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L'universo

Cos'è l'Universo? Questa è una domanda immensamente carica! Non importa quale angolo si prende per rispondere a quella domanda, si potrebbero passare anni a rispondere a quella domanda e ancora a malapena scalfire la superficie. In termini di tempo e spazio, è insondabilmente grande (e forse anche infinito) e incredibilmente antico per gli standard umani. Descriverlo in dettaglio è quindi un compito monumentale. Ma noi di Universe Today siamo determinati a provare!

Allora cos'è l'Universo? Bene, la risposta breve è che è la somma totale di tutta l'esistenza. È la totalità del tempo, dello spazio, della materia e dell'energia che ha iniziato ad espandersi circa 13,8 miliardi di anni fa e da allora ha continuato ad espandersi. Nessuno è del tutto sicuro di quanto sia veramente vasto l'Universo, e nessuno è del tutto sicuro di come andrà a finire. Ma la ricerca e lo studio in corso ci hanno insegnato molto nel corso della storia umana.

Definizione:

Il termine 'Universo' deriva dalla parola latina 'universum', che fu usata dallo statista romano Cicerone e in seguito dagli autori romani per riferirsi al mondo e al cosmo come lo conoscevano. Questo consisteva della Terra e di tutte le creature viventi che vi abitavano, così come la Luna, il Sole, i pianeti allora conosciuti (Mercurio, Venere, Marte, Giove, Saturno) e le stelle.

Illustrazione illuminata della concezione geocentrica tolemaica dell'Universo del cosmografo e cartografo portoghese Bartolomeu Velho (?-1568) nella sua opera Cosmographia (1568). Credito: Bibilotèque nationale de France, Parigi



Il termine 'cosmo' è spesso usato in modo intercambiabile con l'Universo. Deriva dalla parola grecacosmo, che letteralmente significa 'il mondo'. Altre parole comunemente usate per definire la totalità dell'esistenza includono 'Natura' (derivato dalla parola germanicanatura) e la parola inglese “everything”, il cui uso può essere visto nella terminologia scientifica – cioè “ Teoria del Tutto ' (DITO DEL PIEDE).

Oggi, questo termine è spesso usato per riferirsi a tutte le cose che esistono all'interno dell'Universo conosciuto: il Sistema Solare, la Via Lattea e tutte le galassie e le sovrastrutture conosciute. Nel contesto della scienza moderna, dell'astronomia e dell'astrofisica, si riferisce anche a tutto lo spaziotempo, a tutte le forme di energia (cioè radiazione elettromagnetica e materia) e alle leggi fisiche che le legano.



Origine dell'Universo:

L'attuale consenso scientifico è che l'Universo si è espanso da un punto di altissima densità di materia e energia circa 13,8 miliardi di anni fa. Questa teoria, nota come Teoria del Big Bang , non è l'unico modello cosmologico per spiegare le origini dell'Universo e la sua evoluzione – per esempio, c'è il Teoria dello stato stazionario o il Teoria dell'Universo Oscillante .

È, tuttavia, il più ampiamente accettato e popolare. Ciò è dovuto al fatto che la sola teoria del Big Bang è in grado di spiegare l'origine di tutta la materia conosciuta, le leggi della fisica e la struttura su larga scala dell'Universo. Essa spiega anche l'espansione dell'Universo, l'esistenza del Sfondo cosmico a microonde , e una vasta gamma di altri fenomeni.

Illustrazione della teoria del Big Bang

La teoria del Big Bang: una storia dell'Universo che parte da una singolarità e si espande da allora. Credito: grandunificationtheory.com

Lavorando a ritroso dallo stato attuale dell'Universo, gli scienziati hanno teorizzato che deve aver avuto origine in un singolo punto di densità infinita e tempo finito che ha iniziato ad espandersi. Dopo l'espansione iniziale, la teoria sostiene che l'Universo si sia sufficientemente raffreddato da consentire la formazione di particelle subatomiche e in seguito di semplici atomi. Nubi giganti di questi elementi primordiali si sono poi fuse attraverso la gravità per formare stelle e galassie.



Tutto è iniziato circa 13,8 miliardi di anni fa, ed è quindi considerato l'età dell'Universo. Attraverso la verifica di principi teorici, esperimenti che coinvolgono acceleratori di particelle e stati ad alta energia e studi astronomici che hanno osservato l'Universo profondo, gli scienziati hanno costruito una cronologia degli eventi che hanno avuto inizio con il Big Bang e hanno portato allo stato attuale dell'evoluzione cosmica .

Tuttavia, i primi tempi dell'Universo – che durano da circa 10-43a 10-undicisecondi dopo il Big Bang, sono oggetto di ampie speculazioni. Dato che le leggi della fisica come le conosciamo non avrebbero potuto esistere in questo momento, è difficile capire come l'Universo possa essere stato governato. Inoltre, gli esperimenti che possono creare i tipi di energie coinvolte sono agli inizi.

Tuttavia, prevalgono molte teorie su ciò che è accaduto in questo istante iniziale nel tempo, molte delle quali sono compatibili. In accordo con molte di queste teorie, l'istante successivo al Big Bang può essere suddiviso nei seguenti periodi di tempo: l'epoca della singolarità, l'epoca dell'inflazione e l'epoca del raffreddamento.

