universo, en la que no se representan dos dimensiones espaciales. Las secciones circulares de la figura representan las configuraciones espaciales en cada instante del tiempo cosmológico . El cambio de curvatura representa la aceleración de la expansión, que comenzó en medio de la expansión y aún está en curso. La era inflacionaria se caracteriza por la expansión muy rápida de la dimensión espacial de la izquierda. La representación del fondo cósmico de microondas como una superficie, y no como un círculo, es un aspecto gráfico desprovisto de significado físico. De manera similar, en este diagrama las estrellas deben representarse como líneas y no como puntos.

Las observaciones de galaxias y cuásares muestran que estos objetos exhiben el fenómeno del corrimiento al rojo , lo que significa que su luz emitida se desplaza hacia longitudes de onda más largas. Este fenómeno se puede observar examinando el espectro de frecuencias de un objeto y comparándolo con el patrón espectroscópico de las líneas de emisión o líneas de absorción , que corresponde a los átomos de los elementos químicos que interactúan con la luz . Estos corrimientos al rojo son homogéneos , isotrópicos y se distribuyen uniformemente entre los objetos observados en todas las direcciones. Para algunas galaxias, es posible calcular su distancia a la Tierra usando la escala de distancia cósmica . Cuando se comparan las velocidades de retroceso con estas distancias, se encuentra una relación lineal, conocida como ley de Hubble : [12]

Dónde está:

  • v es la velocidad a la que una galaxia (o cualquier objeto lejos de la Tierra) se aleja
  • D es la distancia de movimiento automático del objeto
  • H 0 es la constante de Hubble , que resulta ser 70,1 ± 1,3 km s −1 Mpc −2 (de las mediciones del satélite WMAP ). [29]

La ley de Hubble tiene dos posibles explicaciones: o la Tierra está en el centro de una expansión de galaxias, que es insostenible debido al principio copernicano , o el universo se está expandiendo uniformemente por todas partes. Esta expansión fue predicha por la relatividad general en la formulación de Alexander Friedman [8] de 1922 y de Georges Lemaître de 1927, [9] mucho antes de que Hubble hiciera sus análisis y observaciones en 1929 , y sigue siendo la base de la teoría del Big Bang. tal como fue desarrollado por Friedmann, Lemaître, Robertson y Walker .

La teoría requiere que la relación se mantiene en cada período de tiempo, donde D es la distancia adecuada, . Las cantidades v , H y D varían a medida que el universo se expande (por lo tanto, denotado por la constante de Hubble en nuestra era astronómica). Para distancias mucho más pequeñas que el tamaño del universo observable, el corrimiento al rojo debido a la ley de Hubble se puede interpretar como un efecto Doppler y, por lo tanto, se puede calcular la velocidad de recesión. . Sin embargo, el corrimiento al rojo no es un verdadero efecto Doppler , sino el resultado de la expansión del universo entre el momento en que se emite un haz de luz y el momento en que se recibe. [44]

Que el espacio se encuentra en una fase de expansión métrica se evidencia por la evidencia de la observación directa del principio cosmológico y del principio de Copérnico, que junto con la ley de Hubble no tienen otra explicación. Los corrimientos al rojo astronómicos son extremadamente isotrópicos y homogéneos , [12] lo que confirma el principio cosmológico, que establece que el universo parece igual en todas las direcciones. Si los corrimientos al rojo fueran el resultado de una explosión desde un punto distante de nosotros, no serían tan similares en diferentes direcciones.

Las mediciones de los efectos del fondo cósmico de microondas en la dinámica de sistemas astrofísicos distantes realizadas en 2000 confirmaron el principio de Copérnico, es decir, que la Tierra no se encuentra en una posición central a escala cósmica. [45] La radiazione proveniente dal Big Bang era sicuramente più calda nelle prime epoche in tutto l'universo. Il raffreddamento uniforme della radiazione cosmica di fondo attraverso miliardi di anni è spiegabile solo se l'universo sta subendo un'espansione metrica ed esclude la possibilità che siamo nell'unico centro dell'esplosione.

Radiazione cosmica di fondo

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Radiazione cosmica di fondo .
Evoluzione dello studio sulla radiazione cosmica di fondo; la fascia orizzontale al centro delle varie immagini è dovuta all'emissione della nostra galassia, che nelle osservazioni si somma alla radiazione di fondo.

Nei giorni successivi al Big Bang, l'universo era in una condizione di equilibrio termodinamico , con fotoni che erano continuamente emessi ed assorbiti, dando alla radiazione una forma simile allo spettro di un corpo nero . Mentre si espandeva, l'universo si raffreddava fino a raggiungere una temperatura che non permetteva più la creazione e la distruzione dei fotoni. La temperatura era però ancora sufficientemente alta da non consentire che gli elettroni si legassero con i nuclei per formare atomi ed i fotoni erano costantemente riflessi da questi elettroni liberi attraverso un processo chiamato scattering Thomson . A causa di questo ripetuto scattering , l'universo era inizialmente "opaco".

Quando la temperatura scese a qualche migliaio di kelvin , gli elettroni liberi ei nuclei cominciarono a combinarsi tra loro per formare gli atomi, un processo conosciuto come ricombinazione [46] . Poiché la diffusione dei fotoni è meno frequente da atomi neutri, la radiazione si disaccoppiò dalla materia quando tutti gli elettroni si ricombinarono (all'incirca 379 000 anni dopo il Big Bang). Questi fotoni formano la radiazione cosmica di fondo, che è possibile rilevare oggi e il modello osservato delle fluttuazioni di tale radiazione fornisce un'immagine del nostro universo in quell'epoca iniziale. L'energia dei fotoni fu successivamente spostata verso il rosso dall'espansione dell'universo, il che conservò lo spettro di corpo nero, ma causò l'abbassamento della sua temperatura, spostando i fotoni nella regione delle microonde all'interno dello spettro elettromagnetico . Si ritiene che sia possibile osservare la radiazione in ogni punto dell'universo e che essa provenga da tutte le direzioni con (all'incirca) la stessa intensità.

Nel 1964 Arno Penzias e Robert Wilson scoprirono casualmente la radiazione cosmica di fondo, mentre conducevano osservazioni diagnostiche usando un nuovo ricevitore di microonde (di proprietà dei Bell Laboratories ). [24] La loro scoperta fornì la sostanziale conferma delle previsioni sulla radiazione (essa era isotropica e confrontabile con uno spettro di corpo nero con una temperatura di circa 3 K) e permise di avere una valida prova a favore dell'ipotesi del Big Bang. Penzias e Wilson ricevettero il premio Nobel per la fisica nel 1978 grazie a questa scoperta.

