Universo: differenze tra le versioni
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{{nota disambigua}}
[[File:Componenti universo.png|thumb|upright=1.8|L'universo e i suoi componenti]]
L{{'}}'''universo''' è comunemente definito come l'insieme di tutto lo [[spazio (fisica)|spazio]] e di tutto ciò che contiene,<ref>{{Cita libro|url=http://www.yourdictionary.com/Universe|titolo=Universe|
</ref><ref>
{{Cita web |url=https://www.britannica.com/science/universe |sito=Encyclopedia Britannica |titolo=Universe |citazione=the whole cosmic system of matter and energy of which Earth, and therefore the human race, is a part}}
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</ref>
L'osservazione [[scienza|scientifica]] dell'universo, la cui [[Universo osservabile|parte osservabile]] ha un diametro di circa 93 miliardi di [[anno luce|anni luce]],<ref name=lineweaver>{{Cita web|
Osservazioni di [[supernove]] hanno dimostrato che l'Universo, almeno nella sua zona osservabile, sembra espandersi a un [[Universo in accelerazione|ritmo crescente]], e una serie di modelli sono sorti per prevederne il [[Destino ultimo dell'universo|destino finale]]. I [[fisico|fisici]] sono incerti su che cosa abbia preceduto il Big Bang; molti si rifiutano di speculare, dubitando che si potranno mai trovare informazioni relative allo stato originario. Alcuni propongono modelli di [[universo oscillante|universo ciclico]], altri descrivono uno [[stato di Hartle-Hawking|stato iniziale senza confini]], da cui è emerso e si è espanso lo [[spaziotempo]] al momento del Big Bang.<ref name=hawking>{{Cita web|cognome=Hawking|nome=Stephen|titolo=The Beginning of Time|url=http://www.hawking.org.uk/the-beginning-of-time.html|accesso=10 marzo 2014|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20141006200729/http://www.hawking.org.uk/the-beginning-of-time.html|urlmorto=sì}}</ref> Esistono anche speculazioni teoriche che ipotizzano che il nostro universo sia solo uno tra i molti che possono esistere; si parla in questo caso di teoria del [[Multiverso]].<ref>[http://www.astronomy.pomona.edu/Projects/moderncosmo/Sean%27s%20mutliverse.html multiverse] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110924235736/http://www.astronomy.pomona.edu/Projects/moderncosmo/Sean%27s%20mutliverse.html |data=24 settembre 2011 }}. Astronomy.pomona.edu. Retrieved 2011-11-28.</ref><ref>
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quantitativo e predictive.<ref>{{Cita libro|autore=Thomas S. Kuhn|titolo=The Structure of Scientific Revolutions|editore=University of Chicago Press|anno=1962|p=30}}</ref><ref>{{Cita libro|autore=Isaac Newton|titolo=Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica|anno=1687}}</ref>
Nella [[Cosmologia (astronomia)|cosmologia]] contemporanea, il termine designa non solo la totalità degli oggetti fisici osservabili (come [[pianeti]], [[stelle]], [[galassie]] e [[materia oscura]]), ma anche le entità fondamentali che lo costituiscono e lo rendono intelligibile: lo [[spazio-tempo]] stesso e le [[leggi fisiche]] che ne regolano l’evoluzione.<ref>{{Cita libro|autore=Hawking, Stephen|titolo=Dal Big Bang ai buchi neri. Breve storia del tempo|editore=Rizzoli|anno=2019|p=8}}</ref>
== Concettualizzazioni dell’universo ==
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La definizione dell’universo come “realtà” si colloca all’incrocio tra scienza, filosofia e teologia.
In ambito filosofico, l’universo viene tradizionalmente considerato come la totalità di tutto ciò che esiste: spazio, tempo, materia ed energia. Fin dall’antichità, pensatori come Aristotele lo concepivano come un sistema ordinato e intelligibile, governato da principi razionali. Questo approccio si è evoluto nel tempo, fino ad arrivare alle posizioni contemporanee che discutono, ad esempio, tra [[realismo scientifico]] e [[Costruttivismo (filosofia)|costruttivismo]] riguardo alla natura ultima della realtà.<ref>{{Cita web|url=https://sisri.it/doc/201205_TracciaRelazione.pdf|titolo=Concezioni del cosmos tra scienza e filosofia|accesso=12 dicembre 2024}}</ref><ref name="disf.org">{{Cita web|url=https://disf.org/educational/percorso-tematico/visioni-e-concezioni-della-natura-fra-scienza-filosofia-e-teologia|titolo=Visioni e concezioni della natura fra scienza, filosofia e teologia|accesso=12 dicembre 2024}}</ref>
Dal punto di vista scientifico, l’universo è studiato attraverso [[Modello (scienza)|modelli fisici e matematici]] che cercano di descriverne l’origine e la struttura, come la teoria del Big Bang e la [[relatività generale]]. Tuttavia, la scienza moderna distingue chiaramente tra universo osservabile — cioè ciò che possiamo misurare e analizzare con strumenti e teorie — e una realtà più ampia che potrebbe estendersi oltre i limiti dell’osservazione attuale.<ref name="acronico.it">{{Cita web|url=https://www.acronico.it/2018/12/12/cosmologia-tra-metafisica-e-scienza/|titolo=Cosmologia: tra metafisica e scienza|accesso=12 dicembre 2024}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.issrmarvelli.it/wp-content/uploads/2018/05/SCIENZA-E-FEDE-slides-Prof.-M.-Bonato.pdf|titolo=Cos’è l’universo e come lo conosciamo?|accesso=12 dicembre 2024}}</ref>
La [[teologia]], infine, propone un’interpretazione dell’universo come frutto di un atto creatore. Nelle tradizioni [[giudaico]]-[[Cristiano (religione)|cristiane]], ad esempio, l’universo viene inteso come “creato dal nulla” (*ex nihilo*) da un essere [[Trascendenza|trascendente]], dotato di [[intenzionalità]] e [[intelletto]]. Questo punto di vista introduce una dimensione [[metafisica]] che si affianca ma non si sovrappone alla descrizione scientifica, ponendo questioni sull’origine, il fine e il significato del cosmo.<ref name="disf.org" /><ref name="officinafilosofica.it">{{Cita web|url=https://www.officinafilosofica.it/filosofia-e-scienza-alla-ricerca-della-verita-assoluta/|titolo=Filosofia e scienza: alla ricerca della Verità assoluta|accesso=12 dicembre 2024}}</ref>
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=== Universo come spazio-tempo ===
{{Vedi anche|Spaziotempo}}
L’Universo può essere definito come un continuo spazio-temporale, ovvero l’insieme delle dimensioni di spazio e tempo intimamente connesse, entro cui si svolgono tutti i fenomeni fisici. Questa definizione trova fondamento nella teoria della relatività generale di [[Albert Einstein]], la quale descrive lo spazio-tempo non come entità separate, ma come un’unica struttura deformabile dalla presenza di [[Massa (fisica)|massa]] ed energia. Tali deformazioni si manifestano come gli [[Gravitazione|effetti gravitazionali]] che percepiamo quotidianamente.