Conosciuto anche come Epoca di Planck (o Era di Planck), l'Epoca della Singolarità fu il primo periodo conosciuto dell'Universo. A quel tempo, tutta la materia era condensata in un unico punto di densità infinita e calore estremo. Durante questo periodo, si ritiene che gli effetti quantistici della gravità dominassero le interazioni fisiche e che nessun'altra forza fisica avesse la stessa forza della gravitazione.

Questo periodo di tempo di Planck si estende dal punto 0 a circa 10-43secondi, ed è così chiamato perché può essere misurato solo in tempo di Planck. A causa del calore estremo e della densità della materia, lo stato dell'Universo era altamente instabile. Cominciò così ad espandersi e raffreddarsi, portando alla manifestazione delle forze fondamentali della fisica. Da circa 10-43secondo e 10-36, l'Universo iniziò ad attraversare le temperature di transizione.

È qui che si crede che le forze fondamentali che governano l'Universo abbiano iniziato a separarsi l'una dall'altra. Il primo passo in questo è stato la separazione della forza gravitazionale dalle forze di gauge, che rappresentano le forze nucleari forti e deboli e l'elettromagnetismo. Poi, dal 10-36a 10-32secondi dopo il Big Bang, la temperatura dell'Universo era abbastanza bassa (1028K) che anche l'elettromagnetismo e la forza nucleare debole erano in grado di separarsi.

Con la creazione delle prime forze fondamentali dell'Universo, iniziò l'Epoca dell'Inflazione, che durò dal 10-32secondi nel tempo di Planck fino a un punto sconosciuto. La maggior parte dei modelli cosmologici suggerisce che l'Universo a questo punto fosse riempito in modo omogeneo con un'alta densità di energia e che le temperature e la pressione incredibilmente alte abbiano dato origine a una rapida espansione e raffreddamento.

Questo è iniziato alle 10-37secondi, dove la transizione di fase che ha causato la separazione delle forze ha portato anche a un periodo in cui l'Universo è cresciuto in modo esponenziale. Fu anche in questo momento che avvenne la bariogenesi, che si riferisce a un ipotetico evento in cui le temperature erano così alte che i movimenti casuali delle particelle si verificavano a velocità relativistiche.

Di conseguenza, coppie particella-antiparticella di ogni tipo venivano continuamente create e distrutte in collisioni, che si crede abbiano portato alla predominanza della materia sull'antimateria nell'Universo attuale. Dopo che l'inflazione si fermò, l'Universo consisteva in un plasma di quark e gluoni, così come tutte le altre particelle elementari. Da questo punto in poi, l'Universo iniziò a raffreddarsi e la materia si fuse e si formò.

Mentre l'Universo continuava a diminuire in densità e temperatura, iniziò l'Epoca di Raffreddamento. Questo era caratterizzato dalla diminuzione dell'energia delle particelle e dalla continuazione delle transizioni di fase fino a quando le forze fondamentali della fisica e delle particelle elementari non cambiarono nella loro forma attuale. Poiché le energie delle particelle sarebbero scese a valori che possono essere ottenuti da esperimenti di fisica delle particelle, questo periodo in poi è soggetto a meno speculazioni.

Ad esempio, gli scienziati ritengono che circa 10-undicisecondi dopo il Big Bang, le energie delle particelle sono diminuite considerevolmente. A circa 10-6secondi, quark e gluoni si sono combinati per formare barioni come protoni e neutroni, e un piccolo eccesso di quark sugli antiquark ha portato a un piccolo eccesso di barioni sugli antibarioni.

Poiché le temperature non erano abbastanza alte da creare nuove coppie protone-antiprotone (o coppie neutrone-anitneutrone), seguì immediatamente l'annichilazione di massa, lasciandone solo una su 10.10dei protoni e dei neutroni originari e nessuna delle loro antiparticelle. Un processo simile è avvenuto circa 1 secondo dopo il Big Bang per elettroni e positroni.

Dopo queste annichilazioni, i restanti protoni, neutroni ed elettroni non si muovevano più in modo relativistico e la densità di energia dell'Universo era dominata dai fotoni e, in misura minore, dai neutrini. Pochi minuti dopo l'espansione, iniziò anche il periodo noto come nucleosintesi del Big Bang.

Grazie a temperature che scendono a 1 miliardo di kelvin e densità di energia che scendono a circa l'equivalente dell'aria, neutroni e protoni hanno iniziato a combinarsi per formare il primo deuterio dell'Universo (un isotopo stabile dell'idrogeno) e atomi di elio. Tuttavia, la maggior parte dei protoni dell'Universo è rimasta non combinata come nuclei di idrogeno.

Dopo circa 379.000 anni, gli elettroni si sono combinati con questi nuclei per formare atomi (di nuovo, principalmente idrogeno), mentre la radiazione si è disaccoppiata dalla materia e ha continuato ad espandersi nello spazio, in gran parte senza ostacoli. Questa radiazione è ora noto per essere ciò che costituisce il Sfondo cosmico a microonde (CMB), che oggi è la luce più antica dell'Universo.