Nel 1989 la NASA lanciò il satellite Cosmic Background Explorer | (COBE) e le prime conclusioni, fornite nel 1990 , erano consistenti con le previsioni della teoria del Big Bang per quanto riguarda la radiazione cosmica di fondo. COBE trovò una temperatura residua di 2,726 K e nel 1992 individuò per la prima volta le fluttuazioni (anisotropie) della radiazione, con un'incertezza di una parte su 10 5 . [25] John Mather e George Smoot ricevettero il premio Nobel nel 2006 per questo lavoro. Durante il decennio successivo, queste anisotropie furono studiate ulteriormente da un gran numero di esperimenti (sia a terra, sia attraverso palloni sonda ). Nel 2000 - 2001 molti esperimenti (tra cui il più importante fu BOOMERanG ), misurando la larghezza angolare tipica delle anisotropie, trovarono che l'universo ha una geometria quasi piatta. [47]

All'inizio del 2003, furono pubblicati i primi risultati del satellite WMAP , ottenendo quelli che erano al tempo i più accurati valori di alcuni parametri cosmologici. Il satellite inoltre escluse numerosi modelli inflazionari, benché i risultati fossero in generale coerenti con la teoria dell'inflazione [26] e confermò che un mare di neutrini cosmici permea l'universo, una prova evidente che le prime stelle impiegarono più di mezzo miliardo di anni per creare una nebbia cosmica. Un altro satellite simile a WMAP, il Planck Surveyor , che è stato lanciato il 14 maggio 2009, fornirà misure ancora più precise sull'anisotropia della radiazione di fondo. [48] Sono previsti inoltre esperimenti a terra [ senza fonte ] e con palloni sonda [49] .

La radiazione di fondo è incredibilmente omogenea e questo presentò un problema nei modelli di espansione convenzionali, perché ciò avrebbe implicato che i fotoni provenienti da direzioni opposte siano venuti da regioni che non sono mai state in contatto le une con le altre. La spiegazione oggi prevalente per questo equilibrio su vasta scala è che l'universo abbia avuto un breve periodo con una espansione esponenziale, conosciuta come inflazione . Questo avrebbe avuto l'effetto di allontanare regioni che erano in equilibrio termodinamico , cosicché tutto l'universo osservabile proviene da una regione con lo stesso equilibrio.

Abbondanza degli elementi primordiali

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nucleosintesi primordiale .
Le varie reazioni di nucleosintesi che hanno portato alla formazione degli elementi leggeri

A partire dal modello del Big Bang, è possibile calcolare la concentrazione di elio-4 , elio-3 , deuterio e litio -7 nell'universo in rapporto alla presenza totale di idrogeno ordinario. [35] Tutte le loro abbondanze derivano da un singolo parametro, il rapporto tra fotoni e barioni , che può essere calcolato indipendentemente dalla struttura dettagliata delle fluttuazioni della radiazione di fondo. I rapporti delle masse previsti sono circa 0,25 per elio-4 rispetto a idrogeno, circa 10 −3 per il deuterio rispetto all'idrogeno, circa 10 −4 per elio-3 rispetto ad idrogeno e circa 10 −9 per litio-7 rispetto all'idrogeno. [35]

Le misure delle abbondanze primordiali di tutti e quattro gli isotopi elencati sopra sono in accordo con un unico valore del rapporto barione-fotone. Il valore per il deuterio è altamente coerente, vicino ma leggermente discrepante per elio-4 e discordante di un fattore 2 per litio-7; negli ultimi due casi la discordanza dei valori è causata da errori sistematici . La coerenza di questi dati con quelli previsti dalla teoria della nucleosintesi è una prova a favore della teoria del Big Bang. Finora è l'unica teoria conosciuta che riesca a spiegare l'abbondanza relativa degli elementi leggeri, in quanto è impossibile che il Big Bang possa aver prodotto più del 20–30% di elio. [50] Infatti non vi è alcun motivo evidente al di fuori del Big Bang per cui il "giovane" universo (vale a dire prima della formazione delle stelle, secondo quanto stabilito dallo studio della materia presumibilmente libera dai prodotti della nucleosintesi stellare ) dovesse avere più elio che deuterio o più deuterio di ³He.

Evoluzione e distribuzione galattica

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Struttura a grande scala dell'universo e Formazione ed evoluzione galattica .
Una panoramica del cielo nell' infrarosso vicino rivela la distribuzione delle galassie oltre la Via Lattea . L'immagine deriva dal catalogo 2MASS , che comprende oltre 1,5 milioni di galassie, e dal Point Source Catalog (PSC), che comprende mezzo miliardo di stelle della Via Lattea. Le galassie sono colorate a seconda del loro spostamento verso il rosso (z): le blu sono le più vicine (z < 0,01), le verdi sono quelle ad una distanza media (0,01 < z < 0,04) e le rosse sono le più lontane (0,04 < z < 0,1). [51]

Osservazioni dettagliate sulla morfologia e distribuzione delle galassie e dei quasar forniscono una prova convincente della teoria del Big Bang. La combinazione delle osservazioni e delle teorie suggerisce che i primi quasar e le prime galassie si formarono circa un miliardo di anni dopo il Big Bang e da allora si formarono le strutture più grandi, come gli ammassi ei superammassi galattici. Le popolazioni stellari si sono evolute nel tempo, perciò le galassie più distanti (che vengono osservate così come erano nel giovane universo) appaiono molto diverse dalle galassie a noi più vicine, in quanto queste ultime sono osservate in uno stato più recente.

Inoltre, le galassie che si sono formate in periodi relativamente recenti appaiono decisamente diverse rispetto a quelle che si formarono ad una distanza simile, ma subito dopo il Big Bang. Queste osservazioni sono portate come prove contro il modello dello stato stazionario . Le osservazioni della formazione stellare , della distribuzione di galassie e quasar e le strutture a larga scala sono in accordo con le previsioni del Big Bang (per quel che riguarda la formazione di queste strutture nell'universo) e stanno contribuendo a completare tutti i dettagli della teoria. [52] [53]

Altri tipi di prove

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Spostamento verso il rosso .

Dopo alcune controversie, l'età dell'universo, come stimato dalla costante di Hubble e dalla radiazione di fondo , è consistente (vale a dire leggermente maggiore) con le età delle stelle più vecchie, misurate applicando la teoria dell' evoluzione stellare agli ammassi globulari e attraverso la datazione radiometrica di singole stelle di Popolazione II .