Secondo questo modello, l’Universo non è semplicemente la somma di uno spazio [[tridimensionale]] e di un tempo unidimensionale, ma una realtà unificata e interdipendente. Gli eventi non sono infatti determinati solo dalla loro posizione nello spazio (altezza, lunghezza e profondità), ma anche dalla loro collocazione nel tempo. Per descrivere accuratamente la realtà fisica, è dunque indispensabile considerare simultaneamente le quattro [[dimensioni]].
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{{vedi anche|Struttura a grande scala dell'universo|Età dell'universo|Abbondanza degli elementi chimici}}
[[File:Cosmological Composition - Pie Chart Italian.jpg|thumb|upright=2.4|Si crede che l'universo sia per lo più composto da energia oscura e materia oscura, entrambe al momento poco conosciute. La materia ordinaria costituisce meno del 5% dell'Universo.]]
La regione dell'Universo visibile dalla Terra (l'universo osservabile) è una sfera con un raggio di circa 46 miliardi di anni luce.<ref name=lineweaver/> Per confronto, il diametro di una galassia tipica è di 30.000 anni luce, e la distanza tipica tra due galassie vicine è invece di 3 milioni di anni-luce.<ref>Rindler (1977), p.196.</ref> Ad esempio, la Via Lattea ha un diametro di circa 100.000 anni luce,<ref>{{Cita web|cognome = Christian|nome = Eric|cognome2= Samar|nome2= Safi-Harb|titolo = How large is the Milky Way?|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980317b.html|accesso=28 novembre 2007}}</ref> e la galassia più vicina a noi, [[Galassia di Andromeda|Andromeda]], si trova approssimativamente a 2,5 milioni di anni luce da noi.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, E.L. Fitzpatrick, R.W. Hilditch, F. Edward|titolo=First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy|rivista=Astrophysical Journal|anno=2005|volume=635|numero=1|pp=L37–L40
Ci sono probabilmente più di 100 miliardi (10<sup>11</sup>) di galassie nell'universo osservabile,<ref>{{Cita web|cognome = Mackie|nome = Glen |data=1º febbraio 2002|url = http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html|titolo = To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand|editore = Swinburne University|accesso=20 dicembre 2006}}</ref> Le galassie tipiche vanno dalle [[galassia nana|galassie nane]] con un minimo di dieci milioni<ref>{{Cita web|data = 3 maggio 2000|url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html|titolo = Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy|editore = ESO|accesso = 3 gennaio 2007|urlarchivio = https://archive.is/20120729/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html|urlmorto = sì}}</ref> (10<sup>7</sup>) di stelle fino alle galassie giganti con mille miliardi (10<sup>12</sup>) di stelle,<ref name="M101">{{Cita web|data=28 febbraio 2006|url = http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html|titolo = Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View|editore = NASA|accesso=3 gennaio 2007}}</ref> le quali orbitano tutte attorno al [[centro di massa]] della loro galassia. Uno studio del 2010 stima il numero di stelle dell'universo osservabile in 300.000 [[trilione|trilioni]] (3×10<sup>23</sup>),<ref>{{Cita news |url=http://www.usatoday.com/tech/science/space/2010-12-01-dwarf-stars_N.htm |titolo=Universe holds billions more stars than previously thought |autore=Dan Vergano|data=1º dicembre 2010 |pubblicazione= [[USA Today]] |accesso=14 dicembre 2010}}</ref> mentre uno studio del 2016 ipotizza che il numero totale di galassie nell'universo osservabile, comprese quelle troppo piccole per essere rilevate dagli attuali telescopi, sia di 2000 miliardi (2x10<sup>12</sup>).<ref name="Conselice">{{Cita pubblicazione|titolo=The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications|autore=Christopher J. Conselice et al|rivista=The Astrophysical Journal|volume=830|numero=2|anno=2016
La materia osservabile è distribuita in maniera omogenea (''uniformemente'') in tutto l'universo, in media su distanze di più di 300 milioni di anni luce.<ref>{{Cita pubblicazione|
L'universo è inoltre immerso in una radiazione a [[microonde]] altamente isotropica, che corrisponde ad un [[equilibrio termico]] con spettro di [[corpo nero]] di circa 2,725 [[kelvin]].<ref>{{Cita web|cognome = Hinshaw|nome = Gary |data=15 dicembre 2005|url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest3.html|titolo = Tests of the Big Bang: The CMB|editore = NASA WMAP|accesso=9 gennaio 2007}}</ref> L'ipotesi secondo cui l'Universo sia omogeneo e isotropo su grandi scale è nota come [[principio cosmologico]],<ref>Rindler (1977), p. 202.</ref> che è supportato da osservazioni astronomiche.