Man mano che il CMB si espandeva, perdeva gradualmente densità ed energia e attualmente si stima che abbia una temperatura di 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 °C/-454.763 °F) e una densità di energia di 0,25 eV/cm3(o 4.005×10-14J/m3; 400–500 fotoni/cm3). Il CMB può essere visto in tutte le direzioni a una distanza di circa 13,8 miliardi di anni luce, ma le stime della sua distanza effettiva lo collocano a circa 46 miliardi di anni luce dal centro dell'Universo.

Evoluzione dell'Universo:

Nel corso dei diversi miliardi di anni che seguirono, le regioni leggermente più dense della materia dell'Universo (che era distribuita quasi uniformemente) iniziarono ad essere attratte gravitazionalmente l'una dall'altra. Sono quindi diventati ancora più densi, formando nubi di gas, stelle, galassie e le altre strutture astronomiche che osserviamo regolarmente oggi.

Questo è ciò che è noto come l'Epoca della Struttura, poiché fu durante questo periodo che l'Universo moderno iniziò a prendere forma. Questo consisteva in materia visibile distribuita in strutture di varie dimensioni (cioè stelle e pianeti per galassie, ammassi di galassie e super ammassi) dove la materia è concentrata e che sono separate da enormi abissi contenenti poche galassie.

I dettagli di questo processo dipendono dalla quantità e dal tipo di materia nell'Universo. Materia oscura fredda, materia oscura calda, materia oscura calda e materia barionica sono i quattro tipi suggeriti. in ogni caso, il Lambda-Materia Oscura Fredda modello (Lambda-CDM), in cui le particelle di materia oscura si muovevano lentamente rispetto alla velocità della luce, è considerato il modello standard della cosmologia del Big Bang, poiché si adatta meglio ai dati disponibili.

In questo modello, si stima che la materia oscura fredda costituisca circa il 23% della materia/energia dell'Universo, mentre la materia barionica costituisce circa il 4,6%. Il Lambda si riferisce al Costante Cosmologica , una teoria originariamente proposta da Albert Einstein che ha tentato di dimostrare che l'equilibrio massa-energia nell'Universo rimane statico.

In questo caso è associato a energia oscura , che è servito per accelerare l'espansione dell'Universo e mantenere la sua struttura su larga scala in gran parte uniforme. L'esistenza dell'energia oscura si basa su molteplici linee di prova, che indicano tutte che l'Universo ne è permeato. Sulla base delle osservazioni, si stima che il 73% dell'Universo sia costituito da questa energia.

Durante le prime fasi dell'Universo, quando tutta la materia barionica era più ravvicinata nello spazio, predominava la gravità. Tuttavia, dopo miliardi di anni di espansione, la crescente abbondanza di energia oscura l'ha portata a dominare le interazioni tra le galassie. Ciò ha innescato un'accelerazione, nota come epoca dell'accelerazione cosmica.

L'inizio di questo periodo è oggetto di dibattito, ma si stima che sia iniziato circa 8,8 miliardi di anni dopo il Big Bang (5 miliardi di anni fa). I cosmologi si affidano sia alla meccanica quantistica che alla relatività generale di Einstein per descrivere il processo di evoluzione cosmica che ha avuto luogo durante questo periodo e in qualsiasi momento dopo l'epoca inflazionistica.

Attraverso un rigoroso processo di osservazioni e modelli, gli scienziati hanno determinato che questo periodo evolutivo è in accordo con le equazioni di campo di Einstein, sebbene la vera natura dell'energia oscura rimanga illusoria. Inoltre, non esistono modelli ben supportati in grado di determinare ciò che è avvenuto nell'Universo prima del periodo precedente al 10-quindicisecondi dopo il Big Bang.

Tuttavia, gli esperimenti in corso che utilizzano il Large Hadron Collider (LHC) del CERN cercano di ricreare le condizioni energetiche che sarebbero esistite durante il Big Bang, che dovrebbe anche rivelare la fisica che va oltre il regno del Modello standard .

Eventuali scoperte in quest'area porteranno probabilmente a una teoria unificata della gravitazione quantistica, in cui gli scienziati saranno finalmente in grado di capire come la gravità interagisce con le altre tre forze fondamentali della fisica: elettromagnetismo, forza nucleare debole e forza nucleare forte. Questo, a sua volta, ci aiuterà anche a capire cosa accadde veramente durante le prime epoche dell'Universo.

Struttura dell'Universo:

Le dimensioni reali, la forma e la struttura su larga scala dell'Universo sono state oggetto di ricerche in corso. Considerando che la luce più antica nell'Universo che può essere osservata si trova a 13,8 miliardi di anni luce di distanza (la CMB), questa non è l'effettiva estensione dell'Universo. Dato che l'Universo è in uno stato di espansione da miliardi di anni ea velocità che superano la velocità della luce, il confine effettivo si estende ben oltre ciò che possiamo vedere.