La previsione che la temperatura della radiazione di fondo fosse più alta in passato è stata confermata sperimentalmente dalle osservazioni delle linee di emissioni sensibili alla temperatura nelle nubi di gas con alto spostamento verso il rosso. Questa previsione implica inoltre che l'ampiezza dell' effetto Sunyaev-Zel'dovich negli ammassi di galassie non dipende direttamente dal loro spostamento verso il rosso: questo sembra essere abbastanza vero, ma l'ampiezza dipende da proprietà dell'ammasso, che cambiano sostanzialmente solo su un arco di tempo cosmico, perciò una verifica abbastanza precisa è impossibile da svolgere.

Questioni aperte

«L'essenza della teoria del Big Bang sta nel fatto che l'Universo si sta espandendo e raffreddando. Lei noterà che non ho detto nulla riguardo a una "esplosione". La teoria del Big Bang descrive come il nostro universo evolve e non come esso iniziò»

( PJE Peebles , 2001 [54] )

Mentre ormai pochi ricercatori mettono in dubbio il fatto che sia avvenuto il Big Bang, la comunità scientifica era divisa in passato tra chi sosteneva questa teoria e chi riteneva possibili altri modelli cosmologici . In questo contesto di acceso dibattito furono sollevati molti problemi inerenti alla teoria del Big Bang e la sua capacità di riprodurre le osservazioni cosmologiche. Ormai questi problemi sono perlopiù ricordati principalmente per il loro interesse storico; le soluzioni ad essi sono state ottenute o attraverso modifiche alla teoria o come risultato di osservazioni migliori. Altre questioni, come il problema della cuspide degli aloni galattici , la grande presenza di galassie nane e la natura della materia oscura fredda , non sono considerate irrisolvibili e si suppone di venirne a capo attraverso ulteriori perfezionamenti di tale teoria.

Le idee centrali nella teoria del Big Bang (vale a dire l'espansione, lo stato iniziale ad elevata temperatura, la formazione dell' elio , la formazione delle galassie) sono state confermate da parecchie osservazioni indipendenti tra loro, che includono l' abbondanza degli elementi leggeri , la radiazione cosmica di fondo, la struttura a grande scala dell'universo e le supernovae di tipo Ia , e perciò non possono più essere messe in dubbio come caratteristiche importanti e reali del nostro universo.

Gli attuali accurati modelli del Big Bang ricorrono a vari fenomeni fisici "esotici", che non sono stati ancora osservati negli esperimenti effettuati nei laboratori terrestri o non sono stati incorporati nel Modello standard della fisica delle particelle . Fra questi fenomeni l'esistenza dell' energia oscura e della materia oscura sono considerate le ipotesi più solide, mentre l' inflazione cosmica e la bariogenesi sono teorie più speculative: esse forniscono spiegazioni soddisfacenti per importanti caratteristiche dell'universo nelle epoche più antiche, ma potrebbero essere sostituite da idee alternative senza compromettere il resto della teoria. [55] Le spiegazioni di tali fenomeni sono ancora argomento dei settori più avanzati della ricerca fisica.

Problema dell'orizzonte

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Problema dell'orizzonte .

Il problema dell'orizzonte nasce dalla premessa che non esiste alcuna interazione capace di trasmettere informazione a velocità superiore a quella della luce . In un universo con un'età finita, ciò comporta un limite, detto orizzonte di particella , sulla massima distanza tra due qualsiasi regioni di spazio che sono in rapporto causale tra loro. [56] L'isotropia osservata nella radiazione cosmica di fondo è problematica al riguardo: se l'universo fosse stato dominato dalla radiazione o dalla materia per tutto l'arco di tempo che arriva fino all'istante dell'ultimo scattering , l'orizzonte di particella relativo a quell'istante dovrebbe corrispondere a due gradi nel cielo. Quindi non ci sarebbe alcun meccanismo che possa portare regioni più ampie di cielo ad avere la stessa temperatura.

Una soluzione a questa apparente incoerenza è fornita dalla teoria inflazionaria , nella quale un campo di energia scalare omogeneo e isotropo dominò l'universo in un periodo di tempo che precede la bariogenesi . Durante l'inflazione, l'universo subì un'espansione esponenziale e l'orizzonte delle particelle si espanse molto più rapidamente di quanto supposto in precedenza, perciò anche quelle regioni, che sono attualmente poste su lati opposti dell'universo osservabile, sono bene all'interno del reciproco orizzonte delle particelle. L'isotropia osservata nella radiazione di fondo deriva dal fatto che tutto l'universo osservabile era in rapporto causale prima dell'inizio dell'inflazione e perciò si era già portato in una condizione di equilibrio termico. [57]

Il principio di indeterminazione di Heisenberg prevede che durante la fase inflazionaria ci siano state fluttuazioni termiche quantistiche , che si sarebbero ingrandite su scala cosmica. Queste fluttuazioni sono i fondamenti di tutti gli attuali modelli sulla struttura dell'universo. L'inflazione prevede che le fluttuazioni primordiali siano all'incirca invarianti di scala e gaussiane ; ciò è stato accuratamente confermato dalle misure della radiazione di fondo.

Se il processo inflazionario ha davvero avuto luogo, l'espansione esponenziale deve aver spinto ampie regioni dello spazio ben oltre il nostro orizzonte osservabile.

La singolarità iniziale e le formulazioni avanzate della teoria

Una singolarità gravitazionale è un punto dello spaziotempo in cui l'energia del campo gravitazionale tende a un valore infinito, così come la densità e la curvatura. I teoremi di Penrose-Hawking dimostrano l'esistenza di una singolarità all'inizio del tempo cosmico, tuttavia assumono la validità della relatività generale benché essa non sia applicabile prima del tempo in cui l'universo raggiunse la temperatura di Planck . Una teoria di gravità quantistica potrebbe portare a soluzioni prive di singolarità. [27]

Alcuni dei problemi posti dalla singolarità [58] [59] :

Alcune teorie (prive di verifiche) che tentano una soluzione nell'ambito della cosmologia quantistica , rendendo non più necessaria la singolarità iniziale :

Molte di queste ipotesi si basano sulle tre principali teorie proposte in cosmologia, non verificate sperimentalmente: l' inflazione , la teoria delle stringhe e la gravità quantistica a loop (queste ultime due teorie non prettamente cosmologiche); ognuna di esse ha un proprio modo di concepire il Big Bang. In alcune di queste ipotesi esso viene proposto come un evento in un universo più grande e più vecchio (o come un multiverso , risolvendo anche la questione del principio antropico ) e non come l'inizio letterale di tutta la realtà.

