Universo

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Nota de desambiguación.svg Desambiguación : si está buscando otros significados, consulte Universo (desambiguación) .
El universo y sus componentes

El Universo se define comúnmente como el complejo que abarca todo el espacio y lo que contiene, [1] [2] [3] [4] que es materia y energía , planetas , estrellas , galaxias y el contenido del espacio intergaláctico . [5] [6]

La observación científica del Universo, cuya parte observable tiene un diámetro de aproximadamente 93 mil millones de años luz , [7] sugiere que se ha regido por las mismas leyes y constantes físicas durante la mayor parte de su historia y a lo largo de su historia. y permite inferencias sobre sus fases iniciales. La teoría del Big Bang es el modelo cosmológico más acreditado que describe su nacimiento; se estima que este evento tuvo lugar, visto desde nuestro marco de tiempo local, hace unos 13.800 millones de años . [8]

La distancia máxima teóricamente observable está contenida en el universo observable . Las observaciones de supernovas han demostrado que esto, al menos en la región que contiene el universo observable, parece expandirse a un ritmo creciente , y han surgido varios modelos para predecir su destino final . Los físicos no están seguros de lo que precedió al Big Bang; muchos se niegan a especular, dudando de que alguna vez se encuentre información relacionada con el estado original. Algunos proponen modelos de un universo cíclico , otros describen un estado inicial sin fronteras , del cual surgió y se expandió el espacio-tiempo en la época del Big Bang. [9] Algunas especulaciones teóricas sobre el multiverso de cosmólogos y físicos especulan que nuestro universo es solo uno entre muchos que pueden existir. [10] [11]

Etimología, sinónimos y definiciones

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Cosmos , Naturaleza y Mundo (filosofía) .

El término universo deriva del latín universus (entero, entero) palabra compuesta de unus (uno) y versus (rostro, envuelto. Part. Pass. De vertere ). [12] La palabra latina fue utilizada a menudo por Cicerón y los autores latinos posteriores con el sentido que se posee hoy en día en italiano . [13]

La contracción poética Unvorsum , de la que deriva universus , fue utilizada por primera vez por Titus Lucretius Carus en el Libro IV (párrafo 262) de su De rerum natura ("Sobre la naturaleza de las cosas"). [14] Según una interpretación particular, significaría "todo lo que gira como uno" o "todo lo que gira en uno". En este sentido, puede considerarse como una traducción de una antigua palabra griega para el universo, περιφορά ( periforá , "circunvalación", palabra utilizada originalmente para describir el camino de la comida, que se servía a lo largo del círculo de comensales). [15] περιφορά se refería a uno de los primeros modelos griegos del universo, el de las esferas celestes , que según Aristóteles fueron puestas en movimiento, precisamente, por un solo "ser", el llamado " Primo Mobile " o " Primo Mobile " Motor ".

Otro término para "universo" en la Antigua Grecia era τὸ πᾶν ( tò pán , ver The Whole , Pan ). Los términos relacionados eran materia ( τὸ ὅλον , tò hólon ) y lugar ( τὸ κενόν , tò kenón ). [16] [17]

Otros sinónimos de universo entre los filósofos griegos antiguos incluían κόσμος ( cosmos ) y φύσις (que significa Naturaleza , y de ahí la palabra " física "). [18] Los mismos sinónimos se encuentran entre los autores latinos ( totum , mundus , natura ) [19] y finalmente en el lenguaje moderno, por ejemplo en las palabras alemanas Das All , Weltall y Natur , así como, por supuesto, en italiano. . [20]

La definición más amplia: realidad y probabilidad

La definición más amplia del universo se encuentra en la De division naturae del filósofo y teólogo medieval Giovanni Scotus Eriugena , quien lo definió simplemente como el todo: todo lo creado y todo lo no creado.

Definición como "Realidad"

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Realidad y Física .