I nostri attuali modelli cosmologici indicano che l'Universo misura circa 91 miliardi di anni luce (28 miliardi di parsec) di diametro. In altre parole, l'Universo osservabile si estende verso l'esterno dal nostro Sistema Solare fino a una distanza di circa 46 miliardi di anni luce in tutte le direzioni. Tuttavia, dato che il bordo dell'Universo non è osservabile, non è ancora chiaro se l'Universo abbia effettivamente un bordo. Per quanto ne sappiamo, va avanti all'infinito!

Diagramma che mostra l'universo Lambda-CBR, dal Big Bang all'era attuale. Credito: Alex Mittelmann/Coldcreation

All'interno dell'Universo osservabile, la materia è distribuita in modo altamente strutturato. All'interno delle galassie, questo consiste in grandi concentrazioni - cioè pianeti, stelle e nebulose - intervallate da ampie aree di spazio vuoto (cioè spazio interplanetario e mezzo interstellare).

Le cose sono più o meno le stesse su scale più grandi, con le galassie separate da volumi di spazio pieni di gas e polvere. Alla scala più grande, dove esistono ammassi di galassie e superammassi, hai una rete esile di strutture su larga scala costituite da densi filamenti di materia e giganteschi vuoti cosmici.

In termini di sua forma , lo spaziotempo può esistere in una delle tre possibili configurazioni: curva positiva, curva negativa e piatta. Queste possibilità si basano sull'esistenza di almeno quattro dimensioni dello spazio-tempo (una coordinata x, una coordinata y, una coordinata z e il tempo) e dipendono dalla natura dell'espansione cosmica e dall'esistenza o meno dell'Universo. è finito o infinito.

Un Universo curvo positivamente (o chiuso) assomiglierebbe a una sfera quadridimensionale che sarebbe finita nello spazio e senza bordi distinguibili. Un Universo curvo negativamente (o aperto) sembrerebbe una 'sella' quadridimensionale e non avrebbe confini nello spazio o nel tempo.

Varie possibili forme dell'Universo osservabile – dove la densità di massa/energia è troppo alta; troppo basso - o giusto, in modo che la geometria euclidea in cui i tre angoli di un triable si sommano fino a 180 gradi. Credito: Wikipedia Commons

Nel primo scenario, l'Universo dovrebbe smettere di espandersi a causa di una sovrabbondanza di energia. In quest'ultimo, conterrebbe troppo poca energia per smettere di espandersi. Nel terzo e ultimo scenario – un Universo piatto – esisterebbe una quantità critica di energia e la sua espansione si fermerebbe solo dopo un tempo infinito.

Destino dell'Universo:

Ipotizzare che l'Universo avesse un punto di partenza fa sorgere naturalmente domande su un possibile punto di arrivo. Se l'Universo è iniziato come un minuscolo punto di densità infinita che ha iniziato ad espandersi, significa che continuerà ad espandersi indefinitamente? O un giorno esaurirà la sua forza espansiva e comincerà a ritirarsi verso l'interno finché tutta la materia non tornerà a sgranocchiare una piccola pallina?

Rispondere a questa domanda è stato uno dei principali obiettivi dei cosmologi sin dall'inizio del dibattito su quale modello dell'Universo fosse quello corretto. Con l'accettazione della teoria del Big Bang, ma prima dell'osservazione dell'energia oscura negli anni '90, i cosmologi erano giunti a concordare su due scenari come i risultati più probabili per il nostro Universo.

Nel primo, comunemente noto come scenario del 'Big Crunch', l'Universo raggiungerà una dimensione massima e poi inizierà a collassare su se stesso. Questo sarà possibile solo se la densità di massa dell'Universo è maggiore della densità critica. In altre parole, finché la densità della materia rimane pari o superiore a un certo valore (1-3 ×10-26kg di materia per m³), ​​l'Universo alla fine si contrarrà.

In alternativa, se la densità nell'Universo fosse uguale o inferiore alla densità critica, l'espansione rallenterebbe ma non si fermerebbe mai. In questo scenario, noto come il 'Big Freeze', l'Universo sarebbe andato avanti fino a quando la formazione stellare non sarebbe cessata con il consumo di tutto il gas interstellare in ciascuna galassia. Nel frattempo, tutte le stelle esistenti si esaurirebbero e diventerebbero nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri.

Molto gradualmente, le collisioni tra questi buchi neri comporterebbe l'accumulo di massa in buchi neri sempre più grandi. La temperatura media dell'Universo si avvicinerebbe allo zero assoluto e i buchi neri evaporerebbe dopo aver emesso l'ultima radiazione di Hawking. Infine, l'entropia dell'Universo aumenterebbe fino al punto in cui nessuna forma organizzata di energia potrebbe essere estratta da esso (uno scenario noto come 'morte termica').

Le osservazioni moderne, che includono l'esistenza dell'energia oscura e la sua influenza sull'espansione cosmica, hanno portato alla conclusione che sempre più dell'Universo attualmente visibile passerà oltre il nostro orizzonte degli eventi (cioè il CMB, il bordo di ciò che possiamo vedere) e diventa invisibile per noi. L'eventuale risultato di ciò non è attualmente noto, ma anche in questo scenario la 'morte per calore' è considerata un probabile punto finale.

