Universo e Kristian Nairn: differenze tra le pagine

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{{notaS|attori disambiguabritannici}}

{{Bio

[[File:El Universo y sus componentes.png|thumb|upright=1.8|L'universo e le sue componenti]]

|Nome = Kristian

L<nowiki>'</nowiki>'''Universo''' è comunemente definito come il complesso che contiene tutto lo [[spazio (fisica)|spazio]] e ciò che contiene,<ref>{{Cita libro|url=http://www.yourdictionary.com/Universe|titolo=Universe|serie=Webster's New World College Dictionary, Wiley Publishing, Inc.|anno=2010}}

|Cognome = Nairn

</ref><ref>

|Sesso = M

{{Cita web |url=http://www.britannica.com/search?query=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}}

|LuogoNascita = Lisburn

</ref><ref>

|GiornoMeseNascita = 25 novembre

{{Cita web|url=http://dictionary.reference.com/browse/Universe?s=t|titolo=Universe|sito=Dictionary.com|accesso=21 settembre 2012}}<!-- this source even includes supposed things, not JUST known things-->

|AnnoNascita = 1975

</ref><ref>

|LuogoMorte =

{{Cita web|url=http://www.merriam-webster.com/dictionary/Universe|titolo=Universe|sito=Merriam-Webster Dictionary|accesso=21 settembre 2012}}<!-- this source even includes postulated things, not JUST known things-->

|GiornoMeseMorte =

</ref> cioè la [[Materia (fisica)|materia]] e l'[[energia]], i [[pianeta|pianeti]], le [[stella|stelle]], le [[galassia|galassie]] e il contenuto dello [[spazio intergalattico]].<ref>{{Cita libro|url=http://www.yourdictionary.com/Universe|titolo=The American Heritage Dictionary of the English Language|edizione=4th|anno=2010 |editore=Houghton Mifflin Harcourt Publishing Company}}

|AnnoMorte =

</ref><ref>

|Attività = disc jockey

{{Cita libro |url=http://dictionary.cambridge.org/dictionary/british/universe?q=universe|titolo=Cambridge Advanced Learner's Dictionary}}

|Attività2 = attore

</ref>

|Nazionalità = nordirlandese

|Immagine = Kristian Nairn (cropped).jpg

}}

== Biografia ==

L'osservazione [[scienza|scientifica]] dell'Universo, la cui [[Universo osservabile|parte osservabile]] ha un diametro di circa 92 miliardi di [[anno luce|anni luce]],<ref name=lineweaver>{{Cita web|cognome = Lineweaver|nome = Charles|coautori = Tamara M. Davis|anno = 2005|url = http://www.mso.anu.edu.au/~charley/papers/LineweaverDavisSciAm.pdf|titolo = Misconceptions about the Big Bang|editore = Scientific American|accesso=15 luglio 2016}}</ref> suggerisce che l'Universo sia stato governato dalle stesse [[legge fisica|leggi]] e [[Costante fisica|costanti fisiche]] per la maggior parte della sua storia e in tutta la sua estensione osservabile, e permette inferenze sulle sue fasi iniziali. La teoria del [[Big Bang]] è il più accreditato [[Cosmologia (astronomia)|modello cosmologico]] che descrive la nascita dell'Universo; [[#Storia della sua osservazione|si calcola che il Big Bang sia avvenuto circa 13,798 ± 0,037 miliardi di anni fa]].<ref name=planck>{{Cita web

Nairn acquisisce notorietà come [[disc jockey]] e partecipando al programma ''[[The Salon]]'' su [[Channel 4]].

|titolo = Planck reveals an almost perfect universe

Diviene noto internazionalmente con la sua interpretazione di [[Hodor]] nella fortunata serie [[HBO]] ''[[Il Trono di Spade (serie televisiva)|Il Trono di Spade]]'' ([[2011]]-[[2016]]).<ref>[http://www.fanpix.net/gallery/kristian-nairn-pictures.htm Kristian Nairn Pictures - Kristian Nairn Photo Gallery - 2012<!-- Titolo generato automaticamente -->]</ref><ref>[http://www.kristiannairn.com/about/ About | Kristian Nairn<!-- Titolo generato automaticamente -->]</ref>

|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe

|sito= Planck

|editore = [[Agenzia Spaziale Europea|ESA]]

|data=21 marzo 2013

|accesso=21 marzo 2013}}</ref>

È alto 2,08&nbsp;m.<ref>[https://www.imdb.com/name/nm3964231/ Kristian Nairn<!-- Titolo generato automaticamente -->]</ref>

La massima distanza teoricamente osservabile è contenuta nell'[[universo osservabile]]. Osservazioni di [[supernova]]e hanno dimostrato che l'Universo, almeno nella regione contenente l'universo 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}}</ref>

== Filmografia ==

Alcune speculazioni teoriche sul [[multiverso]] di [[cosmologia (astronomia)|cosmologi]] e fisici ipotizzano che il nostro universo sia solo uno tra i molti che possono esistere.<ref>[http://www.astronomy.pomona.edu/Projects/moderncosmo/Sean%27s%20mutliverse.html multiverse]. Astronomy.pomona.edu. Retrieved 2011-11-28.

=== Cinema ===

</ref><ref>

* ''[[The Four Warriors]]'', regia di [[Phil Hawkins]] (2015)

Palmer, Jason. (2011-08-03) [http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-14372387 BBC News – 'Multiverse' theory suggested by microwave background]. Retrieved 2011-11-28.

</ref>

=== Televisione ===

== Etimologia, sinonimi e definizioni ==

* ''[[Ripper Street]]'' – serie TV, 2 episodi (2012-2013)

{{Vedi anche|Cosmo|Natura|Mondo (filosofia)}}

* ''[[Il Trono di Spade (serie televisiva)|Il Trono di Spade]]'' – serie TV, 23 episodi (2011-2014, 2016)

Il termine ''universo'' deriva dal [[Lingua latina|latino]] ''universus'' (tutto, intero) parola composta da ''unus'' (uno) e ''versus'' (volto, avvolto. Part. pass. di ''vertere'').<ref>[http://www.etimo.it Dizionario etimologico online]</ref> La parola latina fu usata spesso da [[Marco Tullio Cicerone|Cicerone]] e tardi autori latini con il senso posseduto oggi in [[lingua italiana|italiano]].<ref>Lewis and Short, A Latin Dictionary, Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978 (Traduz.).</ref>

La contrazione poetica ''Unvorsum'', da cui deriva ''universus'', fu usata per la prima volta da [[Tito Lucrezio Caro]] nel Libro IV (capoverso 262) del suo ''[[De rerum natura]]'' ("Sulla natura delle cose").<ref name="lewis_short">Lewis, C. T. and Short, S ''A Latin Dictionary'', Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978.</ref> Secondo una particolare interpretazione, essa significherebbe "tutto ciò che ruota come uno" o "tutto ciò che viene ruotato da uno". In questo senso, essa può essere considerata come una traduzione da un'antica parola [[Lingua greca antica|greca]] per l'universo, {{lang|grc|περιφορά}} (''periforá'', "circumambulazione", parola originariamente usata per descrivere il percorso del cibo, che veniva servito lungo la cerchia dei commensali).<ref>Liddell and Scott, p. 1392.</ref> {{lang|grc|περιφορά}} si riferiva a uno dei primi modelli greci dell'universo, quello delle [[Aristotele#Astronomia|sfere celesti]], che secondo [[Aristotele]] erano messe in moto, per l'appunto, da un unico "essere", il cosiddetto "''Primo Mobile''" o "''Primo Motore''".