Más comúnmente, el universo se define como todo lo que existe físicamente. Según nuestro conocimiento actual, entonces consta de tres elementos fundamentales: espacio-tiempo , energía (que incluye el momento y la materia ) y leyes físicas .

Definición del universo como espacio-tiempo conectado

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: inflación caótica .

Es posible concebir un espacio-tiempo desconectado, existente pero incapaz de interactuar entre sí. Una metáfora fácilmente visualizada para esto es un grupo de pompas de jabón separadas. Los observadores viven dentro de una "burbuja" y no pueden interactuar con los de otras pompas de jabón, ni siquiera en principio. De acuerdo con la terminología común, cada "burbuja" del espacio-tiempo es un universo, mientras que nuestro espacio-tiempo particular se conoce como "el Universo", al igual que nosotros nos referimos a nuestra luna como la " Luna ". El conjunto del espacio-tiempo se llama multiverso . [21] En principio, otros universos desconectados del nuestro pueden tener diferentes dimensiones y topologías espacio-temporales , diferentes formas de materia y energía , diferentes leyes y constantes físicas , pero estas son especulaciones.

Universo observable , ilustración logarítmica

La definición más estrecha: el universo como realidad observable

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Universo observable .

Según una definición aún más restrictiva, el universo es todo aquello que en el espacio-tiempo conectado puede interactuar con nosotros y viceversa.

Según la teoría general de la relatividad , algunas regiones del espacio nunca interactuarán con nosotros a lo largo de la duración del universo: la expansión del espacio hace que estas regiones se alejen de nosotros a una velocidad más rápida que la de la luz . Esas regiones remotas se consideran existentes y parte de la realidad tanto como nosotros, pero nunca podremos interactuar con ellas. La región espacial en la que podemos influir y por la que ser influenciados se denota como el universo observable . Estrictamente hablando, el universo observable depende de la posición del observador. Al viajar, un observador puede entrar en contacto con una región más grande del espacio-tiempo y, por lo tanto, su universo observable será más grande. Sin embargo, ni siquiera los viajeros más rápidos pudieron interactuar con todo el espacio. Generalmente, por universo observable nos referimos al universo observable desde la Vía Láctea.

Historia de su observación

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Cosmología (astronomía) .

A lo largo de la historia registrada, se han propuesto varias cosmologías y cosmogonías para explicar las observaciones del universo. Los primeros modelos geocéntricos cuantitativos fueron desarrollados por los filósofos de la Antigua Grecia . A lo largo de los siglos, observaciones más precisas y mejores teorías sobre la gravedad llevaron primero al modelo heliocéntrico de Nicolás Copérnico y luego al modelo del sistema solar de Isaac Newton . Nuevas mejoras en el campo de la astronomía han permitido comprender cómo el Sistema Solar se incorpora a una galaxia formada por miles de millones de estrellas, la Vía Láctea , y que existen n miles de millones de galaxias más o menos similares. Los estudios sobre su distribución y su línea espectral han llevado a la cosmología moderna. Los descubrimientos del corrimiento al rojo y el fondo cósmico de microondas han revelado cómo el universo se está expandiendo y que quizás tuvo un comienzo.

Esta imagen de alta resolución del campo ultraprofundo del Hubble muestra una amplia gama de galaxias , cada una compuesta por miles de millones de estrellas . El área equivalente de cielo que ocupa la imagen se muestra como un cuadro rojo en la esquina inferior izquierda. Las galaxias más pequeñas, las más rojas, alrededor de 100, son algunas de las galaxias más distantes que jamás hayan sido capturadas por un telescopio óptico.

Según el modelo científico predominante del universo, el modelo del Big Bang , el universo se expandió desde una fase extremadamente caliente y densa llamada era de Planck , en la que se concentraba toda la materia y energía del universo observable . Desde la época de Planck, el universo se ha expandido a su forma actual, quizás con un período corto (menos de 10 a 32 segundos) de inflación cósmica .