Altre spiegazioni dell'energia oscura, chiamate teorie dell'energia fantasma, suggeriscono che alla fine ammassi di galassie, stelle, pianeti, atomi, nuclei e la stessa materia saranno dilaniati dall'espansione sempre crescente. Questo scenario è noto come il 'Big Rip', in cui l'espansione dell'Universo stesso sarà alla fine la sua rovina.

Storia dello studio:

A rigor di termini, gli esseri umani hanno contemplato e studiato la natura dell'Universo fin dalla preistoria. Pertanto, i primi resoconti di come l'Universo è nato erano di natura mitologica e tramandati oralmente da una generazione all'altra. In queste storie, il mondo, lo spazio, il tempo e tutta la vita sono iniziati con un evento di creazione, in cui un Dio o degli Dei erano responsabili della creazione di ogni cosa.

Anche l'astronomia iniziò ad emergere come campo di studio al tempo degli antichi babilonesi. I sistemi di costellazioni e calendari astrologici preparati dagli studiosi babilonesi già nel II millennio a.C. avrebbero continuato a informare le tradizioni cosmologiche e astrologiche delle culture per migliaia di anni a venire.

Con l'Antichità Classica, cominciò ad emergere la nozione di un Universo che era dettato da leggi fisiche. Tra gli studiosi greci e indiani, le spiegazioni per la creazione iniziarono a diventare di natura filosofica, enfatizzando la causa e l'effetto piuttosto che l'azione divina. I primi esempi includono Talete e Anassimandro, due studiosi greci presocratici che sostenevano che tutto fosse nato da una forma primordiale della materia.

Nel V secolo a.C., il filosofo presocratico Empedocle divenne il primo studioso occidentale a proporre un universo composto da quattro elementi: terra, aria, acqua e fuoco. Questa filosofia divenne molto popolare nei circoli occidentali ed era simile al sistema cinese di cinque elementi – metallo, legno, acqua, fuoco e terra – che emerse nello stesso periodo.

La prima teoria atomica affermava che materiali diversi avevano atomi di forma diversa. Credito: github.com

Fu solo con Democrito, il filosofo greco del V/IV secolo a.C., che fu proposto un Universo composto da particelle indivisibili (atomi). Il filosofo indiano Kanada (che visse nel VI o nel II secolo a.C.) approfondì questa filosofia proponendo che luce e calore fossero la stessa sostanza in forma diversa. Il filosofo buddista del V secolo d.C. Dignana si spinse ancora oltre, proponendo che tutta la materia fosse costituita da energia.

La nozione di tempo finito era anche una caratteristica fondamentale delle religioni abramitiche: ebraismo, cristianesimo e islam. Forse ispirata al concetto zoroastriano del Giorno del Giudizio, la convinzione che l'Universo avesse un inizio e una fine avrebbe continuato a informare i concetti occidentali della cosmologia fino ai giorni nostri.

Tra il II millennio a.C. e il II secolo d.C., l'astronomia e l'astrologia continuarono a svilupparsi ed evolversi. Oltre a monitorare i moti propri dei pianeti e il movimento delle costellazioni attraverso lo Zodiaco, gli astronomi greci hanno anche articolato il modello geocentrico dell'Universo, in cui il Sole, i pianeti e le stelle ruotano attorno alla Terra.

Queste tradizioni sono meglio descritte nel trattato matematico e astronomico del II secolo d.C., il Almagesto , che è stato scritto dall'astronomo greco-egiziano Claudius Ptolemaeus (alias Tolomeo). Questo trattato e il modello cosmologico che ha abbracciato sarebbero stati considerati canonici dagli studiosi medievali europei e islamici per oltre mille anni a venire.

Un confronto tra i modelli geocentrici ed eliocentrici dell'Universo. Credito: history.ucsb.edu

Tuttavia, anche prima della Rivoluzione Scientifica (ca. dal XVI al XVIII secolo), c'erano astronomi che proponevano un modello eliocentrico dell'Universo, in cui la Terra, i pianeti e le stelle ruotavano attorno al Sole. Questi includevano l'astronomo greco Aristarco di Samo (ca. 310 - 230 a.C.) e l'astronomo e filosofo ellenistico Seleuco di Seleucia (190 - 150 a.C.).

Durante il Medioevo, filosofi e studiosi indiani, persiani e arabi mantennero e ampliarono l'astronomia classica. Oltre a mantenere vive le idee tolemaiche e non aristoteliche, proponevano anche idee rivoluzionarie come la rotazione della Terra. Alcuni studiosi - come l'astronomo indiano Aryabhata e gli astronomi persiani Albumasar e Al-Sijzi - hanno persino avanzato versioni di un universo eliocentrico.