Un altro termine per "universo" nell'Antica Grecia era {{lang|grc|τὸ πᾶν}} (''tò pán'', si veda [[Il Tutto]], [[Pan]]). Termini correlati erano materia ({{lang|grc|τὸ ὅλον}}, ''tò hólon'') e luogo ({{lang|grc|τὸ κενόν}}, ''tò kenón'').<ref>Liddell and Scott, pp. 1345–1346.</ref><ref>{{Cita libro|autore = Yonge, Charles Duke|anno = 1870|titolo = An English-Greek lexicon|editore = American Bok Company|città = New York|pagine = 567}}</ref>

Altri sinonimi per universo tra i filosofi dell'antica Grecia includevano {{lang|grc|κόσμος}} ([[cosmo]]) e {{lang|grc|φύσις}} (significante [[Natura]], e da cui deriva la parola "[[fisica]]").<ref>Liddell and Scott, pp. 985, 1964.</ref> Si ritrovano gli stessi sinonimi tra gli autori latini (''totum'', ''mundus'', ''natura'')<ref>Lewis and Short, pp. 1881–1882, 1175, 1189–1190.</ref> e infine nel linguaggio moderno, ad esempio nelle parole [[lingua tedesca|tedesche]] ''Das All'', ''Weltall'', e ''Natur'', oltre che, naturalmente, in italiano.<ref>OED, pp. 909, 569, 3821–3822, 1900.</ref>

=== La definizione più ampia: realtà e probabilità ===

La più ampia definizione di universo la si ritrova nel ''[[De divisione naturae]]'' del [[filosofo]] e [[teologia|teologo]] [[Medioevo|medioevale]] [[Giovanni Scoto Eriugena]], che lo definì semplicemente come il tutto: tutto ciò che è creato e tutto ciò che non è creato.

=== Definizione come "Realtà" ===

{{See also|Realtà|Fisica}}

Più comunemente, l'universo è definito come tutto ciò che esiste fisicamente. Secondo le nostre attuali conoscenze, esso consiste allora di tre elementi fondamentali: [[spaziotempo]], [[energia]] (che comprende [[quantità di moto]] e [[materia (fisica)|materia]]) e [[legge fisica|leggi fisiche]].

=== Definizione dell'universo come spazio-tempo [[spazio connesso|connesso]] ===

{{Vedi anche|Inflazione caotica}}

È possibile concepire spaziotempi disconnessi, esistenti ma incapaci di interagire l'uno con l'altro. Una metafora facilmente visualizzabile di ciò è un gruppo di bolle di sapone separate. Gli osservatori vivono all'interno di una "bolla" e non possono interagire con quelli in altre bolle di sapone, nemmeno in linea di principio. Secondo una terminologia comune, ciascuna "bolla" di spaziotempo è un universo, mentre il nostro particolare [[spaziotempo]] è indicato come "l'Universo", così come indichiamo la nostra [[satellite naturale|luna]] come ''la'' "[[Luna]]". L'insieme degli spaziotempi è chiamato [[multiverso]].<ref name="EllisKS03">{{Cita pubblicazione

|cognome = Ellis|nome = George F.R.

|linkautore = George Francis Rayner Ellis

|coautori = U. Kirchner, [[William R. Stoeger|W.R. Stoeger]]

|titolo = Multiverses and physical cosmology

|rivista = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

|volume = 347|numero = 3|pp = 921–936

|anno = 2004

|arxiv = astro-ph/0305292

|doi =10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x

| bibcode=2004MNRAS.347..921E

}}</ref> In linea di principio, gli altri universi disconnessi dal nostro possono avere differenti [[dimensione|dimensionalità]] e [[topologia|topologie]] [[spaziotempo|spazio-temporali]], forme differenti di [[materia (fisica)|materia]] ed [[energia]], diverse [[legge fisica|leggi]] e [[Costante fisica|costanti fisiche]], ma queste sono speculazioni.

=== La definizione più ristretta: l'universo come realtà osservabile ===

{{See also|Universo osservabile}}

Secondo una definizione ancora più restrittiva, l'universo è tutto ciò che nello spazio-tempo connesso può interagire con noi e viceversa.

Secondo la teoria della [[Relatività generale]], alcune regioni dello [[spazio (fisica)|spazio]] non interagiranno mai con noi in tutta la durata dell'universo: l'[[Big Bang#La legge di Hubble e l.27espansione dello spazio|espansione dello spazio]] causa l'allontanamento di queste regioni da noi a una velocità maggiore di [[velocità della luce|quella della luce]]. Quelle regioni remote sono considerate esistenti e parte della realtà tanto quanto noi, ma non saremo mai in grado di interagire con loro. La regione spaziale nella quale possiamo influire e dalla quale essere influenzati è denotata come [[universo osservabile]]. Strettamente parlando, l'universo osservabile dipende dalla posizione dell'osservatore. Viaggiando, un osservatore può entrare in contatto con una regione di spazio-tempo più grande, e dunque il suo universo osservabile sarà più grande. Tuttavia nemmeno il più rapido dei viaggiatori potrebbe interagire con tutto lo spazio. In genere, per universo osservabile si intende l'universo osservabile dalla Via Lattea.