Problema dell'universo piatto

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Forma dell'universo .
La geometria dell'universo è determinata da quanto il parametro cosmologico Omega è più o meno distante da 1. Dall'alto verso il basso: un universo chiuso con curvatura positiva, universo iperbolico con curvatura negativa e universo piatto con curvatura nulla. [75]

Il problema dell'universo piatto (conosciuto anche come il problema dell'universo vecchio ) è un problema osservativo, associato alla metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker . [56] L'universo può avere una curvatura spaziale positiva, negativa o nulla in funzione della sua densità totale di energia. Avrà curvatura negativa se la sua densità è inferiore alla densità critica , positiva se è maggiore e nulla se la densità coincide con quella critica (nel qual caso lo spazio viene definito piatto ). Il problema è che ogni minima divergenza dalla densità critica aumenta con il tempo e ancora oggi l'universo rimane molto vicino all'essere piatto. [76] Dato che una scala naturale dei tempi per l'inizio della deviazione dalla piattezza potrebbe essere il tempo di Planck , 10 −43 secondi, il fatto che l'universo non abbia raggiunto né la morte termica né il Big Crunch dopo miliardi di anni, richiede una spiegazione. Per esempio, anche all'epoca relativamente "vecchia" di pochi minuti (il tempo della nucleosintesi), la densità dell'universo deve essersi trovata entro circa una parte su 10 14 dal suo valore critico, altrimenti l'universo non esisterebbe così com'è oggi. [77] Dal punto di vista matematico, il problema della piattezza scaturisce dall'equazione di Fridman , scritta nella forma con

Assumendo che l'Universo sia piatto, e che quindi , e ricordando che la costante di Hubble è data da , la densità critica dell'Universo è

Introducendo questo risultato nell'equazione di Fridman, si ha

e definendo il parametro di densità come

si ottiene la seguente equazione

che indica come varia la geometria dell'universo in funzione della sua densità. Infatti in base al fatto che la densità dell'universo sia uguale, maggiore e minore di quella critica, il parametro di curvatura assume i seguenti valori

A questo punto è necessario scrivere l'equazione di Fridman per un Universo dominato da materia e radiazione. In questo caso l'equazione ha la forma

dove è la costante di Hubble valutata al tempo , mentre e sono, rispettivamente, la densità della materia e della radiazione valutate anch'esse al tempo . L'equazione per valutata al tempo diventa

dove il fattore di scala vale . Riscriviamo tale equazione nella seguente forma

e sostituendola nell'equazione di partenza, si ottiene

Facendo uso dell'equazione di Fridman valida per un Universo con materia e radiazione, l'espressione precedente diventa

Questa equazione ci dice come varia la curvatura in funzione del fattore di scala . La condizione di equivalenza tra materia e radiazione è la seguente

e ci consente di studiare la curvatura nelle diverse epoche. Consideriamo dapprima un Universo dominato dalla materia, in tal caso si ha , quindi dall'equazione precedente, e ricordando che , si ha

Considerando invece un universo dominato dalla radiazione, si ha e , quindi la curvatura segue un andamento del tipo

Ciò significa che sia nell'epoca della materia che nell'epoca della radiazione la curvatura cresce con il tempo. Dato che la curvatura attuale è dell'ordine di

Le equazioni precedenti indicano che in passato l'universo doveva essere ancora più piatto. Infatti nell'epoca di equilibrio tra radiazione materia il parametro di scala vale

e quindi la curvatura in tale epoca è dell'ordine di

Ciò è in netta contraddizione col fatto che l'universo in passato dovesse essere molto curvato. Sembra invece che più si torni indietro nel tempo più l'universo risulta piatto. Sempre in base alle formule precedenti infatti, l'universo doveva essere piatto entro 10 −14 al tempo della nucleosintesi, al tempo di Planck entro 10 −60 e così via. Il problema maggiore sorge quando si considera il fatto che se l'universo non avesse avuto una curvatura così ben calibrata, sarebbe collassato su se stesso o si sarebbe espanso in maniera estremamente rapida se la sua curvatura fosse stata differente anche solo di una minuscola frazione. Di conseguenza sarebbe stato molto più probabile osservare un universo estremamente curvato e quindi molto diverso dall'universo attuale, piuttosto che un universo estremamente piatto come sembrano indicare le osservazioni.

Una soluzione a questo problema è fornita dall' inflazione . Durante il periodo inflazionario, lo spaziotempo si espanse, fino al punto che la sua curvatura sarebbe stata resa piatta. Pertanto, si ritiene che l'inflazione portò l'universo ad uno stato spaziale sostanzialmente piatto, con all'incirca l'esatta densità critica. [57]

Monopolo magnetico

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Monopolo magnetico .

L'obiezione riguardante il monopolo magnetico fu sollevata alla fine degli anni settanta . Le teorie della grande unificazione prevedevano un difetto topologico nello spazio, che si sarebbe manifestato sotto forma di monopoli magnetici . Questi oggetti potrebbero essere prodotti in maniera efficiente nelle primissime fasi dell'universo (con temperature molto elevate), dando una densità più alta di quella che è consistente con le osservazioni, dato che durante le ricerche non sono mai stati osservati monopoli. Questo problema può essere anche risolto con l'inflazione cosmica, che rimuove tutti i difetti dall'universo osservabile nello stesso modo in cui essa porta la geometria dell'universo ad essere piatta.

Una soluzione al problema dell'orizzonte, della geometria piatta e del monopolo magnetico alternativa all'inflazione cosmica è data dall' ipotesi di curvatura di Weyl . [78] [79]

Asimmetria barionica

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Asimmetria barionica .

Non si conosce ancora il motivo per cui nell'universo attuale sia presente solo materia e non antimateria . [32] È generalmente accettato il fatto che l'universo, quando era giovane e caldo, era in equilibrio e conteneva un egual numero di barioni e antibarioni. Ciò nonostante, le osservazioni indicano che l'universo, incluse le sue regioni più distanti, è fatto quasi esclusivamente di materia. Un processo sconosciuto chiamato bariogenesi creò questa asimmetria. Affinché questo processo accadesse, dovevano essere soddisfatte le condizioni di Sakharov . Queste richiedono che il numero barionico non fosse conservato, che la simmetria C e la simmetria CP fossero violate e che l'universo avesse perso il suo equilibrio termodinamico . [80] Tutte queste condizioni sono verificate nel Modello standard , ma gli effetti non sono abbastanza forti da spiegare l'attuale asimmetria.