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{{senza fonte|Le proprietà dell'energia oscura e della materia oscura sono in gran parte sconosciute. La materia oscura interagisce con il campo gravitazionale come la materia ordinaria, e quindi rallenta l'espansione dell'universo; al contrario, l'energia oscura accelera la sua espansione.}}
La stima più precisa dell'[[età dell'universo]] è di 13,787 ± 0,020 miliardi di anni, calcolata sulla base delle osservazioni della radiazione cosmica di fondo condotte con la sonda PLANCK.<ref name=planck2020/> Stime indipendenti (sulla base di misurazioni come la datazione radioattiva) convergono anch'esse su 13-15 miliardi di anni.<ref>{{Cita web|autore = Wright EL|titolo =Age of the Universe|editore =[[Università della California, Los Angeles|UCLA]]|anno = 2005|url = http://www.astro.ucla.edu/~wright/age.html|accesso=8 gennaio 2007}}<br />{{Cita pubblicazione|
L'universo non è stato lo stesso in ogni momento della sua storia; ad esempio, le popolazioni relative dei [[quasar]] e delle galassie sono cambiate e lo spazio stesso si è espanso. Questa espansione spiega come sulla Terra si possa osservare la luce proveniente da una galassia lontana 30 miliardi di anni luce, anche se la luce ha viaggiato per 13 miliardi di anni: lo spazio si è ampliato. Questa espansione è coerente con l'osservazione che la luce proveniente da galassie lontane ha subito lo spostamento verso il rosso: la [[lunghezza d'onda]] dei [[fotone|fotoni]] emessi è stata "stirata" e dunque aumentata, con un conseguente abbassamento della loro [[frequenza]], durante il loro viaggio. Sulla base di studi di [[Supernova di tipo Ia|supernovae di tipo Ia]], corroborati anche da altri dati, il tasso di questa espansione spaziale è in accelerazione.
Le [[Abbondanza chimica|frazioni relative]] di diversi [[elemento chimico|elementi chimici]] - in particolare degli atomi più leggeri, come [[idrogeno]], [[deuterio]] e [[elio]] - sembrano identiche in tutto l'universo e in tutta la sua storia osservabile.<ref>{{Cita web|cognome = Wright|nome = Edward L. |data=12 settembre 2004|url = http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html|titolo = Big Bang Nucleosynthesis|editore = UCLA|accesso=5 gennaio 2007}}<br />{{Cita pubblicazione|autore=M. Harwit, M. Spaans|titolo=Chemical Composition of the Early Universe|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2003 |volume=589 |numero=1|pp=53-57
L'universo sembra avere molta più materia che [[antimateria]], un'asimmetria forse correlata alle osservazioni in merito alla [[violazione di CP]].<ref>{{Cita web|data = 28 ottobre 2003|url = http://www.pparc.ac.uk/ps/bbs/bbs_antimatter.asp|titolo = Antimatter|editore = Particle Physics and Astronomy Research Council|accesso = 10 agosto 2006|urlmorto = sì|urlarchivio = https://web.archive.org/web/20040307075727/http://www.pparc.ac.uk/Ps/bbs/bbs_antimatter.asp}}</ref> L'universo sembra non avere nessuna [[carica elettrica]] netta, e quindi la gravità sembra essere l'interazione dominante su scale di lunghezza cosmologica. L'universo sembra non avere né un [[Momento meccanico|momento]] né un [[momento angolare]] netti. L'assenza di carica e quantità di moto nette sarebbe conseguenza di accettate leggi fisiche (la [[Legge di Gauss]] e la non-divergenza dello pseudotensore stress-energia-momento) se l'universo fosse finito.<ref>Landau and Lifshitz (1975), p. 361.</ref>
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[[File:Elementary particle interactions.svg|thumb|left|upright=1.4|Le [[particella elementare|particelle elementari]] di cui è costituito l'universo. Sei [[leptone|leptoni]] e sei [[quark (particella)|quark]] fondano la maggior parte della materia; ad esempio, i [[protone|protoni]] e i [[neutroni]] dei [[nucleo atomico|nuclei atomici]] sono composti da quark, e l'onnipresente [[elettrone]] è un leptone. Queste particelle interagiscono tramite [[bosone di gauge|bosoni di Gauge]], mostrati nella fila centrale, ciascuno corrispondente ad un particolare tipo di [[simmetria di gauge]]. Si ritiene che il [[bosone di Higgs]] conferisca la [[massa (fisica)|massa]] alle particelle con cui interagisce. Il [[gravitone]], un ipotizzato bosone di gauge per la gravità, non è stato rappresentato.]]