Varias mediciones experimentales independientes apoyan esta teoría de la expansión métrica del espacio y, de manera más general, la teoría del Big Bang. Observaciones recientes indican que esta expansión se está acelerando debido a la energía oscura y que la mayor parte de la materia del universo puede estar en una forma que no es detectable por los instrumentos actuales y, por lo tanto, no se cuenta en los modelos del universo, lo que dificulta nuestras predicciones. sobre el destino final del universo . [22] Esta forma de materia se ha denominado materia oscura . [23]

El 21 de marzo de 2013, el liderazgo de los equipos de investigación europeos relacionados con la sonda Planck publicó el mapa más reciente de la radiación cósmica de fondo del cielo. [8] [24] [25] [26] [27] El mapa sugiere que el universo es un poco más antiguo de lo que se creía. Según el mapa, las sutiles fluctuaciones de temperatura se imprimieron en el cielo profundo cuando el cosmos tenía alrededor de 370.000 años. Estas fluctuaciones reflejan ondas que surgieron dentro de los primeros 10 a 30 segundos. Aparentemente, estas ondas han dado lugar a la vasta estructura actual de supercúmulos de galaxias y materia oscura . Según el equipo de Planck, el universo tiene aproximadamente 13.798 ± 0.037 mil millones de años, [28] y está compuesto por un 4,9% de materia ordinaria , un 26,8% de materia oscura y un 68,3%% de energía oscura . Además, la constante de Hubble se midió en 67,80 ± 0,77 (km / s) / Mpc. [8] [24] [25] [27] [28]

Las interpretaciones anteriores de las observaciones astronómicas habían indicado que la edad del universo era 13,772 ± 0,059 mil millones de años, [29] (mientras que el desacoplamiento de la luz y la materia, ver CMBR , ocurrió 380,000 años después del Big Bang), y que el diámetro del El universo observable tiene al menos 93 mil millones de años luz . [30] Según la relatividad general , el espacio puede expandirse más rápido que la velocidad de la luz, pero solo podemos ver una pequeña porción debido a las limitaciones impuestas por la velocidad de la luz misma. Dado que no es posible realizar observaciones más allá de los límites impuestos por la velocidad de la luz (y, en general, de cualquier radiación electromagnética), no es posible establecer si las dimensiones del universo son finitas o infinitas.

Tamaño, edad, contenido, estructura y leyes.

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Universo observable , Edad del Universo , Estructura a gran escala del Universo y Abundancia de elementos químicos .

La región del Universo visible desde la Tierra (el universo observable ) es una esfera con un radio de aproximadamente 46 mil millones de años luz . [7] A modo de comparación, el diámetro de una galaxia típica es de 30.000 años luz y la distancia típica entre dos galaxias vecinas es de 3 millones de años luz. [31] Por ejemplo, la Vía Láctea tiene unos 100.000 años luz de diámetro, [32] y la galaxia más cercana a nosotros, Andrómeda , está aproximadamente a 2,5 millones de años luz de distancia. [33]

Probablemente hay más de 100 mil millones (10 11 ) de galaxias en el universo observable, [34] aunque el análisis de los datos de los proyectos "Hubble Deep Field" y "Hubble Ultra Deep Field" ha llevado a teorizar un número entre 300 y 500 mil millones [ sin fuente ] . Las galaxias típicas van desde galaxias enanas con tan solo diez millones [35] (10 7 ) de estrellas hasta galaxias gigantes con mil billones (10 12 ) estrellas, [36] todas las cuales orbitan alrededor del centro de masa de su galaxia. Un estudio de 2010 estimó el número de estrellas observables en el universo en 300.000 billones (3 × 10 23 ), [37] mientras que un estudio de 2016 especuló que el número total de galaxias en el universo observable, incluidas aquellas demasiado pequeñas para ser detectadas por los telescopios actuales. , ambos de 2.000 billones (2x10 12 ). [38] [39] [40]

Se cree que el universo está compuesto principalmente de energía oscura y materia oscura , las cuales actualmente no se comprenden bien. La materia ordinaria constituye menos del 5% del Universo.