== Storia della sua osservazione ==

{{vedi anche|Cosmologia (astronomia)}}

Nel corso della storia registrata, diverse [[cosmologia (filosofia)|cosmologie]] e [[cosmogonia|cosmogonie]] sono state proposte per spiegare le osservazioni sull'universo. I primi modelli quantitativi, [[Sistema geocentrico|geocentrici]], sono stati sviluppati dai filosofi dell'Antica [[Grecia]]. Nel corso dei secoli, osservazioni più precise e teorie migliori sulla [[gravità]] hanno portato prima al [[sistema eliocentrico|modello eliocentrico]] di [[Niccolò Copernico]], poi al modello del [[sistema solare]] di [[Isaac Newton]]. Ulteriori miglioramenti nel campo dell'astronomia hanno portato a comprendere come il Sistema Solare sia incorporato in una [[galassia]] composta da miliardi di stelle, la [[Via Lattea]], e che esistono n miliardi di galassie più o meno simili. Studi sulla loro distribuzione e sulla loro [[spettro atomico|riga spettrale]] hanno portato alla cosmologia moderna. Le scoperte dello [[spostamento verso il rosso]] e della [[radiazione cosmica di fondo]] hanno rivelato come l'universo si stia espandendo e che forse ha avuto un inizio.

[[File:HubbleUltraDeepFieldwithScaleComparison.jpg|thumb|upright=1.3|Quest'immagine ad alta risoluzione del [[Campo ultra profondo di Hubble]] mostra una gamma diversificata di [[Galassia|galassie]], ciascuna composta da miliardi di [[stella|stelle]]. L'area equivalente di cielo che l'immagine occupa è visualizzata come una casella rossa nell'angolo in basso a sinistra. Le galassie più piccole, le più rosse, circa 100, sono alcune delle galassie più distanti che siano mai state riprese da un telescopio ottico.]]

Secondo il modello scientifico prevalente dell'universo, il modello del [[Big Bang]], l'universo si è espanso da una fase estremamente calda e densa chiamata [[era di Planck]], in cui era concentrata tutta la materia e l'energia dell'[[universo osservabile]]. Dall'epoca di Planck, l'universo si è [[espansione metrica dello spazio|espanso]] fino alla sua forma attuale, forse con un breve periodo (meno di [[notazione scientifica|10^-32]] secondi) di [[inflazione (cosmologia)|inflazione cosmica]].

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 [[Planck Surveyor|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 |autore=Staff |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}}</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 10⁻³⁰ 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 anni di età,<ref name="planck_overview">{{Cita pubblicazione|titolo=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results |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 |arxiv=1303.5062|bibcode = 2013arXiv1303.5062P}}</ref> ed è costituito per il 4,9% di [[materia (fisica)|materia ordinaria]], per il 26,8% di [[materia oscura]] e per il 68,3% da [[energia oscura]]. Inoltre, la [[costante di Hubble]] è stata misurata in 67,80 ± 0,77 (km/s)/Mpc.<ref name=planck /><ref name="NASA-20130321" /><ref name="NYT-20130321" /><ref name="NBC-20130321" /><ref name="planck_overview" />

Le interpretazioni precedenti delle [[Universo osservabile|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/1212.5225 |arxiv=1212.5225 |data=20 dicembre 2012|accesso=1º gennaio 2013}}</ref> (mentre il disaccoppiamento della luce e della materia, si veda [[CMBR]], avvenne 380.000 anni dopo il Big Bang), e che il diametro dell'[[universo osservabile]] è di minimo 93 miliardi di [[anno luce|anni luce]].<ref name=ly93>{{Cita web|cognome = Lineweaver|nome = Charles|coautori = Davis, Tamara M. |anno = 2005|url = http://www.sciam.com/article.cfm?id=misconceptions-about-the-2005-03&page=5|titolo = Misconceptions about the Big Bang|editore = Scientific American|accesso=6 novembre 2008}}</ref> Secondo la [[relatività generale]], lo spazio può espandersi con velocità maggiore di quella della luce, ma possiamo vederne solo una piccola porzione a causa delle limitazioni imposte dalla velocità della luce stessa. Dato che non è possibile effettuare osservazioni oltrepassando i limiti imposti dalla velocità della luce (e, in generale, di ogni radiazione elettromagnetica), non è possibile stabilire se le dimensioni dell'universo siano finite o infinite.

== Dimensioni, età, contenuti, struttura, e leggi ==

{{vedi anche|Universo osservabile|Età dell'universo|Struttura a grande scala dell'universo|Abbondanza degli elementi chimici}}

La regione dell'Universo visibile dalla Terra (l'[[universo osservabile]]) è una sfera con un raggio di circa 46 miliardi di [[anno luce|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|bibcode=2005ApJ...635L..37R

|doi = 10.1086/499161

|arxiv = astro-ph/0511045}}<br />{{Cita pubblicazione

|autore=McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N.

|titolo=Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies

|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

|anno=2005

|volume=356 |numero=4|pp=979–997|bibcode=2005MNRAS.356..979M

|doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x

|arxiv = astro-ph/0410489}}</ref>

Ci sono probabilmente più di 100 miliardi (10¹¹) di [[galassia|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> {{sf|seppure l'analisi dei dati dei progetti "Hubble Deep Field" e "Hubble Ultra Deep Field" abbia portato a teorizzarne un numero compreso tra i 300 e i 500 miliardi}}. 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}}</ref> (10⁷) di [[stella|stelle]] fino alle galassie giganti con mille miliardi (10¹²) 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]] (3×10²³),<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=Vergano, Dan |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 (2x10¹²).<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|arxiv=1607.03909v2|doi=10.3847/0004-637X/830/2/83|p=83}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.theguardian.com/science/2016/oct/13/hubble-telescope-universe-galaxies-astronomy|titolo=Universe has two trillion more galaxies than previously thought|editore=The Guardian|data=13 ottobre 2016|accesso=14 ottobre 2016}}</ref><ref>{{Cita web|url=http://www.space.com/34382-universe-has-10-times-more-galaxies-hubble-reveals.html|titolo=The Universe Has 10 Times More Galaxies Than Scientists Thought|editore=space.com|data=13 ottobre 2016|accesso=14 ottobre 2016}}</ref>

[[File:Cosmological Composition - Pie Chart.png|thumb|upright=2|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 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|autore=N. Mandolesi, P. Calzolari, S. Cortiglioni, F. Delpino, G. Sironi|titolo=Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background|rivista=Letters to Nature|anno=1986 |volume=319|numero=6056|pp=751–753|doi= 10.1038/319751a0 |bibcode = 1986Natur.319..751M}}</ref> Tuttavia, su piccole scale di lunghezza, la materia si dispone in "grumi", raggruppandosi gerarchicamente: una gran quantità di [[atomo|atomi]] è presente nelle stelle, la maggior parte delle stelle si raggruppa in galassie, la maggior parte delle galassie in [[Gruppi e ammassi di galassie|ammassi, superammassi di galassie]] e, infine, si hanno [[Struttura a grande scala dell'universo|strutture a larga scala]] come la [[Grande muraglia (astronomia)|Grande muraglia]]. La materia osservabile dell'Universo è inoltre diffusa ''[[isotropia|isotropicamente]]'', il che significa che ogni regione del cielo ha all'incirca lo stesso contenuto.<ref>{{Cita web|cognome = Hinshaw|nome = Gary |data=29 novembre 2006|url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm.html|titolo = New Three Year Results on the Oldest Light in the Universe|editore = NASA WMAP|accesso=10 agosto 2006}}</ref>

L'universo è inoltre immerso in una [[radiazione elettromagnetica|radiazione]] a [[microonde]] altamente isotropica, che corrisponde ad un [[equilibrio termico]] con [[Spettro elettromagnetico|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 [[Fine della grandezza|supportato da osservazioni astronomiche]].