L'universo sembra avere un [[continuum spazio-temporale]] liscio costituito da tre [[dimensione|dimensioni]] spaziali e da una temporale. In media, le osservazioni sullo spazio tridimensionale suggeriscono che esso sia piatto, cioè abbia [[curvatura]] vicina a zero; ciò implica che la [[geometria euclidea]] è sperimentalmente vera con elevata precisione per la maggior parte dell'Universo.<ref name="Shape">[http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm/mr_content.html WMAP Mission: Results – Age of the Universe]. Map.gsfc.nasa.gov. Retrieved on 2011-11-28.</ref> Lo spaziotempo sembra anche avere una [[topologia]] [[Spazio semplicemente connesso|semplicemente connessa]], almeno sulla scala di lunghezza dell'universo osservabile. Tuttavia le osservazioni attuali non possono escludere la possibilità che l'universo abbia più dimensioni, e che il suo spazio-tempo possa avere una topologia globale molteplicemente connessa, in analogia con le topologie del [[cilindro (geometria)|cilindro]] o del [[Toro (geometria)|toro]].<ref name="_spacetime_topology">{{Cita conferenza|
L'universo sembra seguire regolarmente un insieme di leggi e costanti fisiche.<ref>{{Cita web|cognome = Strobel|nome = Nick |data=23 maggio 2001|url = http://www.astronomynotes.com/starprop/s7.htm|titolo = The Composition of Stars|editore = Astronomy Notes|accesso=4 gennaio 2007}}<br />{{Cita web|url=http://www.faqs.org/faqs/astronomy/faq/part4/section-4.html|titolo = Have physical constants changed with time?|editore = Astrophysics (Astronomy Frequently Asked Questions)|accesso=4 gennaio 2007}}</ref> Secondo l'attuale [[Modello standard]] della fisica,
Una teoria quantistica dei campi rinormalizzata della relatività generale non è ancora stata raggiunta, anche se le varie forme di [[teoria delle stringhe]] sembrano promettenti. Si ritiene che la teoria della [[relatività speciale]] valga in tutto l'universo, a condizione che le scale di lunghezza spaziali e temporali siano sufficientemente brevi, altrimenti deve essere applicata la più generale teoria della relatività generale. Non esiste una spiegazione per i valori che le costanti della fisica sembrano avere nel nostro universo, come ad esempio quello per la [[costante di Planck]] ''h'' o per la [[costante di gravitazione universale]]'' G''. Sono state identificate diverse [[legge di conservazione|leggi di conservazione]], come la [[Legge di conservazione della carica elettrica|conservazione della carica]], del [[Legge di conservazione della quantità di moto|momento]], del [[Legge di conservazione del momento angolare|momento angolare]] e dell'[[Legge di conservazione dell'energia|energia]]; in molti casi queste leggi di conservazione possono essere correlate a [[simmetria|simmetrie]] o a [[Identità di Bianchi|identità matematiche]].
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===== La "regolazione fine" =====
{{vedi anche|Fine-tuned Universe}}
Sembra che molte delle proprietà dell'Universo abbiano valori speciali: un universo con proprietà solo leggermente differenti non sarebbe in grado di sostenere la vita intelligente.<ref>{{Cita libro|autore=Stephen Hawking|anno=1988|titolo=A Brief History of Time|url=https://archive.org/details/briefhistoryofti0000hawk_j2d2|editore=Bantam Books|p=125|wkautore=Stephen Hawking|
In particolare, non si sa in quali condizioni la vita intelligente si potrebbe formare e in quali forme. Un'osservazione rilevante in questa discussione è che per un osservatore che esista, e quindi in grado di osservare una regolazione fine, l'Universo deve essere in grado di sostenere la vita intelligente. Pertanto, la [[probabilità condizionata]] di osservare un universo messo a punto per sostenere la vita intelligente è sempre 1. Questa osservazione è nota come [[principio antropico]] ed è particolarmente importante se la creazione dell'Universo è probabilistica o se esistono universi multipli con proprietà variabili (vedi [[#La teoria del Multiverso|La teoria del Multiverso]]).
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Tra i filamenti si trovano i vuoti cosmici, regioni con densità molto bassa (diametri tra 20 e 70 Mpc circa), in cui la formazione di nuove galassie è soppressa a causa della combinazione delle fluttuazioni di densità a diverse scale.<ref>{{Cita web|url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2011/10/aa17248-11/aa17248-11.html|titolo=Towards understanding the structure of voids in the cosmic web|lingua=en|accesso=11 giugno 2025}}</ref>
Il reticolo si regge su una impalcatura di materia oscura: le simulazioni cosmologiche indicano che la materia oscura guida la formazione delle strutture, generando le condizioni in cui materia ordinaria e gas si condensano sulle creste di filamenti e nei nodi <ref>{{Cita libro|autore=Cautun et al.|titolo=Evolution of the cosmic web|editore=MNRAS|
Le più recenti missioni astronomiche, come [[Euclid (telescopio spaziale)|Euclid]] dell’[[ESA]], hanno confermato la geometria e l’estensione di questo reticolo. Secondo il primo rilascio dati del 19 marzo 2025, Euclid ha osservato oltre 26 milioni di galassie fino a 10,5 miliardi di anni luce, fornendo dettagli senza precedenti sulla distribuzione su larga scala e l’architettura del cosmic web.<ref>{{Cita news|
In sintesi, la struttura a grande scala dell’universo può essere descritta come una rete gerarchica: nodi densamente popolati (gruppi e ammassi), collegati da filamenti grovigliati e circondati da vuoti quasi vuoti, tutti supportati dalla presenza di materia oscura.