La materia observable se distribuye de manera homogénea ( uniforme ) por todo el universo, con un promedio de distancias de más de 300 millones de años luz. [41] Sin embargo, en pequeñas escalas de longitud, la materia se organiza en "cúmulos", agrupándose jerárquicamente: una gran cantidad de átomos están presentes en las estrellas, la mayoría de las estrellas se agrupan en galaxias, la mayoría de las galaxias en cúmulos, supercúmulos. de galaxias y, finalmente, hay estructuras a gran escala como la Gran Muralla . La materia observable del Universo también está isotrópicamente dispersa, lo que significa que cada región del cielo tiene aproximadamente el mismo contenido. [42]

El universo también está inmerso en una radiación de microondas altamente isotrópica, que corresponde a un equilibrio térmico con un espectro de cuerpo negro de aproximadamente 2.725 kelvin . [43] La hipótesis de que el Universo es homogéneo e isotrópico a gran escala se conoce como el principio cosmológico , [44] que se apoya en observaciones astronómicas .

La densidad global actual del universo es muy baja, alrededor de 9,9 × 10 −30 gramos por centímetro cúbico. Esta masa-energía parece estar compuesta por un 68,3% de energía oscura , un 26,8% de materia oscura fría y un 4,9% de materia ordinaria . La densidad en átomos es del orden de un solo átomo de hidrógeno por cada cuatro metros cúbicos de volumen. [24] [45]

Las propiedades de la energía oscura y la materia oscura son en gran parte desconocidas. La materia oscura interactúa con el campo gravitacional como la materia ordinaria y, por lo tanto, ralentiza la expansión del universo ; por el contrario, la energía oscura acelera su expansión .

La estimación más precisa de la edad del universo es 13.798 ± 0.037 mil millones de años, calculada sobre la base de las observaciones del fondo cósmico de microondas realizadas con la sonda PLANCK . [8] Las estimaciones independientes (basadas en mediciones como la datación radiactiva ) también convergen en 13-15 mil millones de años. [46] El universo no ha sido el mismo en todos los momentos de su historia; por ejemplo, las poblaciones relativas de cuásares y galaxias han cambiado y el espacio mismo se ha expandido . Esta expansión explica cómo la luz de una galaxia a 30 mil millones de años luz de distancia se puede observar en la Tierra, a pesar de que la luz ha viajado durante 13 mil millones de años: el espacio se ha expandido. Esta expansión es consistente con la observación de que la luz de galaxias distantes ha sufrido un corrimiento hacia el rojo : la longitud de onda de los fotones emitidos se ha "estirado" y por lo tanto aumentado, con la consecuente disminución de su frecuencia , durante su viaje. Según estudios de supernovas de tipo Ia , también corroborados por otros datos, la tasa de esta expansión espacial se está acelerando .

Las fracciones relativas de diferentes elementos químicos , en particular de los átomos más ligeros, como el hidrógeno , el deuterio y el helio , parecen ser idénticas en todo el universo y a lo largo de su historia observable. [47]

El universo parece tener mucha más materia que antimateria , una asimetría quizás relacionada con las observaciones sobre la violación del CP . [48] El universo parece no tener carga eléctrica neta y, por tanto, la gravedad parece ser la interacción dominante en las escalas de longitud cosmológica. El universo parece no tener ni un momento agudo ni un momento angular agudo. La ausencia de carga y momento neto sería una consecuencia de las leyes físicas aceptadas ( la ley de Gauss y la no divergencia del pseudotensor esfuerzo-energía-momento ) si el universo fuera finito. [49]

Las partículas elementales que componen el universo. Seis leptones y seis quarks constituyen la mayor parte del asunto ; por ejemplo, los protones y neutrones de los núcleos atómicos están compuestos de quarks y el electrón ubicuo es un leptón. Estas partículas interactúan a través de los bosones de calibre , que se muestran en la fila del medio, cada uno correspondiente a un tipo particular de simetría de calibre . Se cree que el bosón de Higgs da masa a las partículas con las que interactúa. El gravitón , un bosón gauge hipotético de la gravedad , no estaba representado.