L'attuale [[densità]] globale dell'universo è molto bassa, circa 9,9 × 10⁻³⁰ grammi per centimetro cubo. Questa massa-energia sembra essere formata per il 68,3% da [[energia oscura]], il 26,8% da [[materia oscura fredda]] e il 4,9% da [[materia barionica|materia ordinaria]]. La densità in atomi è dell'ordine di un singolo atomo di idrogeno per ogni quattro metri cubi di volume.<ref name="NASA-20130321" /><ref>{{Cita web|cognome = Hinshaw|nome = Gary |data=10 febbraio 2006|url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101matter.html|titolo = What is the Universe Made Of?|editore = NASA WMAP|accesso=4 gennaio 2007}}</ref>

Le proprietà dell'energia oscura e della materia oscura sono in gran parte sconosciute. La materia oscura interagisce con il [[campo (fisica)|campo]] [[gravità|gravitazionale]] come la materia ordinaria, e quindi rallenta l'[[espansione metrica dello spazio|espansione dell'universo]]; al contrario, l'energia oscura [[universo in accelerazione|accelera la sua espansione]].

La stima più precisa dell'[[età dell'universo]] è di 13,798 ± 0,037 miliardi di anni, calcolata sulla base delle osservazioni della [[radiazione cosmica di fondo]] condotte con la sonda [[Planck Surveyor|PLANCK]].<ref name=planck /> 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

|autore = Krauss LM, Chaboyer B

|titolo =Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology

|rivista =[[Science]]

|volume = 299

|numero = 5603

|pp =65–69

|data=3 gennaio 2003

|doi =10.1126/science.1075631

|PMID =12511641|bibcode = 2003Sci...299...65K}}</ref>

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 (fisica)|spazio]] stesso si è [[espansione metrica dello spazio|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 [[universo in accelerazione|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|bibcode=2003ApJ...589...53H|doi = 10.1086/374415|arxiv = astro-ph/0302259}}<br />{{Cita pubblicazione|autore=C. Kobulnicky, E. D. Skillman|titolo=Chemical Composition of the Early Universe|rivista=Bulletin of the American Astronomical Society|anno=1997 |volume=29|pagina=1329|bibcode=1997AAS...191.7603K|cognome2=Skillman}}</ref>

L'universo sembra avere molta più [[Materia (fisica)|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|dataarchivio = 7 marzo 2004}}</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>

[[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 (fisica)|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]] [[spazio (fisica)|spaziali]] e da una [[tempo]]rale. 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|nome= Jean-Pierre

|cognome= Luminet

|coautori= Boudewijn F. Roukema

|titolo= Topology of the Universe: Theory and Observations

|conferenza = Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998

|anno= 1999

|arxiv = astro-ph/9901364

}}<br />{{Cita pubblicazione

|cognome = Luminet|nome = Jean-Pierre

|coautori = J. Weeks, A. Riazuelo, R. Lehoucq, J.-P. Uzan

|titolo = Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background

|rivista = [[Nature]]

|volume = 425|numero = 6958|pp = 593–595|anno=2003

|pmid = 14534579|arxiv = astro-ph/0310253

|doi =10.1038/nature01944

|bibcode = 2003Natur.425..593L}}</ref>

L'universo sembra seguire regolarmente un insieme di [[legge fisica|leggi]] e [[costante fisica|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, la materia è composta da tre generazioni di [[leptone|leptoni]] e [[Quark (particella)|quark]], entrambi [[fermione|fermioni]]. Queste [[particella elementare|particelle elementari]] interagiscono attraverso almeno tre [[interazioni fondamentali]]: l'[[interazione elettrodebole]] che comprende l'[[elettromagnetismo]] e la [[forza nucleare debole]], la [[forza nucleare forte]] descritta dalla [[cromodinamica quantistica]] e la [[gravità]], che, al momento, è descritta al meglio dalla [[relatività generale]]. Le prime due interazioni possono essere descritte da [[teoria quantistica|teorie quantistiche]] [[rinormalizzazione|rinormalizzate]], e sono mediate da [[bosone di gauge|bosoni di gauge]] ciascuno dei quali corrisponde a un particolare tipo di [[simmetria di gauge]].

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]].

=== 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|editore=Bantam Books|pagine=125|wkautore=Stephen Hawking|isbn=0-553-05340-X}}</ref><ref>{{Cita libro|anno=1999|titolo=Just Six Numbers|editore=HarperCollins Publishers|autore=Martin Rees|wkautore=Martin Rees|isbn=0-465-03672-4}}</ref> Non tutti gli scienziati concordano sul fatto che l'Universo sia "finemente regolato" (un ''[[fine-tuned Universe]]'' in [[lingua inglese|inglese]]).<ref name="adams">{{Cita pubblicazione|cognome=Adams|nome=F.C.|anno=2008|titolo=Stars in other universes: stellar structure with different fundamental constants|rivista= Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|numero=8|doi=10.1088/1475-7516/2008/08/010|arxiv=0807.3697|volume=2008|p=010|bibcode = 2008JCAP...08..010A}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Harnik|nome=R.|coautori=Kribs, G.D. and Perez, G.|anno=2006|titolo=A Universe without weak interactions|rivista=Physical Review D|volume=74|doi=10.1103/PhysRevD.74.035006|numero=3|arxiv=hep-ph/0604027|p=035006|bibcode = 2006PhRvD..74c5006H}}</ref>

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]]).

== Modelli storici di universo ==

Storicamente diverse cosmologie e cosmogonie si sono basate su narrazioni degli eventi fra antiche divinità. Le prime teorie di un universo impersonale governato da leggi fisiche risalgono agli antichi greci e indiani. Nei secoli, nuove invenzioni di strumenti per l'osservazione e scoperte nel campo dei moti dei corpi e della gravitazione portarono ad una sempre più accurata descrizione dell'universo. L'era moderna della cosmologia ebbe inizio nel [[1915]] con la [[Relatività generale|teoria della relatività generale]] di [[Albert Einstein|Einstein]], che rese possibile fare ipotesi quantitative sull'origine, l'evoluzione e la conclusione dell'intero universo. La più moderna ed accettata teoria sulla cosmologia si basa sulla relatività generale e, più nello specifico, sull'ipotesi del [[Big Bang]].