Età degli ammassi globulari

Alla metà degli anni novanta , le osservazioni riguardanti gli ammassi globulari sembravano essere in contraddizione con il Big Bang. Le simulazioni al computer , che confrontavano le osservazioni delle varie popolazioni stellari dei vari ammassi, indicarono che essi avessero un'età di circa 15 miliardi di anni (che era in contrasto con l'età dell'universo, circa 13,7 miliardi di anni). Questo problema fu risolto alla fine degli anni novanta, quando nuove simulazioni al computer, che includevano gli effetti della massa persa a causa del vento stellare , indicarono un'età molto più giovane per gli ammassi globulari. [81] Restano aperte alcune questioni, su come misurare accuratamente l'età di questi ammassi, ma si pensa che questi oggetti siano tra i più vecchi dell'intero universo [82] .

Interazioni tra galassie e quasar

Durante degli studi effettuati negli anni sessanta , l' astronomo Halton Arp individuò dei possibili collegamenti tra alcune galassie con dei quasar e si riteneva che entrambi questi oggetti, essendo vicini a causa di queste interazioni, avessero avuto un redshift simile per via della legge di Hubble . [83] Al contrario di quanto atteso, si calcolò un'estrema diversità tra i valori dei due redshift, come nel caso della galassia NCG 4319, e questo dato sembrava mettere in crisi l'idea dell'espansione dell'universo, poiché due oggetti vicini devono avere un simile spostamento verso il rosso dovuto all'espansione del cosmo. [84] Per risolvere questo problema, che avrebbe colpito le basi della teoria del Big Bang, si è ipotizzato che la differenza nei redshift sia dovuta al fatto che queste due galassie, generalmente molto attive, abbiano "espulso" il quasar; a questo punto la differenza dei redshift non sarebbe da attribuire a cause cosmologiche, ma a caratteri locali del sistema considerato. [84]

Materia oscura

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Materia oscura .
Un grafico a torta mostra le percentuali di composizione dei vari componenti della densità di energia dell'universo, in base al modello ΛCDM . All'incirca il 95% della densità di energia è costituita da forme esotiche, come la materia oscura e l' energia oscura .

Durante gli anni settanta e ottanta numerose osservazioni hanno mostrato che non c'è abbastanza materia visibile nell'universo per spiegare l'apparente forza di attrazione gravitazionale fra le galassie e al loro interno. Ciò ha portato l'idea che circa il 90% della materia dell'universo sia materia oscura , che non emette luce e non interagisce con la normale materia barionica. Inoltre, l'ipotesi che l'universo sia costituito principalmente da materia ordinaria porta a previsioni in forte contrasto con le osservazioni; in particolare l'universo oggi ha una struttura molto più a grumi e contiene molto meno deuterio di quanto sia possibile spiegare senza la presenza della materia oscura.

L'ipotesi della materia oscura viene suggerita da numerose osservazioni: le anisotropie della radiazione di fondo, la dispersione delle velocità degli ammassi di galassie , le distribuzioni della struttura a larga scala, gli studi sulle lenti gravitazionali e le misure degli ammassi di galassie attraverso i raggi X . [85]

Le evidenze della materia oscura derivano dall'influenza gravitazionale sulla materia ordinaria, anche se nessuna sua particella è mai stata osservata in laboratorio . Sono state proposte molte particelle come appartenenti a questo tipo di materia e molti progetti per studiarle direttamente sono in corso. [86]

Energia oscura

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Energia oscura .

Le misure sulla relazione tra il redshift e la magnitudine delle supernovae di tipo Ia hanno mostrato che l'espansione dell'universo sta accelerando da quando il cosmo aveva all'incirca metà della sua attuale età. Per spiegare questa accelerazione, la relatività generale richiede che la maggior parte dell'energia dell'universo sia costituita da una componente con un'alta pressione negativa , soprannominata " energia oscura ". Questo tipo di energia viene suggerita da molti tipi di prove: le misure della radiazione di fondo indicano che l'universo è molto piatto dal punto di vista spaziale e quindi, in base alla relatività generale, esso deve avere quasi esattamente la densità critica del rapporto tra massa ed energia; invece la densità di massa del cosmo, che può essere misurata dai raggruppamenti gravitazionali, raggiunge solamente il 30% circa della densità critica. [10] Poiché l'energia oscura non si raggruppa nel modo ordinario, quest'ultima è la migliore spiegazione per completare la parte mancante di densità di energia. L'energia oscura è inoltre richiesta da due misure geometriche della curvatura totale dell'universo: una utilizzando la frequenza delle lenti gravitazionali e l'altra utilizzando il modello caratteristico della struttura a larga scala del cosmo come un regolo .

La pressione negativa è una proprietà dell' energia del vuoto , ma l'esatta natura dell'energia oscura rimane uno dei grandi misteri del Big Bang. Alcuni possibili candidati per spiegare quale sia l'esatta forma di tale energia sono la costante cosmologica e la quintessenza . I risultati dal satellite WMAP (forniti nel 2008 ), che combinano i dati ricevuti dalla radiazione di fondo e da altre sorgenti, indicano che l'attuale universo è costituito dal 72% di energia oscura, dal 23% di materia oscura, dal 4,6% di materia ordinaria e da meno dell'1% di neutrini . [29] La densità di energia dovuta alla materia diminuisce con l'espansione dell'universo, ma la densità dovuta all'energia oscura rimane all'incirca costante durante l'espansione cosmica. Pertanto la materia costituì una parte più importante della densità di energia nel passato rispetto ad oggi, ma il suo contributo continuerà a diminuire nel futuro, poiché l'energia oscura diventerà sempre più dominante.

Nel modello ΛCDM , l'attuale miglior modello del Big Bang, l'energia oscura viene spiegata tramite la presenza di una costante cosmologica , introdotta nella relatività generale; tuttavia la dimensione della costante, che spiega correttamente l'energia oscura, è più piccola di circa 120 ordini di grandezza rispetto alle stime basate sulla gravità quantistica . [87] La distinzione tra la costante cosmologica e le altre forme per spiegare l'energia oscura è un'area molto attiva dell'attuale ricerca.