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{{Vedi anche|Cosmologia (astronomia)}}
=== Modelli cosmologici ===
La cosmologia moderna si basa su diversi modelli teorici volti a descrivere la struttura, l’evoluzione e il destino dell’universo. Tra questi, il modello più accreditato e utilizzato è il Modello Lambda-CDM , che integra la [[costante cosmologica]] Λ, associata all’energia oscura, con la materia oscura fredda (Cold Dark Matter). Questo modello spiega con successo molte osservazioni, come la radiazione cosmica di fondo, la distribuzione su larga scala delle galassie e l’espansione accelerata dell’universo.<ref>{{Cita libro|autore=Steven Weinberg|titolo=Cosmology|editore=Oxford University Press|anno=2008|
Accanto al ΛCDM, si sono sviluppati modelli alternativi e complementari. I "modelli ciclici" propongono che l’universo attraversi infinite fasi di espansione e contrazione, evitando una [[singolarità]] iniziale; un esempio recente è il modello ciclico di [[Paul Steinhardt]] e [[Neil Turok]], che tenta di superare alcune limitazioni del Big Bang tradizionale.<ref>{{Cita articolo|autore=Paul J. Steinhardt e Neil Turok|titolo=A Cyclic Model of the Universe|rivista=Science|anno=2002|volume=296|pp=1436-1439|url=https://science.sciencemag.org/content/296/5572/1436}}</ref>
La teoria del multiverso rappresenta una prospettiva ancora più speculativa, derivata da alcune interpretazioni della [[meccanica quantistica]] e della cosmologia inflazionaria. Essa postula l’esistenza di molteplici universi, ciascuno con costanti fisiche e condizioni iniziali differenti. Questo scenario è utilizzato per spiegare, ad esempio, l’apparente [[Fine-tuned Universe|fine-tuning]] delle costanti fondamentali nell’universo osservabile.<ref>{{Cita libro|autore=Max Tegmark|titolo=Our Mathematical Universe: My Quest for the Ultimate Nature of Reality|editore=Knopf|anno=2014|
Oltre a questi, esistono numerosi altri modelli e teorie in fase di sviluppo o dibattito, tra cui le cosmologie quantistiche, i modelli basati sulla gravità modificata e altre estensioni della relatività generale, che cercano di spiegare fenomeni non ancora completamente compresi come la natura dell’energia oscura e della materia oscura.
=== Evoluzione cosmica: dal Big Bang all’espansione accelerata ===
L'evoluzione dell'universo inizia con il Big Bang, un evento di estrema densità e temperatura avvenuto circa 13,8 miliardi di anni fa, che ha dato origine allo spazio, al tempo, alla materia e all'energia.<ref>{{Cita libro|autore=Steven Weinberg|titolo=Cosmology|editore=Oxford University Press|anno=2008|lingua=en|
Successivamente, l'universo entrò in un'epoca dominata dalla "radiazione", durante la quale la densità di energia era principalmente sotto forma di fotoni e neutrini. Questo periodo durò fino a circa 47.000 anni dopo il Big Bang, quando la materia cominciò a predominare.<ref>{{Cita libro|autore=Sean Carroll|titolo=Spacetime and Geometry: An Introduction to General Relativity|editore=Addison-Wesley|anno=2004|
Con la "dominanza della materia", si formarono le prime strutture cosmiche, quali galassie e ammassi, grazie all'azione della gravità che aggregò la materia ordinaria e la materia oscura. L'energia oscura iniziò a dominare solo molto più tardi, circa 5 miliardi di anni fa, causando un'accelerazione nell'espansione dell'universo.<ref>{{Cita articolo|autore=Adam Riess et al.|titolo=Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant|rivista=The Astronomical Journal|anno=1998|lingua=en|volume=116|pp=1009–1038|doi=10.1086/300499}}</ref><ref>{{Cita articolo|autore=Perlmutter et al.|titolo=Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae|rivista=The Astrophysical Journal|anno=1999|lingua=en|volume=517|pp=565–586|doi=10.1086/307221}}</ref>
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Diverse misurazioni sperimentali indipendenti supportano questa teoria di espansione metrica dello spazio e, più in generale, la teoria del Big Bang. Osservazioni recenti indicano come questa espansione stia accelerando a causa dell'energia oscura, e come la maggior parte della materia nell'universo potrebbe essere in una forma non rilevabile dagli strumenti attuali, e quindi non conteggiata nei modelli dell'universo, ostacolando le nostre previsioni sul destino ultimo dell'universo.<ref>''Universe'', ed. [[Martin Rees]], pp. 54–55, [[Dorling Kindersley]] Publishing, New York 2005, ISBN 978-0-7566-1364-8</ref> Questa forma di materia è stata denominata materia oscura.<ref>In contrasto con l'[[energia oscura]], che crea espansione (in termini tecnici è dotata di "pressione negativa"), la [[materia oscura]] conduce all'"aggregazione" attraverso la gravitazione.</ref>