=== La Creazione ===

{{Vedi anche|Creazione (teologia)}}

Molte culture hanno storie che descrivono l'origine del mondo, le quali possono essere raggruppate sommariamente in tipologie comuni. Una di queste è la nascita del mondo da un [[uovo cosmico]]; esempi di storie relative a questa tipologia sono il poema epico [[Finlandia|finlandese]] ''[[Kalevala]]'', la storia [[Cina|cinese]] di [[Pangu]] e l'indiano [[Brahmanda Purana]]. La Creazione può venire provocata da una singola entità, la quale emana o produce qualcosa da essa stessa, come nel caso del [[Buddhismo tibetano]] ([[Adi-Buddha]]) o di [[Gea|Gaia]], del [[Mitologia azteca|mito azteco]] di [[Coatlicue]], della divinità [[Religione egizia|egiziana]] [[Atum]] o della [[Genesi]] [[ebraismo|ebraico]]-[[cristianesimo|cristiana]]. In altri tipi di storie, il mondo viene creato dall'unione di una divinità maschile e di una femminile, come nella narrazione mitologica [[Māori]] di [[Rangi e Papa]]. In altre storie ancora, l'universo è creato dalla lavorazione di "materiale" preesistente, come nella narrazione [[Mitologia babilonese|epica babilonese]] [[Enûma Eliš]], in quella [[Mitologia norrena|norrena]] del gigante [[Ymir]] e nella storia di [[Izanagi]] e [[Izanami]] della [[mitologia giapponese]]; altre volte l'universo ha origine da principi fondamentali: si vedano ad esempio [[Brahman]] e [[Prakṛti]], o lo [[Yin e yang|yin e lo yang]] del [[Tao]].

=== Modelli filosofici ===

{{Vedi anche|Presocratici|Fisica (Aristotele)|Cosmologia induista|Tempo}}

Dal VI secolo prima di Cristo, i [[Presocratici]] svilupparono il primo modello filosofico conosciuto dell'universo. Gli antichi filosofi greci notarono che l'apparenza poteva ingannare e che doveva essere compresa per delineare la realtà dietro l'apparenza stessa. In particolare, notarono l'abilità delle cose di mutare forma (come il ghiaccio, in acqua e poi in vapore) e diversi filosofi proposero che tutti gli apparentemente differenti materiali del mondo fossero forme diverse di un singolo materiale primordiale, chiamato [[Archè]]. Il primo a pensare ciò fu [[Talete]], il quale affermò che questo materiale era l'[[Acqua (elemento)|acqua]]. Uno studente di Talete, [[Anassimandro]], propose che ogni cosa provenisse dall'illimitato [[Ápeiron]]. [[Anassimene di Mileto]], invece, propose l'[[Aria (elemento)|aria]] come Arché, a causa delle sue qualità percepite attrattive e repulsive che le permetteva di condensarsi e dissociarsi in forme differenti.

[[Anassagora]] propose il principio dell'[[intelletto cosmico]] mentre [[Eraclito]] affermò che l'Arché fosse il [[Fuoco (elemento)|fuoco]] (e parlò anche di [[Logos]]). [[Empedocle]] propose quattro elementi: terra, acqua, aria e fuoco, dando così vita ad una credenza molto popolare. Come [[Pitagora]], [[Platone]] credeva che tutte le cose erano composte da [[Numero|numeri]], trasformando gli elementi di Empedocle in "[[Solido platonico|solidi]]". [[Leucippo]], [[Democrito]], e altri filosofi successivi - tra cui [[Epicuro]] -, proposero che l'universo fosse composto da elementi invisibili, gli [[Atomo|atomi]], i quali si muovono all'interno del [[Vuoto (astronomia)|vuoto]]. [[Aristotele]] invece non credeva che fosse possibile in quanto l'aria, come l'acqua, generava una [[Resistenza fluidodinamica|resistenza al moto]]. L'aria infatti si precipita a riempire un vuoto e, facendo ciò, il suo moto è indefinitivamente veloce e privo di resistenze.

Anche se Eraclito parla di cambiamenti eterni, [[Parmenide]], suo quasi contemporaneo, dà un radicale suggerimento, affermando che tutti i cambiamenti sono un'illusione e che la vera realtà è eternamente immutata e di una natura singola. Parmenide chiama questa realtà "[[Parmenide#L'Essere|Essere]]". La teoria di Parmenide sembrò implausibile a molti Greci ma un suo studente, [[Zenone di Elea]] sostenne questa teoria con diversi e famosi paradossi, i [[Paradossi di Zenone]]. [[Aristotele]] rispose a questi paradossi sviluppando la nozione di una potenziale infinità numerabile, un esempio della quale è il concetto di continuo infinitamente divisibile. Diversamente dall'eterno e immutabile ciclo del tempo, egli credeva che il mondo fosse delimitato da sfere celesti.

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.<!--|lingua=it-->|lingua=en}}</ref> Nel V secolo d.C., 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.<ref>Stcherbatsky, F. Th. (1930, 1962), ''Buddhist Logic'', Volume 1, p. 19, Dover, New York:

{{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').<!--|lingua=it-->|lingua=en}}</ref>

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 [[Kalam|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>

:"Un infinito attuale non può esistere."

:"Un infinito regresso temporale di eventi è un infinito attuale."

:<math>\Rightarrow</math> "Un infinito regresso temporale di eventi non può esistere."

La seconda argomentazione "argomenta dell'impossibilità di completare un infinito attuale con un'adduzione successiva":<ref name=Craig/>

:"Un infinito attuale non può essere completato da una successiva aggiunta."

:"Le serie temporali dei passati esempi è stata completata da aggiunte successive."

:<math>\Rightarrow</math> "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]].<ref name=Craig/>

=== Modelli astronomici ===

{{vedi anche|Storia dell'astronomia}}

[[File:Aristarchus working.jpg|thumb|Calcoli di [[Aristarco di Samo|Aristarco]] su Sole, Terra e Luna, da una copia greca del X secolo d.C.]]