Il futuro secondo la teoria del Big Bang

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

Prima delle osservazioni dell' energia oscura , i cosmologi ritenevano possibili solo tre scenari per il futuro dell'universo:

  • Una prima ipotesi è quella che se la densità di massa fosse più grande della densità critica l'universo avrebbe raggiunto una dimensione massima e poi avrebbe cominciato a collassare. A quel punto sarebbe diventato nuovamente più denso e più caldo e avrebbe finito per tornare in una condizione simile a quella con cui iniziò. Questa ipotesi è nota come Big Crunch . [42]
  • Una seconda ipotesi ritiene che se la densità nell'universo fosse uguale o inferiore alla densità critica l'espansione sarebbe continuata rallentando, ma senza mai fermarsi. La formazione stellare sarebbe terminata quando tutto il gas interstellare presente in ogni galassia fosse stato consumato; le stelle avrebbero terminato la loro esistenza lasciando il posto a nane bianche , stelle di neutroni e buchi neri . Molto lentamente nel tempo le collisioni tra questi oggetti avrebbero prodotto il collasso della massa all'interno di buchi neri sempre più grandi. La temperatura media dell'universo avrebbe raggiunto asintoticamente lo zero assoluto in quello che viene definito il Big Freeze . Inoltre, se i protoni fossero diventati instabili , allora la materia barionica sarebbe scomparsa, lasciando posto soltanto alla radiazione elettromagnetica e ai buchi neri. Infine i buchi neri avrebbero finito con l'evaporare a causa della radiazione di Hawking . L' entropia dell'universo sarebbe aumentata fino a raggiungere il punto in cui non sarebbe stato possibile nessuno scambio di qualsiasi forma di energia, uno scenario noto come morte termica dell'universo .
  • Una terza ipotesi è il cosiddetto universo oscillante o ciclico.

Le moderne osservazioni riguardanti l' espansione accelerata hanno aggiunto nuovi possibili scenari, poiché implicano che una parte sempre maggiore dell'universo visibile passerà oltre l' orizzonte degli eventi e non potrà più essere in contatto con noi. Il risultato finale è per il momento sconosciuto. Il modello ΛCDM definisce l' energia oscura nella forma della costante cosmologica . Questa teoria suggerisce che solo i sistemi legati gravitazionalmente, come le galassie, si conserverebbero e sarebbero soggetti alla morte termica durante l'espansione e il raffreddamento del cosmo. Un'altra forma di energia oscura, conosciuta come energia fantasma , implica che gli ammassi di galassie, stelle, pianeti, atomi, nuclei e la stessa materia sarebbero distrutti dal continuo aumento della velocità di espansione, in un processo noto come Big Rip . [88]

Attualmente le teorie più diffuse sono quelle legate al modello inflazionario di multiverso in continua espansione (maggioritario fra i cosmologi) e quelle del modello ciclico . [89]

Limiti della teoria

La principale critica alla teoria da parte dei fautori della teoria dello stato stazionario era che non rispettasse una regola inviolabile nel mondo naturale, la legge di Lavoisier (la quale tuttavia, come la relatività, pare perdere di validità a livello quantistico). [90] In questo caso fu fondamentale stabilire che il Big Bang non creò nuova massa, ma espanse massa già esistente nel punto compresso della singolarità. [91] Il modello cosmologico del Big Bang è stato sviluppato estrapolando le conoscenze fisiche attuali sino ad energie molto più grandi di quelle studiate sperimentalmente ea scale di distanza immense. La possibilità, quindi, di trovare conferme alla teoria del Big Bang è sottoposta a limiti teorici ed osservativi. Il modello standard della fisica delle particelle dovrebbe essere valido sino a energie di circa 250 miliardi di elettronvolt, un livello corrispondente a circa 10 −12 secondi dopo il Big Bang. Ogni affermazione relativa ad epoche antecedenti è fondata su teorie scientifiche non sufficientemente consolidate [92] .

Anche l'osservazione diretta non può coprire le prime fasi del Big Bang. Infatti le onde elettromagnetiche non potevano essere trasmesse prima della formazione dell'idrogeno neutro, quando fu emessa la radiazione cosmica di fondo. L'osservazione dell'universo prima di tale evento potrebbe in linea di principio essere condotta rilevando le onde gravitazionali oi neutrini emessi, ma non esiste ancora alcuna tecnologia in grado di eseguire queste misure.

Quindi la teoria del Big Bang risulta fondata su teorie sicuramente affidabili e confermate da osservazioni solo per la descrizione dell'evoluzione dell'universo dalla nucleosintesi primordiale in poi. Particolarmente incerte sono le affermazioni sulla forma globale dell'universo e sulla sua evoluzione nel lontano futuro. Infatti l'osservazione è limitata dalla finitezza della velocità della luce che determina un orizzonte invalicabile. Ogni estrapolazione oltre tale orizzonte è fondata su assunzioni più o meno implicite sulle proprietà topologiche dello spaziotempo e sulla sua regolarità ed è perciò puramente ipotetica. Localmente l'universo sembra essere piatto (euclideo), ma è impossibile escludere la presenza di una piccola curvatura che determinerebbe una forma globale completamente diversa.

La scoperta dell'accelerazione dell'espansione dell'universo e la conseguente ipotesi dell'esistenza di una energia oscura ha creato ulteriori motivi di incertezza. Il modello di energia oscura adottato è utilizzato nella misura della curvatura dell'universo tramite le osservazioni della radiazione cosmica di fondo, benché i vincoli osservativi sull'energia oscura siano stati determinati nell'ipotesi che l'universo sia piatto.

Per cercare di rispondere almeno ad alcuni di questi interrogativi è in corso di sviluppo la cosmologia quantistica .

Riflessioni filosofiche e teologiche

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Cosmogonia .

«Se l'universo non è sempre esistito, la scienza si trova di fronte alla necessità di spiegarne l'esistenza.»

( Arno Penzias , 1979 [93] )

Il Big Bang è una teoria scientifica e come tale la sua validità, o il suo abbandono, dipende dal suo accordo con le osservazioni. Essendo una teoria che tratta dell'origine della realtà, spesso è stata spunto per riflessioni teologiche e filosofiche. Sino agli anni trenta quasi tutti i maggiori cosmologi ritenevano che l'universo fosse eterno e secondo molti ciò rendeva l'esistenza di un Dio creatore un'ipotesi superflua. [94]
Con la proposta della teoria del Big Bang, di cui il principale autore era il sacerdote cattolico Georges Lemaître (assieme a Aleksandr Aleksandrovič Fridman e George Gamow ), molti obiettarono che l'origine finita del tempo implicita nel Big Bang introduceva concetti teologici all'interno della fisica; questa obiezione fu più tardi ripetuta da Fred Hoyle e da altri sostenitori della teoria dello stato stazionario . [95] Invece nel 1951, durante l'incontro annuale con la Pontificia accademia delle scienze , papa Pio XII si felicitò che sembrasse superato un ostacolo alla concordanza fra scienza e fede:

«Pare davvero che la scienza odierna, risalendo d'un tratto milioni di secoli, sia riuscita a farsi testimone di quel primordiale «Fiat lux», allorché dal nulla proruppe con la materia un mare di luce e di radiazioni, mentre le particelle degli elementi chimici si scissero e si riunirono in milioni di galassie. È ben vero che della creazione nel tempo i fatti fin qui accertati non sono argomento di prova assoluta, come sono invece quelli attinti dalla metafisica e dalla rivelazione, per quanto concerne la semplice creazione, e dalla rivelazione, se si tratta di creazione nel tempo. I fatti pertinenti alle scienze naturali, a cui Ci siamo riferiti, attendono ancora maggiori indagini e conferme, e le teorie fondate su di essi abbisognano di nuovi sviluppi e prove, per offrire una base sicura ad un'argomentazione, che per sé è fuori della sfera propria delle scienze naturali. Ciò nonostante, è degno di attenzione che moderni cultori di queste scienze stimano l'idea della creazione dell'universo del tutto conciliabile con la loro concezione scientifica, e che anzi vi siano condotti spontaneamente dalle loro indagini; mentre, ancora pochi decenni or sono, una tale «ipotesi» veniva respinta come assolutamente inconciliabile con lo stato presente della scienza.»

( Discorso di Pio XII alla Pontificia Accademia delle Scienze del 22 novembre 1951 [96] )

Il collaboratore che aveva preparato questo discorso di circostanza mescolò, sia pure in modo ipotetico, la teoria scientifica del Big Bang con il concetto teologico di "creazione dal nulla", intrecciando quindi fisica e metafisica , un concetto che Lemaitre aveva accuratamente evitato nel suo articolo, in cui la descrizione del Big Bang comincia con un " uovo cosmico " o "atomo primitivo" di dimensioni arbitrariamente piccole, ma sempre finite, e contenente già tutta la massa dell'universo. Data l'incertezza dei dati cosmologici allora disponibili per tarare i parametri delle equazioni del suo modello, Lemaitre sviluppò esplicitamente solo il caso limite in cui il Big Bang era infinitamente remoto nel tempo, in modo da non essere attaccato neppure per aver ipotizzato una durata finita dell'universo. La vaghezza del discorso papale, mai tradotto in lingua inglese, è all'origine della diceria molto diffusa nel mondo anglosassone che il papa intendesse strumentalizzare la nuova scoperta a fini apologetici; tale posizione fu principalmente espressa ad esempio da Fred Hoyle e Halton Arp (contrari al Big Bang) e più tardi da Stephen Hawking . Secondo Hawking:

«La Chiesa cattolica, d'altra parte, si impadronì del modello del big bang e nel 1951 dichiarò ufficialmente che esso è in accordo con la Bibbia.»

( Dal Big Bang ai buchi neri , XVI edizione, Rizzoli 1989, p.65 )

Hawking probabilmente ignorava la differenza fra una dichiarazione dogmatica e un discorso di circostanza e probabilmente conosceva solo per sentito dire il discorso papale, in cui ci si limita a rallegrarsi del fatto che alcuni moderni cosmologi "stimano l'idea della creazione dell'universo del tutto conciliabile con la loro concezione scientifica". [97]

In Il grande disegno il fisico inglese assume la posizione positivista affermando che la fisica ha ormai preso il posto della metafisica, ma questo pensiero venne criticato anche da fisici e pensatori non credenti (come Roger Penrose e Umberto Eco ). [98] [99] [100]

Lo stesso Hawking puntualizzerà poi, quasi rispondendo a Penzias e alle "interpretazioni religiose":

«Non ha senso parlare di un tempo prima della nascita dell'Universo, perché il tempo è stato sempre presente, sebbene in una forma diversa da quella che noi umani siamo abituati a misurare. [Lo spaziotempo] si avvicinava a raggiungere il niente, ma non è mai stato il niente, non c'è mai stato un Big Bang che ha prodotto qualcosa dal nulla. Sembra così soltanto da una prospettiva umana.»

( Stephen Hawking [101] )

Ribadì che il concetto di creazione dal nulla applicato alla cosmologia è solamente una convenzione scientifica, non un evento in senso metafisico:

«Gli eventi precedenti al Big Bang sono semplicemente non definiti, perché non c'è modo di misurare che cosa sia successo a tali eventi. Poiché gli eventi avvenuti prima del Big Bang non hanno conseguenze osservazionali, si possono anche tagliare fuori dalla teoria, e dire che il tempo è iniziato con il Big Bang.»

( ibidem [101] )

Secondo questa interpretazione non ha senso porsi la domanda di cosa ci fosse prima del Big Bang; ea livello di filosofia della scienza, per dirla con le parole di Claude Lévi-Strauss "più che dare risposte sensate, una mente scientifica formula domande sensate". La fisica può attualmente, comunque, risalire matematicamente all'indietro nel tempo solo fino al " tempo di Planck ", pochi istanti dopo l'inizio dello spaziotempo, quando cioè le dimensioni dell'universo erano così piccole che le leggi fisiche conosciute perdono validità. Retrocedere oltre non è possibile se non per via ipotetica. La gravità classica inclusa nella relatività generale non descrive più quei momenti (altrimenti l'universo sarebbe collassato in un buco nero , né è possibile identificare attualmente il Big Bang come un buco bianco ), e non esiste un modello di gravità quantistica verificato e accettato che spieghi energia oscura e repulsività delle particelle a livello infinitamente piccolo. Attualmente la fisica ha esplorato diversi modelli teorici per mostrare che l'ipotesi di una creazione dal nulla può essere evitata e sostituita con altre che non presuppongono un Dio creatore. Fra questi i più noti sono l'ipotesi del multiverso che ha l'inconveniente di dover ipotizzare l'esistenza di una molteplicità infinita di universi, quella di un universo ciclico e il modello di Hawking in cui l'universo è illimitato, ma privo di un istante iniziale a cui possa eventualmente essere associato l'intervento creatore ( stato di Hartle-Hawking ).

Lawrence Krauss nel suo testo L'universo dal nulla tenta di rispondere ad alcune domande ontologiche , come quella posta da Leibniz :

«Perché c'è qualcosa piuttosto che nulla ? (...) Quello che abbiamo imparato è che questo tipo di “nulla” è instabile. Dunque lo spazio vuoto è instabile.»

( Lawrence M. Krauss [102] )

Margherita Hack , sostenendo il modello del multiverso in inflazione eterna ha invece dichiarato l'impossibilità di trovare un significato ultimo anche di tipo scientifico nel suo saggio Il perché non lo so .