Il 21 marzo 2013 la guida dei team europei di ricerca riguardanti la sonda Planck ha pubblicato la più recente mappa della radiazione cosmica di fondo del cielo.<ref name=planck /><ref name="NASA-20130321">{{Cita web|cognome=Clavin |nome=Whitney |cognome2=Harrington |nome2=J.D. |titolo=Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-109&rn=news.xml&rst=3739 |data=21 marzo 2013|sito=[[NASA]] |accesso=21 marzo 2013}}</ref><ref name="NYT-20130321">{{Cita news |cognome=Overbye|nome=Dennis |titolo=An Infant Universe, Born Before We Knew|url=http://www.nytimes.com/2013/03/22/science/space/planck-satellite-shows-image-of-infant-universe.html|data=21 marzo 2013 |pubblicazione=[[The New York Times]] |accesso=21 marzo 2013}}</ref><ref name="NYT-20130321g">{{Cita web |titolo=Mapping the Early Universe |url=http://www.nytimes.com/interactive/2013/03/21/science/space/0321-universe.html |data=21 marzo 2013 |sito=[[The New York Times]] |accesso=23 marzo 2013}}</ref><ref name="NBC-20130321">{{Cita web |cognome=Boyle |nome=Alan |titolo=Planck probe's cosmic 'baby picture' revises universe's vital statistics |url=http://cosmiclog.nbcnews.com/_news/2013/03/21/17397298-planck-probes-cosmic-baby-picture-revises-universes-vital-statistics |data=21 marzo 2013 |sito=[[NBC News]] |accesso=21 marzo 2013 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130323235242/http://cosmiclog.nbcnews.com/_news/2013/03/21/17397298-planck-probes-cosmic-baby-picture-revises-universes-vital-statistics |urlmorto=sì }}</ref> La mappa suggerisce che l'universo sia un po' più vecchio di quanto si credesse. Secondo la mappa, sottili fluttuazioni di temperatura sono state impresse sul cielo profondo quando il cosmo aveva circa 370.000 anni. Tali fluttuazioni riflettono increspature sorte già nei primi 10<sup>−30</sup> secondi. A quanto pare, queste increspature hanno dato luogo alla presente vasta [[struttura a grande scala dell'universo|struttura]] di [[superammasso di galassie|superammassi di galassie]] e materia oscura. Secondo il team di Planck, l'universo ha circa 13,798 [[Incertezza di misura|±]] 0,037 miliardi di anni di età,<ref name="planck_overview">{{Cita pubblicazione|titolo=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results |url=https://archive.org/details/arxiv-1303.5062 |rivista=Astronomy & Astrophysics ''(submitted)'' http://arxiv.org/abs/1303.5062|nome=P. A. R. |cognome=Ade |nome2=N. |cognome2=Aghanim |nome3=C. |cognome3=Armitage-Caplan |cognome4=''et al''. (Planck Collaboration) |data=20 marzo 2013
Le interpretazioni precedenti delle osservazioni astronomiche avevano indicato come l'età dell'universo fosse di 13,772 ± 0,059 miliardi di anni,<ref name="arXiv-20121220">{{Cita pubblicazione |cognome=Bennett |nome=C.L. |cognome2=Larson |nome2=L.|cognome3=Weiland |nome3=J.L. |cognome4=Jarosk |nome4= N. |cognome5=Hinshaw |nome5=N. |cognome6=Odegard|nome6=N. |cognome7=Smith |nome7=K.M. |cognome8=Hill |nome8=R.S. |cognome9=Gold |nome9=B. |cognome114 = Spergel |nome14 = D.N. |cognome15 = Wollack |nome15 = E.|cognome16 = Dunkley |nome16 = J. |cognome17 = Kogut |nome17 = A. |cognome18 = Limon |nome18 = M. |cognome19 = Meyer|nome19 = S.S. |cognome20 = Tucker |nome20 = G.S. |cognome21 = Wright |nome21 = E.L. |titolo=Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results|url=http://arxiv.org/abs/
===== L'uso della teoria della Relatività generale =====
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La relatività generale richiede dieci [[Equazione differenziale|equazioni differenziali]] parziali non lineari per la metrica spaziotemporale ([[Equazione di campo di Einstein|Equazioni di campo]]) che, applicate al "sistema Universo", devono essere risolte con la distribuzione della [[Massa (fisica)#Corrispondenza massa - energia|massa - energia]] e della [[Massa (fisica)#L'equazione Energia-quantità di moto|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''),<ref name="einstein_1917" /><ref>Rindler (1977), pp. 226–229.</ref> che corrisponde ad una densità di energia dello spazio vuoto.<ref>Landau and Lifshitz (1975), pp. 358–359.</ref> 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,<ref>{{Cita pubblicazione|lingua=de|cognome = Einstein|nome = A|linkautore = Albert Einstein|anno = 1931|titolo = Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie|rivista = Sitzungsberichte der Preussischen Akademie der Wissenschaften, Physikalisch-mathematische Klasse|volume = 1931|pp = 235-237}}<br />{{Cita pubblicazione|lingua=en|autore = [[Albert Einstein|Einstein A.]], [[Willem de Sitter|de Sitter W.]]|anno = 1932|titolo = On the relation between the expansion and the mean density of the universe|rivista = Proceedings of the National Academy of Sciences|volume = 18|pp = 213-214|doi = 10.1073/pnas.18.3.213|pmid = 16587663|numero = 3
===== La risoluzione dell'equazione di campo di Einstein =====
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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''<sub>μν</sub>, che può variare da luogo a luogo. Presumendo il principio cosmologico, secondo cui l'universo è [[omogeneità (fisica)|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]]:<ref>{{Cita pubblicazione | cognome=Lemaître | nome=Georges | linkautore=Georges Lemaître | titolo=Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radialee des nébuleuses extra-galactiques | anno=1927 | rivista=Annales de la Société Scientifique de Bruxelles | volume=A47 | pp=49-56
:<math>
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</math>
dove (''r'', θ, φ) corrispondono ad un [[Sistema sferico|sistema di coordinate sferico]]. Questa [[Distanza (matematica)|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 o a 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 [[#L.27uso della teoria della Relativit.C3.A0 generale|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.<ref>{{de}}{{Cita pubblicazione|autore = Friedman A.|anno = 1922|titolo = Über die Krümmung des Raumes|rivista = Zeitschrift für Physik|volume = 10|numero = 1|pp = 377-386|doi = 10.1007/BF01332580|
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 [[velocità superluminale|più velocemente della luce]].