Dei primi modelli astronomici dell'universo furono proposti dagli [[Astronomia babilonese|astronomi babilonesi]] che vedevano l'universo come un [[Terra piatta|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 (filosofia)|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 [[Scuola pitagorica|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 [[moto di rivoluzione|rivoluzionano]] in un moto uniforme circolare.<ref>Boyer, C. ''A History of Mathematics.'' Wiley, p. 54.</ref> L'[[Astronomia greca|astronomo greco]] [[Aristarco di Samo]] fu il primo a proporre un modello [[Sistema eliocentrico|eliocentrico]]. Anche se il testo originale è stato perso, un riferimento in un testo di Archimede descrive la teoria eliocentrica di Aristarco. [[Archimede]] scrive:

{{Citazione|Tu Re Gelone sei consapevole che l<nowiki>'</nowiki>'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<nowiki>'</nowiki>'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:

{{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 [[Astronomia greca|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]] |pagine=135–6|isbn=0-7914-1515-5 }}</ref>

[[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.]]

Il modello aristotelico fu accettato nel [[Civiltà occidentale|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.

{{Citazione|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 a.C.]]), [[Eraclide Pontico]] (circa [[350 a.C.]]) 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]]).<ref>Misner, Thorne and Wheeler (1973), p. 754.</ref> 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.{{Citazione necessaria}} La prima [[Ricerca empirica|prova empirica]] della rotazione della Terra, ottenuta osservando le [[Cometa|comete]], fu data da [[Nasir al-Din al-Tusi]] ([[1201]] - [[1274]]) e da [[Ali Qushji]] ([[1403]] - [[1474]]).{{Citazione necessaria}}

[[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|pagine = 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|isbn = 978-0-262-54003-2}}</ref> 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]].<ref>{{en}}{{Cita pubblicazione|autore = Olbers HWM|anno = 1826|titolo = Unknown title|rivista = Bode's Jahrbuch|volume = 111|linkautore = Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers}}. Riportato nell'Appendice I 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|isbn = 978-0-262-54003-2}}</ref> 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.<ref name = "Misner-p755"/> Questa instabilità fu chiarita nel [[1902]] dal criterio dell'[[instabilità di Jeans]].<ref>{{en}}{{Cita pubblicazione|cognome=Jeans|nome=J. H.|anno=1902|titolo=The Stability of a Spherical Nebula|rivista=Philosophical Transactions Royal Society of London, Series A|volume=199|pp=1–53|numero=312–320|doi=10.1098/rsta.1902.0012|bibcode=1902RSPTA.199....1J|jstor=90845|url=http://maeresearch.ucsd.edu/~cgibson/Documents2007/PapersAList%20copy/MiscellaneousPapers/Jeans1902.pdf|formato=PDF|accesso=17 marzo 2011|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20110720075626/http://maeresearch.ucsd.edu/~cgibson/Documents2007/PapersAList%20copy/MiscellaneousPapers/Jeans1902.pdf|dataarchivio=20 luglio 2011}}</ref> Una soluzione a questo paradosso è l'[[Carl Charlier|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]].<ref>Rindler, p. 196; Misner, Thorne, and Wheeler (1973), p. 757.</ref> Un avanzamento astronomico significativo del [[XVIII secolo]] si ebbe con le [[Nebulosa|nebulose]], su cui discussero anche [[Thomas Wright (astronomo)|Thomas Wright]] e [[Immanuel Kant]].<ref>Misner, Thorne and Wheeler, p. 756.</ref>

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 = A|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>

== La modellizzazione teorica dell'universo ==

[[File:Cassini-science-br.jpg|thumb|Test ad alta precisione della relatività generale della sonda [[Missione spaziale Cassini-Huygens|Cassini]] (elaborazione artistica): i segnali [[radio (elettronica)|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 [[Forza nucleare forte|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 ===

{{Torna a|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 [[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 metrica dello spazio|espansione dell'universo]]. Anche se molti scienziati, incluso Einstein, hanno sostenuto che ''Λ'' fosse uguale a zero,<ref>{{de}}{{Cita pubblicazione|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 />{{en}}{{Cita pubblicazione|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|pmc = 1076193|bibcode = 1932PNAS...18..213E}}</ref> 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.<ref>{{en}} [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/12/text/ Hubble Telescope news release]. Hubblesite.org (2004-02-20). Retrieved on 2011-11-28.</ref> Studi preliminari suggeriscono che l'energia oscura corrisponde ad un ''Λ'' positivo, anche se teorie alternative non si possono ancora escludere.<ref>{{en}}{{Cita news|url = http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6156110.stm|pubblicazione=BBC News|titolo=Mysterious force's long presence|data=16 novembre 2006}}</ref> Il [[fisico]] russo [[Jakov Borisovič Zel'dovič]] ha suggerito che ''Λ'' sia una misura di [[energia di punto zero]] associata con [[Particella virtuale|particelle virtuali]] della [[teoria quantistica dei campi]], una diffusa [[energia del vuoto]] che esiste ovunque, anche nello spazio vuoto.<ref>{{en}}{{Cita pubblicazione|autore = Zel'dovich YB|anno = 1967|titolo = Cosmological constant and elementary particles|rivista = Zh. Eksp. & Teor. Fiz. Pis'ma|volume = 6|pp = 883–884|linkautore = Yakov Borisovich Zel'dovich}} English translation in ''Sov. Phys.&nbsp;— JTEP Lett.'', '''6''', pp. 316–317 (1967).</ref> Prova di questa energia di punto zero sarebbe osservabile nell'[[effetto Casimir]].

=== La risoluzione dell'equazione di campo di Einstein ===

{{Vedi anche|Equazioni di Friedmann|Big Bang|Destino ultimo dell'universo}}

[[File:Closed Friedmann universe zero Lambda.ogg|thumb|Animazione rappresentante l'[[Espansione metrica dello spazio|espansione metrica dell'universo]]]]

Le distanze fra le galassie aumentano con il passare del tempo ([[legge di Hubble]]).<ref>Hubble, Edwin, "[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1929PNAS...15..168H&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=42ca922c9c30954 A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae]" (1929) ''Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America'', Volume 15, March 15, 1929: Issue 3, pp. 168-173, communicated January 17, 1929 ([http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168 Full article], PDF)</ref> L'animazione a fianco illustra un [[universo chiuso]] di Friedman con [[costante cosmologica]] Λ uguale a zero.