Entro il XVI secolo, Niccolò Copernico propose il concetto più completo di un universo eliocentrico risolvendo problemi matematici persistenti con la teoria. Le sue idee furono espresse per la prima volta nel manoscritto di 40 pagine intitolato Commentariolus ('Piccolo commento'), che descriveva un modello eliocentrico basato su sette principi generali. Questi sette principi affermavano che:

  1. I corpi celesti non ruotano tutti intorno a un unico punto
  2. Il centro della Terra è il centro della sfera lunare, l'orbita della luna intorno alla Terra; tutte le sfere ruotano intorno al Sole, che è vicino al centro dell'Universo
  3. La distanza tra la Terra e il Sole è una frazione insignificante della distanza tra la Terra e il Sole e le stelle, quindi la parallasse non si osserva nelle stelle
  4. Le stelle sono immobili: il loro apparente movimento giornaliero è causato dalla rotazione giornaliera della Terra
  5. La Terra si muove in una sfera intorno al Sole, provocando l'apparente migrazione annuale del Sole
  6. La Terra ha più di un movimento
  7. Il moto orbitale della Terra attorno al Sole provoca l'apparente inversione di direzione dei moti dei pianeti.

Frontespizio e frontespizio del Dialogo, 1632. Credit: moro.imss.fi.it

Una trattazione più completa delle sue idee fu pubblicata nel 1532, quando Copernico completò il suo magnum opus - Copernico (Sulle rivoluzioni delle sfere celesti).In esso, ha avanzato i suoi sette argomenti principali, ma in una forma più dettagliata e con calcoli dettagliati per sostenerli. A causa dei timori di persecuzione e contraccolpo, questo volume non fu pubblicato fino alla sua morte nel 1542.

Le sue idee sarebbero state ulteriormente perfezionate da matematici, astronomi e inventori del XVI/XVII secolo Galileo Galilei . Usando un telescopio di sua creazione, Galileo avrebbe fatto osservazioni registrate della Luna, del Sole e di Giove che dimostravano difetti nel modello geocentrico dell'Universo, mostrando anche la consistenza interna del modello copernicano.

Le sue osservazioni furono pubblicate in diversi volumi all'inizio del XVII secolo. Le sue osservazioni della superficie craterizzata della Luna e le sue osservazioni di Giove e delle sue lune più grandi furono dettagliate nel 1610 con il suo Un messaggero stellato (Il Messaggero Stellato) mentre le sue osservazioni erano macchie solari sono state descritte inNei punti osservati al sole(1610).

Galileo registrò anche le sue osservazioni sulla via Lattea nelMessaggero stellato, che in precedenza era ritenuto nebuloso. Invece, Galileo scoprì che si trattava di una moltitudine di stelle ammassate insieme così densamente che da lontano sembravano delle nuvole, ma che in realtà erano stelle molto più lontane di quanto si pensasse in precedenza.

Nel 1632, Galileo affrontò finalmente il “Grande Dibattito” nel suo trattato Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialogo sui due massimi sistemi del mondo), in cui sosteneva il modello eliocentrico rispetto a quello geocentrico. Usando le sue osservazioni telescopiche, la fisica moderna e la logica rigorosa, gli argomenti di Galileo hanno effettivamente minato le basi del sistema di Aristotele e Tolomeo per un pubblico crescente e ricettivo.

Johannes Keplero ha avanzato ulteriormente il modello con la sua teoria delle orbite ellittiche dei pianeti. Combinato con tabelle accurate che prevedevano le posizioni dei pianeti, il modello copernicano è stato effettivamente dimostrato. Dalla metà del XVII secolo in poi furono pochi gli astronomi che non fossero copernicani.

Il prossimo grande contributo è venuto da Sir Isaac Newton (1642/43 – 1727), con chi lavora Le leggi del moto planetario di Keplero lo ha portato a sviluppare la sua teoria della Gravitazione Universale. Nel 1687 pubblicò il suo famoso trattato Principi matematici della filosofia naturale ('Principi matematici della filosofia naturale'), che ha dettagliato il suo Tre leggi del moto . Queste leggi stabilivano che:

  1. Se visto in un sistema di riferimento inerziale, un oggetto rimane fermo o continua a muoversi a velocità costante, a meno che non venga azionato da una forza esterna.
  2. La somma vettoriale delle forze esterne (F) su un oggetto è uguale alla massa (m)di quell'oggetto moltiplicato per il vettore di accelerazione (a) dell'oggetto. In forma matematica, questo è espresso come: F=ma
  3. Quando un corpo esercita una forza su un secondo corpo, il secondo corpo esercita simultaneamente una forza uguale in modulo e opposta in direzione sul primo corpo.

Diagramma animato che mostra la spaziatura del pianeta del Sistema Solare, le orbite insolitamente ravvicinate di sei dei KBO più distanti e il possibile 'Pianeta 9'. Credito: Caltech/nagualdesign

Insieme, queste leggi descrivevano la relazione tra qualsiasi oggetto, le forze che agiscono su di esso e il moto risultante, ponendo così le basi per la meccanica classica. Le leggi hanno anche permesso a Newton di calcolare la massa di ciascun pianeta, calcolare l'appiattimento della Terra ai poli e il rigonfiamento all'equatore e come l'attrazione gravitazionale del Sole e della Luna creano le maree della Terra.

Il suo metodo di analisi geometrica simile al calcolo era anche in grado di spiegare la velocità del suono nell'aria (basato su Legge di Boyle ), la precessione degli equinozi – che dimostrò essere il risultato dell'attrazione gravitazionale della Luna sulla Terra – e determinano le orbite delle comete. Questo volume avrebbe un profondo effetto sulle scienze, con i suoi principi che rimarranno canonici per i successivi 200 anni.