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Il [[Filosofia indiana|filosofo indiano]] Kanada, fondatore della scuola [[Vaiśeṣika]], sviluppò una teoria di [[atomismo]] e propose la luce e il [[calore]] come varietà della stessa sostanza.<ref>{{en}} [[Will Durant]], ''Our Oriental Heritage'':
{{Citazione|Due sistemi di pensiero indù propongono teorie fisiche suggestivamente simili a quelle della [[Antica Grecia|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 [[Giainismo|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 [[Vàcaspati Misra|Vachaspati]], come Newton, interpretò la luce come composta da minuscole particelle emesse dalle sostanze a colpire l'occhio.||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.
{{Citazione|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 <nowiki>[</nowiki>[[Sāṃkhya]], e successivamente il buddhismo indiano<nowiki>]</nowiki> 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»).||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').
La teoria del finitismo temporale si ispirò alla dottrina della Creazione tipica delle tre [[religioni abramitiche]]: [[giudaismo]], cristianesimo e [[islamismo]]. Il [[Filosofia cristiana|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 [[Filosofia islamica|filosofo islamico]] [[al-Kindi]], dal [[Filosofia ebraica|filosofo ebraico]] [[Saadya Gaon]] e dal [[Kalām|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:<ref name=Craig>{{Cita pubblicazione|titolo=Whitrow and Popper on the Impossibility of an Infinite Past|nome=William Lane|cognome=Craig|rivista=The British Journal for the Philosophy of Science|volume=30|numero=2|data=giugno 1979|pp=165–170 (165–6)|doi=10.1093/bjps/30.2.165}}</ref>
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{{Citazione|[[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.<ref>{{Cita pubblicazione|linkautore=Otto E. Neugebauer|autore=Neugebauer, Otto E. |anno=1945|titolo=The History of Ancient Astronomy Problems and Methods|rivista=Journal of Near Eastern Studies|volume=4|numero=1|pp=1-38|citazione=the [[Chaldaea]]n Seleucus from Seleucia|jstor=595168|doi=10.1086/370729}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|linkautore=George Sarton|anno=1955|autore=Sarton, George |titolo=Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C|jstor=595168|rivista=Journal of the American Oriental Society|volume=75|numero=3|pp=166–173 (169)|citazione=the heliocentrical astronomy invented by Aristarchos of Samos and still defended a century later by Seleucos the Babylonian|doi=10.2307/595168}}</ref><ref>William P. D. Wightman (1951, 1953), ''The Growth of Scientific Ideas'', Yale University Press p. 38, dove Wightman lo chiama [[Seleuco di Seleucia|Seleuco]] il [[Caldea]]no.</ref> Secondo [[Plutarco]], Seleuco fu il primo a dare prova della correttezza del sistema eliocentrico attraverso il [[Ragione|ragionamento]] ma non si ha conoscenza di quali argomentazioni abbia usato. Tali argomenti a favore della teoria eliocentrica furono probabilmente legati al fenomeno delle [[Marea|maree]].<ref>[[Lucio Russo]], ''Flussi e riflussi'', Feltrinelli, Milano, 2003, ISBN 88-07-10349-4.</ref> 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.<ref>Bartel, p. 527</ref> In alternativa, avrebbe potuto provare la teoria eliocentrica determinando la costante di un modello [[Geometria|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.<ref>Bartel, pp. 527–9</ref> Durante il [[Medioevo]], il modello eliocentrico poteva essere proposto solo dall'[[Astronomia indiana|astronomo indiano]] [[Aryabhata]]<ref>Bartel, pp. 529–34</ref> e dai [[Astronomia islamica|persiani]] [[Abu Ma'shar al-Balkhi]]<ref>Bartel, pp. 534–7</ref> e [[Al-Sijzi]].<ref name=Nasr>{{Cita libro |cognome=Nasr |nome=Seyyed H. |wkautore=Hossein Nasr |data=1st edition in 1964, 2nd edition in 1993 |titolo=An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines |edizione=2nd |editore=1st edition by [[Harvard University Press]], 2nd edition by [[State University of New York Press]] |pp=135-6|
[[File:ThomasDiggesmap.JPG|thumb|left|[[Teoria copernicana|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.]]