El universo parece tener un continuo espacio-tiempo uniforme que consta de tres dimensiones espaciales y una temporal . En promedio, las observaciones en el espacio tridimensional sugieren que es plano, es decir, tiene una curvatura cercana a cero; esto implica que la geometría euclidiana es experimentalmente cierta con alta precisión para la mayor parte del Universo. [50] El espacio - tiempo también parece tener una topología simplemente conectada , al menos en la escala de longitud del universo observable. Sin embargo, las observaciones actuales no pueden descartar la posibilidad de que el universo tenga múltiples dimensiones y que su espacio-tiempo pueda tener una topología global de múltiples conexiones, en analogía con las topologías del cilindro o del toro . [51]

El universo parece seguir regularmente un conjunto de leyes y constantes físicas . [52] Según el modelo estándar de física actual, la materia se compone de tres generaciones de leptones y quarks , ambos fermiones . Estas partículas elementales interactúan a través de al menos tres interacciones fundamentales : la interacción electrodébil que incluye el electromagnetismo y la fuerza nuclear débil , la fuerza nuclear fuerte descrita por la cromodinámica cuántica y la gravedad , que, en la actualidad, se describe mejor mediante la relatividad general . Las dos primeras interacciones pueden describirse mediante teorías cuánticas renormalizadas y están mediadas por bosones gauge, cada uno de los cuales corresponde a un tipo particular de simetría gauge .

Aún no se ha logrado una teoría cuántica de campo renormalizada de la relatividad general, aunque las diversas formas de teoría de cuerdas parecen prometedoras. Se cree que la teoría de la relatividad especial se aplica en todo el universo, siempre que las escalas de longitud espacial y temporal sean lo suficientemente cortas; de lo contrario, se debe aplicar la teoría más general de la relatividad general. No hay explicación para los valores que las constantes de la física parecen tener en nuestro universo, como la constante de Planck ho la constante gravitacional universal G. Se han identificado varias leyes de conservación , como la conservación de la carga , el momento , el momento angular y la energía ; en muchos casos, estas leyes de conservación pueden estar relacionadas con simetrías o identidades matemáticas .

El "ajuste fino"

Icono de lupa mgx2.svg Universo afinado .

Muchas de las propiedades del Universo parecen tener valores especiales: un universo con propiedades ligeramente diferentes no podría sustentar la vida inteligente. [53] [54] No todos los científicos están de acuerdo en que el universo está "afinado" (un universo afinado en inglés ). [55] [56] En particular, no se sabe bajo qué condiciones podría formarse la vida inteligente y en qué formas. Una observación relevante en esta discusión es que para que exista un observador y, por lo tanto, para poder observar el ajuste fino, el Universo debe ser capaz de sustentar vida inteligente. Por lo tanto, la probabilidad condicional de observar un universo sintonizado para sustentar la vida inteligente es siempre 1. Esta observación se conoce como el principio antrópico y es particularmente importante si la creación del Universo es probabilística o si hay múltiples universos con propiedades variables (ver La teoría del Multiverso ).

Modelos históricos del universo

Históricamente, varias cosmologías y cosmogonías se han basado en narrativas de eventos entre dioses antiguos. Las primeras teorías de un universo impersonal regido por leyes físicas se remontan a los antiguos griegos e indios. A lo largo de los siglos, los nuevos inventos de instrumentos de observación y los descubrimientos en el campo del movimiento de los cuerpos y la gravitación llevaron a una descripción cada vez más precisa del universo. La era moderna de la cosmología comenzó en 1915 con la teoría de la relatividad general de Einstein , que hizo posible hacer suposiciones cuantitativas sobre el origen, la evolución y la conclusión de todo el universo. La teoría de la cosmología más moderna y aceptada se basa en la relatividad general y, más específicamente, en la hipótesis del Big Bang .