Un'altra importante scoperta avvenne nel 1755, quando Immanuel Kant propose che la Via Lattea fosse una grande collezione di stelle tenute insieme dalla gravità reciproca. Proprio come il Sistema Solare, questa collezione di stelle ruoterebbe e si appiattirebbe come un disco, con il Sistema Solare incorporato al suo interno.

L'astronomo William Herschel tentò di mappare effettivamente la forma della Via Lattea nel 1785, ma non si rese conto che grandi porzioni della galassia sono oscurate da gas e polvere, che nascondono la sua vera forma. Il successivo grande salto nello studio dell'Universo e delle leggi che lo governano non è avvenuto fino al XX secolo, con lo sviluppo delle teorie di Einstein sulla Relatività Speciale e Generale .

Le rivoluzionarie teorie di Einstein sullo spazio e il tempo (riassunte semplicemente comeE=mc²) erano in parte il risultato dei suoi tentativi di risolvere le leggi della meccanica di Newton con le leggi dell'elettromagnetismo (caratterizzate da Equazioni di Maxwell e il Legge delle forze di Lorentz ). Alla fine, Einstein avrebbe risolto l'incoerenza tra questi due campi proponendo la relatività speciale nel suo articolo del 1905, 'Sull'elettrodinamica dei corpi in movimento'.

Fondamentalmente, questa teoria affermava che la velocità della luce è la stessa in tutti i sistemi di riferimento inerziali. Ciò ruppe con il consenso precedentemente affermato che la luce che viaggiava attraverso un mezzo in movimento sarebbe stata trascinata da quel mezzo, il che significava che la velocità della luce è la somma della sua velocitàattraversoun mezzo più la velocitàdiquel mezzo. Questa teoria ha portato a molteplici problemi che si sono rivelati insormontabili prima della teoria di Einstein.

La Relatività Speciale non solo ha riconciliato le equazioni di Maxwell per l'elettricità e il magnetismo con le leggi della meccanica, ma ha anche semplificato i calcoli matematici eliminando le spiegazioni estranee utilizzate da altri scienziati. Inoltre rendeva del tutto superflua l'esistenza di un mezzo, in accordo con la velocità della luce osservata direttamente, e spiegava le aberrazioni osservate.

Tra il 1907 e il 1911, Einstein iniziò a considerare come la Relatività Speciale potesse essere applicata ai campi gravitazionali, quella che sarebbe diventata nota come Teoria della Relatività Generale. Ciò culminò nel 1911 con le pubblicazioni di  “Sull'influenza della gravitazione sulla propagazione della luce', in cui predisse che il tempo è relativo all'osservatore e dipendente dalla loro posizione all'interno di un campo gravitazionale.

Ha anche avanzato quello che è noto come il Principio di equivalenza , che afferma che la massa gravitazionale è identica alla massa inerziale. Einstein ha anche predetto il fenomeno della dilatazione del tempo gravitazionale, in cui due osservatori situati a distanze variabili da una massa gravitazionale percepiscono una differenza nella quantità di tempo tra due eventi. Un'altra importante conseguenza delle sue teorie era l'esistenza di buchi neri e un universo in espansione.

Nel 1915, pochi mesi dopo che Einstein aveva pubblicato la sua Teoria della Relatività Generale, il fisico e astronomo tedesco Karl Schwarzschild trovò una soluzione alle equazioni di campo di Einstein che descrivevano il campo gravitazionale di un punto e di una massa sferica. Questa soluzione, ora chiamata raggio di Schwarzschild , descrive un punto in cui la massa di una sfera è così compressa che la velocità di fuga dalla superficie sarebbe uguale alla velocità della luce.

Nel 1931, l'astrofisico indiano-americano Subrahmanyan Chandrasekhar calcolò, usando la Relatività Speciale, che un corpo non rotante di materia elettron-degenerata al di sopra di una certa massa limite sarebbe collassato su se stesso. Nel 1939, Robert Oppenheimer e altri concordarono con l'analisi di Chandrasekhar, sostenendo che le stelle di neutroni al di sopra di un limite prescritto collasserebbero in buchi neri.

Un'altra conseguenza della Relatività Generale fu la previsione che l'Universo fosse in uno stato di espansione o contrazione. Nel 1929, Edwin Hubble confermò che il primo era il caso. A quel tempo, questo sembrava confutare la teoria di Einstein di una costante cosmologica, che era una forza che 'tratteneva la gravità' per garantire che la distribuzione della materia nell'Universo rimanesse uniforme nel tempo.

Per questo, Edwin Hubble ha dimostrato, utilizzando misurazioni del redshift, che le galassie si stavano allontanando dalla Via Lattea. Inoltre, dimostrò che le galassie più lontane dalla Terra sembravano allontanarsi più velocemente, un fenomeno che sarebbe diventato noto come Legge di Hubble . Hubble ha tentato di limitare il valore del fattore di espansione, che ha stimato a 500 km/sec per Megaparsec di spazio (che da allora è stato rivisto).