D'altro canto non mancano nemmeno attualmente scienziati credenti, come Antonino Zichichi , Michael G. Strauss e Frank Tipler [103] [104] [105] che utilizzano la teoria del Big Bang o la perfezione delle leggi fisiche come supporto a forme di creazionismo (specialmente negli Stati Uniti ), o al disegno intelligente e come integrazione della propria fede cristiana nella propria vita di uomini di scienza, vedendo nel Big Bang e in un ipotetico Big Crunch o Big Rip concetti affini all' escatologia cristiana . Gli stessi teologi cattolici però hanno spesso messo in guardia da un eccessivo sincretismo fisico-religioso attuato sia da credenti che da noncredenti, ad esempio confondendo la prova ontologica (come le Cinque Vie di Tommaso d'Aquino ) con il Big Bang, o con l'uso ateologico del rasoio di Occam applicato all'universo (com'era d'uso dal materialismo settecentesco in poi), spesso reso tutt'uno col concetto filosofico di " mondo " (si vedano le teorie di Paul Henri Thiry d'Holbach ); riferendosi a idee avanzate della teoria del Big Bang come lo stato di Hartle-Hawking, e implicitamente a Zichichi e agli scienziati credenti, padre Juan José Sanguineti (professore all'Ateneo Romano della Santa Croce ) scrive che «l'idea di creazione divina non trova un posto nell'indagine fisica per motivi metodologici , innanzitutto perché non spetta alla fisica occuparsi degli interventi di Dio sul mondo, visto che il suo ambito di ricerca resta limitato alle cause sensibili e sperimentabili (...) le cosmologie quantistiche, anche se privano di valore gli argomenti teologici che si basavano troppo direttamente sulla teoria del Big Bang classico (il quale non sarebbe “creato da Dio” poiché emerso da un quadro quantistico), tuttavia non sono incompatibili con la dottrina metafisica della creazione divina dell'universo (...) La fisica non può arrivare da sola alla concezione di un Dio Creatore ma, senza l'ostacolo di premesse positiviste , la cosmologia fisica fornisce un quadro molto naturale e atto alla riflessione filosofica sul senso e sull'origine dell'essere finito». [106]

Gli schieramenti attuali nelle discussioni filosofiche sul Big Bang non seguono comunque lo spartiacque atei/credenti: molti esponenti del materialismo hanno accettato il Big Bang e molti sostenitori del creazionismo e della religione lo rifiutano. Questi dibattiti avvengono principalmente nell'ambito di ambienti in cui la cultura predominante è stata quelle delle religioni monoteiste creazioniste, infatti come avviene per la maggiore accettazione dell' evoluzionismo , in altre religioni che prevedano cicli infiniti come buddhismo e induismo (o l' eterno ritorno presente come credenza diffusa nel neopaganesimo o in certa religiosità naturalistica basata sui cicli delle stagioni ), si tendono ad accettare le implicazioni del Big Bang come una fase di espansione nella vita dell'universo, dal cui il consenso che le teorie di Big Bounce e in generale tutti i modelli ciclici hanno nel retroterra culturale da cui provengono scienziati indiani, dove le scritture induiste ( Veda , Upanishad e Bhagavadgītā [107] ) si concentrano appunto su universi eterni che si distruggono e si ri-espandono (si vedano cosmologia buddhista e cosmologia induista ). [108][109]

Concludendo, la scienza in quanto tale studia solo i fenomeni osservabili, mentre la creazione dell'Universo è, per definizione, un evento irripetibile non osservabile direttamente. La capacità degli scienziati di analizzare eventi unici del passato remoto, come quello della creazione dell'universo, è limitata, perché questi non possono essere osservati direttamente e non sono ripetibili in laboratorio. La scienza può tuttavia misurare gli effetti di questi eventi (ad esempio la radiazione cosmica di microonde , il cosiddetto "eco del Big Bang") e interpretare queste osservazioni con degli strumenti scientifici. Dall'estrapolazione gli scienziati possono costruire un accurato quadro del passato. Secondo gli aderenti al naturalismo filosofico in questa maniera è possibile conoscere ogni elemento del passato, ma quest'idea non è universalmente accettata e alcuni propongono dei mezzi per conoscere il passato che vanno al di là della ricerca scientifica.

La continua ricerca scientifica e cosmogonica per capire l'origine dell'Universo si è arricchita, dal febbraio del 2009 , di un significativo strumento scientifico localizzato nelle montagne svizzere , al confine con la Francia . In questa zona è situato il Large Hadron Collider (LHC), un acceleratore di particelle che ha, come compito fondamentale, quello di indagare sull'esistenza del bosone di Higgs , mattone fondamentale per la spiegazione quantistica dell'origine dell'Universo. [110]

È invece definito da alcuni ricercatori di ispirazione religiosa "scienza della creazione" il tentativo di integrare la scienza e la fede abramica prendendo spunto dalle cause sovrannaturali della creazione descritte nella Bibbia nel Libro della Genesi e applicando il metodo scientifico nell'interpretazione dei fenomeni osservabili. Ad esempio, la teoria del Big Bang, da cui tutto avrebbe avuto inizio solo da un certo punto in avanti , è sembrata accordarsi con l'idea di una creazione dal nulla, come sostenuto da papa Pio XII . [111] [112] D'altra parte, altre teorie come quella di un'espansione dell'universo e di un suo successivo collasso, ritenute in accordo coi modelli di gravità quantistica necessari per spiegare il periodo precedente al tempo di Planck dove la gravità macroscopica perde valore, a cui seguirebbe un nuovo big bang, sembrano più in accordo con la visione ciclica delle cosmogonie orientali. [113]

Note

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  22. ^ Comunemente si riferisce che Hoyle intese ciò in senso dispregiativo. Tuttavia, Hoyle in seguito ha negato ciò, dicendo che fu solo un'immagine sensazionale intesa ad enfatizzare la differenza tra le due teorie per i radioascoltatori (vedi capitolo 9 di The Alchemy of the Heavens ("L'alchimia dei cieli") di Ken Croswell, Anchor Books, 1995).
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  28. ^ Non vi è consenso sulla durata della fase iniziale. Per alcuni si indica con questa fase solo la singolarità iniziale, per altri, invece, l'intera storia dell'universo. Generalmente almeno per i primi minuti (nei quali si sintetizzò l'elio) si dice che si verificarono durante il Big Bang.
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  38. ^ Informazioni dettagliate al riguardo e fonti sulle verifiche sono riportate nella voce Verifiche della relatività generale .
  39. ^ In questo risultato si ignora l' anisotropia di dipolo al livello di 0,1%, a causa della velocità del sistema solare attraverso il campo di radiazioni.
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Bibliografia

Testi divulgativi

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