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[[File:Libr0309.jpg|thumb|[[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.<ref name = "Misner-p755">Misner, Thorne, and Wheeler (1973), p. 755–756.</ref> Edmund Halley ([[1720]])<ref>Misner, Thorne, and Wheeler (1973), p. 756.</ref> e [[Jean-Philippe Loys de Chéseaux]] ([[1744]])<ref>{{en}}{{Cita libro|autore = de Cheseaux JPL|anno = 1744|titolo = Traité de la Comète|editore = Lausanne|pp=223ff|wkautore = Jean-Philippe de Cheseaux}}. Riportato come nell'Appendice II ne {{en}}{{Cita libro|autore = Dickson FP|anno = 1969|titolo = The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought|editore = M.I.T. Press|città = Cambridge, MA|
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.<ref name="einstein_1917">{{de}}{{Cita pubblicazione|cognome = Einstein|nome = Albert|linkautore = Albert Einstein|anno = 1917|titolo = Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie|serie= 1917|rivista = Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte|volume = (part 1)|pp = 142-152}}</ref>
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Al confine tra fisica teorica, cosmologia e filosofia emergono teorie speculative come il multiverso, che postulano l’esistenza di più universi con caratteristiche differenti:
* La "multiplazione inflazionaria", derivata dai modelli di inflazione eterna proposti da [[Alan Guth]] e [[Andrei Linde]], suggerisce che il nostro universo sia solo una “bolla” nata da una regione in cui l’inflazione si è interrotta. Nel frattempo, l’inflazione continua altrove, dando origine a bolle separate con costanti fisiche e storie diverse, formando un multiverso. Quest’idea risponde a questioni di “fine-tuning” delle costanti fisiche, ma solleva problemi epistemologici sulla capacità di conferma o confutazione empirica.<ref>{{Cita news|
* Il "paesaggio delle stringhe" (string theory landscape) nasce dalla grande molteplicità di soluzioni possibili nella teoria delle stringhe, ognuna corrispondente a un universo con leggi fisiche diverse. Tale scenario è stato promosso come spiegazione selettiva (antropica) della nostra esistenza in un universo "ospitale", ma critici come Lee Smolin e [[David Gross]] evidenziano come esso rischi di compromettere la predittività scientifica.<ref>{{Cita web|url=https://news.stanford.edu/2018/09/landscape-theory/|titolo=String Theory Landscape|lingua=en|accesso=12 giugno 2025}}</ref><ref>{{Cita news|
Queste teorie, pur generando un vivace dibattito, condividono sfide epistemologiche comuni: la mancanza di test empirici diretti al momento, l’eccessiva complessità potenziale, e la difficoltà di delimitare confini scientifici tra fisica e metafisica<ref>{{Cita news|
== Forma dell'universo ==
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La forma o geometria dell'Universo include sia la [[Forma dell'universo#La geometria locale|geometria locale]] dell'Universo osservabile sia la [[Forma dell'universo#La geometria globale|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 [[Spaziotempo di Minkowski#Vettori di tipo spazio.2C di tipo tempo e cono di luce|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,<ref name="nasa_popular_uni_curv">[http://map.gsfc.nasa.gov/Universe/uni_shape.html Shape of the Universe], WMAP website at NASA.</ref> mentre altri modelli FLRW includono lo [[spazio di Poincaré dodecaedrico]]<ref name="Nat03">{{Cita pubblicazione|
== Destino dell'universo ==
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=== Letteratura ===
Nella [[Divina Commedia]], [[Dante]] raffigura un universo ordinato e finemente strutturato, dove ogni corpo celeste ha un ruolo preciso nell’ascensione morale e spirituale dell’anima. Il cosmo è modellato secondo la visione tolemaica e riflette l’armonia dell’ordine divino.<ref>{{cita libro|autore=Dante Alighieri|titolo=Divina Commedia|anno=1321
Lo scrittore e poeta argentino [[Jorge Luis Borges]], in racconti come [[La biblioteca di Babele]] immagina un universo infinito sotto forma di biblioteca, una metafora dell’inesauribilità del sapere e del caos dell’informazione.<ref>{{cita libro|autore=Jorge Luis Borges|titolo=Finzioni|editore=Einaudi|anno=1955}}</ref>.
In epoca contemporanea, [[Italo Calvino]] nella raccolta ''[[Le cosmicomiche]]'' costruisce racconti paradossali e poetici partendo da ipotesi scientifiche sull’origine e l’evoluzione dell’universo, giocando con le leggi cosmiche per esplorare i limiti del linguaggio e della percezione.<ref>{{cita libro|autore=Italo Calvino|titolo=Le cosmicomiche|editore=Einaudi|anno=1965
=== Arte ===
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== Bibliografia ==
* {{Cita pubblicazione|autore = Bartel |linkautore = Bartel Leendert van der Waerden|anno = 1987|titolo = The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy|doi = 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x
* {{Cita libro|autore = [[Lev Davidovič Landau|Landau, Lev]], [[Evgeny Lifshitz|Lifshitz, E.M.]]|anno = 1975|titolo= The Classical Theory of Fields ([[Course of Theoretical Physics]], Vol. 2)|edizione = revised 4th English|editore=Pergamon Press|città=New York|pp=[https://archive.org/details/classicaltheoryo0000land_k6k2/page/358 358]–397|
* Liddell, H. G. and Scott, R. ''A Greek-English Lexicon'', Oxford University Press, ISBN 0-19-864214-8.
* {{Cita libro|autore = [[Charles W. Misner|Misner, C.W.]], [[Kip Thorne|Thorne, Kip]], [[John Archibald Wheeler|Wheeler, J.A.]]|titolo = Gravitation|url = https://archive.org/details/gravitationphysi00misn|città = San Francisco|editore = W. H. Freeman|anno = 1973|pp=[https://archive.org/details/gravitationphysi00misn/page/n722 703]–816|
* {{Cita libro|autore = Rindler, W.|anno = 1977|titolo = Essential Relativity: Special, General, and Cosmological|url = https://archive.org/details/essentialrelativ00rind_279|editore = Springer Verlag|città = New York|pp=[https://archive.org/details/essentialrelativ00rind_279/page/n205 193]–244|wkautore = Wolfgang Rindler|
* {{Cita libro|autore=Paul Murdin|titolo=The Universe: A Biography|url=https://www.google.it/books/edition/The_Universe_A_Biography/VphnEAAAQBAJ?hl=it|accesso=19 luglio 2024|data=19 aprile 2022|editore=Thames & Hudson|lingua=
=== Altre letture ===
* {{Cita libro|autore =
* {{Cita libro|nome=Harry|cognome=Nussbaumer|nome2=Lydia|cognome2=Bieri|nome3=Allan|cognome3=Sandage|anno = 2009|titolo= Discovering the Expanding Universe|editore=Cambridge University Press|url=http://books.google.com/books?id=RaNOJkQ4l14C|
== Voci correlate ==
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