E poi, nel 1931, Georges Lemaitre, fisico belga e sacerdote cattolico romano, elaborò un'idea che avrebbe dato origine al Teoria del Big Bang . Dopo aver confermato indipendentemente che l'Universo fosse in uno stato di espansione, suggerì che l'attuale espansione dell'Universo significava che il padre tornava indietro nel tempo, più piccolo sarebbe stato l'Universo.

In altre parole, ad un certo punto nel passato, l'intera massa dell'Universo sarebbe stata concentrata in un unico punto. Queste scoperte hanno innescato un dibattito tra i fisici negli anni '20 e '30, con la maggioranza che sosteneva che l'Universo fosse in uno stato stazionario (cioè il Teoria dello stato stazionario ). In questo modello, nuova materia viene continuamente creata man mano che l'Universo si espande, preservando così l'uniformità e la densità della materia nel tempo.

Dopo la seconda guerra mondiale, il dibattito giunse al culmine tra i sostenitori dello Steady State Model e i sostenitori della teoria del Big Bang, che stava diventando sempre più popolare. Alla fine, le prove osservative iniziarono a favorire il Big Bang rispetto allo Stato Stazionario, che includeva la scoperta e la conferma del CMB nel 1965. Da quel momento, astronomi e cosmologi hanno cercato di risolvere i problemi teorici derivanti da questo modello.

Negli anni Sessanta, ad esempio, Materia oscura (originariamente proposto nel 1932 da Jan Oort) è stato proposto come spiegazione per l'apparente 'massa mancante' dell'Universo. Inoltre, i documenti presentati da Stephen Hawking e altri fisici hanno mostrato che le singolarità erano una condizione iniziale inevitabile della relatività generale e un modello di cosmologia del Big Bang.

Nel 1981, il fisico Alan Guth ha teorizzato un periodo di rapida espansione cosmica (nota anche come 'Epoca dell'Inflazione') che ha risolto altri problemi teorici. Gli anni '90 hanno visto anche l'ascesa di Energia oscura come un tentativo di risolvere questioni in sospeso in cosmologia. Oltre a fornire una spiegazione sulla massa mancante dell'Universo (insieme a Materia oscura ) ha anche fornito una spiegazione sul perché l'Universo sta ancora accelerando e ha offerto una soluzione alla Costante Cosmologica di Einstein.

Sono stati compiuti progressi significativi nel nostro studio dell'Universo grazie ai progressi nei telescopi, nei satelliti e nelle simulazioni al computer. Questi hanno permesso agli astronomi e ai cosmologi di vedere più lontano nell'Universo (e quindi più indietro nel tempo). Questo a sua volta li ha aiutati a comprendere meglio la sua vera età e a fare calcoli più precisi sulla sua densità di materia-energia.

L'introduzione dei telescopi spaziali, come il Esploratore di sfondi cosmici (COBE), il Telescopio Spaziale Hubble , Sonda per anisotropia a microonde Wilkinson (WMAP) e il Osservatorio di Planck – ha avuto anche un valore incommensurabile. Questi non solo hanno consentito visioni più profonde del cosmo, ma hanno permesso agli astronomi di testare modelli teorici per le osservazioni.

Illustrazione della profondità con cui Hubble ha ripreso le galassie nelle precedenti iniziative Deep Field, in unità dell'Era dell'Universo. Credito: NASA e A. Feild (STScI)

Ad esempio, in giugno del 2016 , la NASA ha annunciato risultati che indicano che l'Universo si sta espandendo ancora più velocemente di quanto si pensasse in precedenza. Sulla base dei nuovi dati forniti dal telescopio spaziale Hubble (che sono stati poi confrontati con i dati del WMAP e dell'Osservatorio di Planck) è emerso che la costante di Hubble era dal 5% al ​​9% maggiore del previsto.

Telescopi di nuova generazione come il Telescopio spaziale James Webb (JWST) e telescopi terrestri come il Telescopio estremamente grande (ELT) dovrebbero inoltre consentire ulteriori scoperte nella nostra comprensione dell'Universo nei prossimi anni e decenni.

Senza dubbio, l'Universo è oltre la portata delle nostre menti. Le nostre migliori stime dicono che è insondabilmente vasto, ma per quanto ne sappiamo, potrebbe benissimo estendersi all'infinito. Inoltre, la sua età è quasi impossibile da contemplare in termini strettamente umani. Alla fine, la nostra comprensione di esso non è altro che il risultato di migliaia di anni di studio costante e progressivo.

E nonostante ciò, abbiamo appena iniziato a scalfire la superficie del grande enigma che è l'Universo. Forse un giorno saremo in grado di vederne il limite (supponendo che ne abbia uno) e saremo in grado di risolvere le domande più fondamentali su come interagiscono tutte le cose nell'Universo. Fino a quel momento, tutto ciò che possiamo fare è misurare ciò che non sappiamo da ciò che facciamo e continuare a esplorare!

Per velocizzarti, ecco un elenco di argomenti che speriamo ti piacciano e che risponderanno alle tue domande. Buona fortuna con la tua esplorazione!

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