Le [[equazione di campo di Einstein|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 [[dimensione|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 [[Difetto (geometria)|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 [[geometria non euclidea|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 [[omogeneità (fisica)|omogeneo]] e [[isotropia|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 | bibcode=1927ASSB...47...49L }}. Partially translated (the translator remains unidentified) in {{Cita pubblicazione | cognome=Lemaître | nome=Georges | linkautore=Georges Lemaître | titolo=Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and increasing radius accounting for the radial velocity of extra-galactic nebulæ | anno=1931 | rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume=91 | pp=483–490 | bibcode=1931MNRAS..91..483L }}.</ref>

:<math>

ds^2 = -c^{2} dt^2 +

R(t)^2 \left( \frac{dr^2}{1-k r^2} + r^2 d\theta^2 + r^2 \sin^2 \theta \, d\phi^2 \right)

</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 [[Universo#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 [[equazioni di Friedmann|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|bibcode = 1922ZPhy...10..377F|linkautore = Aleksandr Aleksandrovič Friedman}}</ref>

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 [[isotropia|isotropo]], con curvatura positiva (''k'' = 1), e con un preciso valore di densità uguale dappertutto; quest'osservazione fu fatta da [[Albert Einstein|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&nbsp;798&nbsp;000&nbsp;000 di anni fa e non si sono mai mosse [[velocità superluminale|più velocemente della luce]].

La seconda caratteristica è che tutte le soluzioni suggeriscono la presenza nel passato di una [[singolarità gravitazionale]]: quando ''R'' [[limite (matematica)|va a]] [[0 (numero)|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.

{| class="toccolours" style="float: left; margin-left: 1em; margin-right: 2em; font-size: 85%; background:#FFFDD0; color:black; width:30em; max-width: 35%;" cellspacing="5"

| style="text-align: left;"|

Lo spazio non ha confini&nbsp;– questo è empiricamente più sicuro di qualsiasi osservazione esterna. Tuttavia, ciò non significa che lo spazio sia infinito ... (dal [[lingua tedesca|tedesco]])

|-

| style="text-align: left;"|[[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 [[anno luce|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 [[3-sfera|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 (geometria)|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 (fisica)|spazio]] riapparirebbe in un altro punto dello stesso Universo.

[[File:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|thumb|upright=2.7|center|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 o a -1, l'Universo si espanderebbe all'infinito ([[Morte termica dell'universo|Big Freeze]]), raffreddandosi fino a diventare inospitale per tutte le forme di vita, le stelle si spegnerebbero e la materia finirebbe in [[buco nero|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 ===

{{Vedi anche|Big Bang|Cronologia del Big Bang|Nucleosintesi|Modello Lambda-CDM}}

Il modello prevalente del Big Bang tiene conto di molte delle [[#Dimensioni.2C et.C3.A0.2C contenuti.2C struttura.2C e leggi|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 [[lunghezza d'onda|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]].

[[File:Primordial nucleosynthesis.svg|thumb|upright=1.8|Principali reazioni nucleari responsabili delle [[abbondanza chimica|abbondanze relative]] dei [[nucleo atomico|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 (fisica)|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 [[particella elementare|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 [[protone|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 (fisica)|plasma]] di [[elettrone|elettroni]] negativi, [[neutrini]] neutri e nuclei positivi. Le [[Reazione nucleare|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 (fisica)|materia]] sull'[[antimateria]] era presente alla creazione dell'Universo, o si sviluppò poco dopo, probabilmente a causa della [[violazione di CP]] osservata dai [[fisica delle particelle|fisici delle particelle]]. Anche se materia e antimateria si sono in gran parte annientate l'una con l'altra, producendo [[fotone|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 ===

{{Vedi anche|Multiverso|Interpretazione a molti mondi|Teoria delle bolle|selezione naturale cosmologica|Dimensione parallela}}

[[File:Multiverse - level II.svg|thumb|Rappresentazione di un [[multiverso]] di sette [[Multiverso#Teoria delle "bolle" o universo a inflazione caotica|universi "bolla"]], che sono [[spaziotempo|spazio-tempi]] continui separati, ciascuno con diverse [[legge fisica|leggi fisiche]], [[costante fisica|costanti fisiche]], e forse anche un diverso numero di [[dimensione|dimensioni]] e diverse [[topologia|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.<ref name="EllisKS03" /><ref>{{Cita pubblicazione|autore = Munitz MK|anno = 1959|titolo = One Universe or Many?|rivista = Journal of the History of Ideas|volume = 12|pp = 231–255|doi = 10.2307/2707516|numero = 2|jstor = 2707516}}</ref> Le teorie scientifiche sul multiverso si distinguono da concetti come [[piano (esoterismo)|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.<ref>Misner, Thorne and Wheeler (1973), p.753.</ref>

[[Max Tegmark]] ha sviluppato uno [[Multiverso#Ipotesi del Multiverso nella fisica|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 [[Multiverso#Teoria delle "bolle" o universo a inflazione caotica|inflazione caotica]].<ref name="chaotic_inflation">{{Cita pubblicazione|autore = Linde A.|anno = 1986|titolo = Eternal chaotic inflation|rivista = Mod. Phys. Lett.|volume = A1|numero = 2|pp = 81–85|bibcode = 1986MPLA....1...81L |doi=10.1142/S0217732386000129|linkautore = Andrei Linde}}<br />{{Cita pubblicazione|autore = Linde A.|anno = 1986|titolo = Eternally existing self-reproducing chaotic inflationary Universe|rivista = Phys. Lett.|volume = B175|numero=4|pp=395–400|url=http://www.stanford.edu/~alinde/Eternal86.pdf |formato=PDF|accesso=17 marzo 2011|doi = 10.1016/0370-2693(86)90611-8 |bibcode = 1986PhLB..175..395L|linkautore = Andrei Linde}}</ref>

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 [[Multiverso#Universi a multi-dominio .28nell.27interpretazione di Ellis.2C Koechner e Stoeger.29|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 10^10¹¹⁵ metri.<ref name="TegmarkPUstaple">{{Cita pubblicazione|pmid=12701329|titolo=Parallel universes. Not just a staple of science fiction, other universes are a direct implication of cosmological observations|autore=Tegmark M.|rivista= Scientific American|anno= 2003|volume=288|numero=5|pp=40–51|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=parallel-universes|doi=10.1038/scientificamerican0503-40}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione |autore=Tegmark, Max |rivista=In "Science and Ultimate Reality: from Quantum to Cosmos", honoring John Wheeler's 90th birthday. J. D. Barrow, P.C.W. Davies, & C.L. Harper eds. Cambridge University Press (2003) |titolo=Parallel Universes |anno=2003 |arxiv=astro-ph/0302131|bibcode = 2003astro.ph..2131T |p=2131}}</ref>