La creación

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Creación (teología) .

Muchas culturas tienen historias que describen el origen del mundo, que se pueden agrupar resumidamente en tipos comunes. Uno de ellos es el nacimiento del mundo a partir de un huevo cósmico ; ejemplos de historias relacionadas con esta tipología son la epopeya finlandesa Kalevala , la historia china de Pangu y la india Brahmanda Purana . La creación puede ser provocada por una sola entidad, que emana o produce algo de sí misma, como en el caso del budismo tibetano ( Adi-Buddha ) o Gaia , el mito azteca de Coatlicue , la deidad egipcia Atum o el Génesis hebreo - cristiano . En otros tipos de historias, el mundo se crea mediante la unión de una divinidad masculina y femenina, como en la narrativa mitológica maorí de Rangi y Papa . En otras historias más, el universo se crea procesando "material" preexistente, como en la epopeya babilónica Enûma Eliš , la nórdica del gigante Ymir y la historia de Izanagi e Izanami de la mitología japonesa ; en otras ocasiones, el universo se origina a partir de principios fundamentales: véase, por ejemplo, Brahman y Prakṛti , o el yin y el yang del Tao .

Modelos filosóficos

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: presocrática , física (Aristóteles) , cosmología hindú y tiempo .

Desde el siglo VI a. C., los presocráticos desarrollaron el primer modelo filosófico conocido del universo. Los filósofos griegos antiguos notaron que las apariencias engañan y que hay que entenderlas para delinear la realidad detrás de la apariencia misma. En particular, notaron la capacidad de las cosas para cambiar de forma (como el hielo, en agua y luego en vapor) y varios filósofos propusieron que todos los materiales aparentemente diferentes del mundo eran formas diferentes de un solo material primordial, llamado Archè . El primero en pensar esto fue Thales , quien afirmó que este material era agua . Un alumno de Tales, Anaximandro , propuso que todo venía del ilimitado Ápeiron . Anaxímenes de Mileto , en cambio, propuso el aire como Arché, debido a sus cualidades percibidas como atractivas y repulsivas que le permitían condensarse y disociarse en diferentes formas.

Anaxágoras propuso el principio del intelecto cósmico mientras Heráclito afirmó que los Arcos eran fuego (y también habló de Logos ). Empédocles propuso cuatro elementos: tierra, agua, aire y fuego, dando vida así a una creencia muy popular. Como Pitágoras , Platón creía que todas las cosas estaban compuestas de números , convirtiendo los elementos de Empédocles en " sólidos ". Leucipo , Demócrito y otros filósofos posteriores, incluido Epicuro , propusieron que el universo estaba compuesto por elementos invisibles, los átomos , que se mueven dentro del vacío . Aristóteles, por su parte, no creía que fuera posible porque el aire, como el agua, generaba resistencia al movimiento . De hecho, el aire se apresura a llenar un vacío y, al hacerlo, su movimiento es indefinidamente rápido y sin resistencia.

Aunque Heráclito habla de cambios eternos, Parménides , su casi contemporáneo, hace una sugerencia radical, afirmando que todos los cambios son una ilusión y que la verdadera realidad es eternamente inalterada y de una sola naturaleza. Parménides llama a esta realidad " Ser ". La teoría de Parménides parecía inverosímil para muchos griegos, pero uno de sus estudiantes, Zenón de Elea, apoyó esta teoría con varias y famosas paradojas, las paradojas de Zenón . Aristóteles respondió a estas paradojas desarrollando la noción de un infinito potencial contable, un ejemplo del cual es el concepto de continuo infinitamente divisible. A diferencia del ciclo eterno e inmutable del tiempo, él creía que el mundo estaba limitado por esferas celestiales.

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 .
Animazione rappresentante l' espansione metrica 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

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  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»).»

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