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 ==

{{vedi anche|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 [[geometria|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 [[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 [[coordinate comoventi|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 [[Metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker|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|cognome = Luminet|nome = Jean-Pierre|linkautore = Jean-Pierre Luminet|coautori = Jeff Weeks, Alain Riazuelo, Roland Lehoucq, Jean-Phillipe Uzan|titolo = Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background|rivista = Nature|volume = 425|numero =6958|pp = 593–5|data=9 ottobre 2003|arxiv = astro-ph/0310253|doi = 10.1038/nature01944|pmid = 14534579|bibcode = 2003Natur.425..593L}}</ref><ref name="RBSG08">{{Cita pubblicazione|cognome =Roukema|nome =Boudewijn|coautori = Zbigniew Buliński, Agnieszka Szaniewska, Nicolas E. Gaudin|titolo =A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data|rivista = Astronomy and Astrophysics|volume =482|numero = 3|p =747|anno = 2008|arxiv =0801.0006|doi =10.1051/0004-6361:20078777|bibcode=2008A&A...482..747L}}</ref> e il [[Corno di Picard]].<ref name="Aurich0403597">{{Cita pubblicazione|cognome =Aurich|nome =Ralf|coautori =Lustig, S., Steiner, F., Then, H.|titolo =Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy|rivista =Classical and Quantum Gravity|volume =21|numero = 21|pp =4901–4926|anno =2004 |doi = 10.1088/0264-9381/21/21/010 |arxiv=astro-ph/0403597|bibcode=2004CQGra..21.4901A}}</ref> 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'[[Planck Surveyor|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|Storia della sua osservazione]].

== Destino dell'universo ==

{{vedi anche|Universo#La risoluzione dell'equazione di campo di Einstein|Destino ultimo dell'universo}}

== Note ==

<references/>

{{Note strette}}

== 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|bibcode = 1987NYASA.500..525V|rivista = Annals of the New York Academy of Sciences|volume = 500|numero = 1|pp = 525–545}}

* {{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|pagine=358–397|isbn=978-0-08-018176-9}}

* 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 Stephen Thorne|Thorne, Kip]], [[John Archibald Wheeler|Wheeler, J.A.]]|titolo = Gravitation|città = San Francisco|editore = W. H. Freeman|anno = 1973|pagine = 703–816|isbn = 978-0-7167-0344-0}}

* {{Cita libro|autore = Rindler, W.|anno = 1977|titolo = Essential Relativity: Special, General, and Cosmological|editore = Springer Verlag|città = New York|pagine = 193–244|wkautore = Wolfgang Rindler|isbn = 0-387-10090-3}}

=== Altre letture ===

* {{Cita libro|autore = Weinberg, S.|anno = 1993|titolo = The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe|edizione = 2nd updated|editore = Basic Books|città = New York|oclc = 28746057|wkautore = Steven Weinberg|isbn = 978-0-465-02437-7}} For lay readers.

* {{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|isbn=978-0-521-51484-2}}

== Voci correlate ==

{{div col}}

* [[Big Bang]]

* [[Big Crunch]]

* [[Big Bounce]]

* [[Big Rip]]

* [[Cosmologia (astronomia)]]

* [[Cronologia del Big Bang]]

* [[Destino ultimo dell'universo]]

* [[Forma dell'universo]]

* [[Multiverso]]

* [[Principio di conservazione]]

* [[Storia dell'universo]]

* [[Struttura a grande scala dell'universo]]

* [[Dimensione parallela]]

{{div col end}}

== Altri progetti ==

{{interprogetto|preposizione=sull'|wikt=universo}}

== Collegamenti esterni ==

* {{Collegamenti esterni}}

* {{cita web|http://www.space.com/scienceastronomy/age_universe_030103.html|Pagina sull'età dell'universo|lingua=en}}

* [http://www.disf.org/Voci/120.asp Universo] una voce del [https://web.archive.org/web/20131013231445/http://www.disf.org/default.asp dizionario DISF] che affronta il tema sotto diversi punti di vista

* {{cita web|http://www.daringtodo.com/lang/it/2010/07/06/la-prima-immagine-delluniverso-scattata-dal-telescopio-planch/|La prima immagine dell'Universo “scattata” dal telescopio Planck}}

* {{cita web|autore=Cary and Michael Huang|url=http://htwins.net/scale2/|titolo=Scale of Universe|10 febbraio 2012|lingua=en}} Mappa interattiva dell'Universo.

* {{en}}[http://www.pbs.org/wnet/hawking/html/home.html ''Stephen Hawking's Universe'']&nbsp;– Why is the Universe the way it is?

* {{cita web|http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html|Cosmology FAQ|lingua=en}}

* {{cita web|1=http://www.shekpvar.net/~dna/Publications/Cosmos/cosmos.html|2=Cosmos&nbsp;– An "illustrated dimensional journey from microcosmos to macrocosmos"|lingua=en|accesso=1 aprile 2012|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080412094332/http://www.shekpvar.net/~dna/Publications/Cosmos/cosmos.html#|dataarchivio=12 aprile 2008|urlmorto=sì}}

* {{cita web|http://www.co-intelligence.org/newsletter/comparisons.html|Illustration comparing the sizes of the planets, the sun, and other stars|lingua=en}}

* {{en}}[https://web.archive.org/web/20101225211703/http://www.slate.com/id/2087206/nav/navoa/ My So-Called Universe]&nbsp;– Arguments for and against an infinite and parallel universes

* {{en}}[http://cosmology.lbl.gov/talks/Ho_07.pdf The Dark Side and the Bright Side of the Universe] Princeton University, Shirley Ho

* {{en}}[http://www.atlasoftheuniverse.com/ Richard Powell: ''An Atlas of the Universe'']&nbsp;– Images at various scales, with explanations

* {{cita web|url=http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=1142346|titolo=Multiple Big Bangs|lingua=en}}

* {{cita web|http://www.exploreuniverse.com/ic/|Universe&nbsp;– Space Information Centre|lingua=en}}

* {{en}}[http://www.nasa.gov/topics/Universe/index.html Exploring the Universe] at Nasa.gov

* {{Treccani|universo}}

* (IT) [http://video.corriere.it/ecco-quanto-siamo-piccoli-rispetto-all-universo/92fa7e58-5a9a-11e6-bfed-33aa6b5e1635 Quanto piccoli siamo rispetto all'universo]

=== Video ===

* {{en}}[http://www.youtube.com/embed/17jymDn0W6U The Known Universe] dall'[[American Museum of Natural History]]

* {{en}}[http://www.youtube.com/embed/0fKBhvDjuy0 Understand The Size Of The Universe] – dal documentario ''[[Powers of Ten]]''

* {{cita web|url=http://www.youtube.com/watch?v=08LBltePDZw|titolo=3-D Video (01:46) – Over a Million Galaxies of Billions of Stars each – BerkeleyLab/animated|lingua=en}}

{{Universo}}

{{Posizione della Terra nell'universo}}

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