Universo: differenze tra le versioni
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{{nota disambigua}}
[[File:Componenti universo.png|thumb|upright=1.8|L'universo e i suoi componenti]]
L{{'}}'''universo''' è comunemente definito come l'insieme di tutto lo [[spazio (fisica)|spazio]] e di tutto ciò che contiene,<ref>{{Cita libro|url=http://www.yourdictionary.com/Universe|titolo=Universe|
</ref><ref>
{{Cita web |url=https://www.britannica.com/science/universe |sito=Encyclopedia Britannica |titolo=Universe |citazione=the whole cosmic system of matter and energy of which Earth, and therefore the human race, is a part}}
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L'osservazione [[scienza|scientifica]] dell'universo, la cui [[Universo osservabile|parte osservabile]] ha un diametro di circa 93 miliardi di [[anno luce|anni luce]],<ref name=lineweaver>{{Cita web|
Osservazioni di [[supernove]] hanno dimostrato che l'Universo, almeno nella sua zona osservabile, sembra espandersi a un [[Universo in accelerazione|ritmo crescente]], e una serie di modelli sono sorti per prevederne il [[Destino ultimo dell'universo|destino finale]]. I [[fisico|fisici]] sono incerti su che cosa abbia preceduto il Big Bang; molti si rifiutano di speculare, dubitando che si potranno mai trovare informazioni relative allo stato originario. Alcuni propongono modelli di [[universo oscillante|universo ciclico]], altri descrivono uno [[stato di Hartle-Hawking|stato iniziale senza confini]], da cui è emerso e si è espanso lo [[spaziotempo]] al momento del Big Bang
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>
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[[Isaac Newton]], l’universo è stato concepito come un insieme governato da leggi
universali, nel quale spazio, tempo, materia ed energia sono collegati in un quadro
quantitativo e predictive.<ref>{{Cita libro|autore=Thomas S. Kuhn|titolo=The Structure of Scientific Revolutions|url=https://archive.org/details/structureofscien0000thom|editore=University of Chicago Press|anno=1962|p=[https://archive.org/details/structureofscien0000thom/page/n47 30]}}</ref><ref>{{Cita libro|autore=Isaac Newton|titolo=Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica|url=https://archive.org/details/philosophiae-naturalis-principia-mathematica|anno=1687}}</ref>
Nella
== Concettualizzazioni dell’universo ==
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La definizione dell’universo come “realtà” si colloca all’incrocio tra scienza, filosofia e teologia.
In ambito filosofico, l’universo viene tradizionalmente considerato come la totalità di tutto ciò che esiste: spazio, tempo, materia ed energia. Fin dall’antichità, pensatori come Aristotele lo concepivano come un sistema ordinato e intelligibile, governato da principi razionali. Questo approccio si è evoluto nel tempo, fino ad arrivare alle posizioni contemporanee che discutono, ad esempio, tra [[realismo scientifico]] e [[Costruttivismo (filosofia)|costruttivismo]] riguardo alla natura ultima della realtà.<ref>{{Cita web|url=https://sisri.it/doc/201205_TracciaRelazione.pdf|titolo=Concezioni del cosmos tra scienza e filosofia|accesso=12 dicembre 2024}}</ref><ref name="disf.org">{{Cita web|url=https://disf.org/educational/percorso-tematico/visioni-e-concezioni-della-natura-fra-scienza-filosofia-e-teologia|titolo=Visioni e concezioni della natura fra scienza, filosofia e teologia|accesso=12 dicembre 2024}}</ref>
Dal punto di vista scientifico, l’universo è studiato attraverso [[Modello (scienza)|modelli fisici e matematici]] che cercano di descriverne l’origine e la struttura, come la teoria del Big Bang e la [[relatività generale]]. Tuttavia, la scienza moderna distingue chiaramente tra universo osservabile — cioè ciò che possiamo misurare e analizzare con strumenti e teorie — e una realtà più ampia che potrebbe estendersi oltre i limiti dell’osservazione attuale.<ref name="acronico.it">{{Cita web|url=https://www.acronico.it/2018/12/12/cosmologia-tra-metafisica-e-scienza/|titolo=Cosmologia: tra metafisica e scienza|accesso=12 dicembre 2024}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.issrmarvelli.it/wp-content/uploads/2018/05/SCIENZA-E-FEDE-slides-Prof.-M.-Bonato.pdf|titolo=Cos’è l’universo e come lo conosciamo?|accesso=12 dicembre 2024}}</ref>
La [[teologia]], infine, propone un’interpretazione dell’universo come frutto di un atto creatore. Nelle tradizioni [[giudaico]]-[[Cristiano (religione)|cristiane]], ad esempio, l’universo viene inteso come “creato dal nulla” (*ex nihilo*) da un essere [[Trascendenza|trascendente]], dotato di [[intenzionalità]] e [[intelletto]]. Questo punto di vista introduce una dimensione [[metafisica]] che si affianca ma non si sovrappone alla descrizione scientifica, ponendo questioni sull’origine, il fine e il significato del cosmo.<ref name="disf.org" /><ref name="officinafilosofica.it">{{Cita web|url=https://www.officinafilosofica.it/filosofia-e-scienza-alla-ricerca-della-verita-assoluta/|titolo=Filosofia e scienza: alla ricerca della Verità assoluta|accesso=12 dicembre 2024}}</ref>
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=== Universo come spazio-tempo ===
{{Vedi anche|Spaziotempo}}
L’Universo può essere definito come un continuo spazio-temporale, ovvero l’insieme delle dimensioni di spazio e tempo intimamente connesse, entro cui si svolgono tutti i fenomeni fisici. Questa definizione trova fondamento nella teoria della relatività generale di [[Albert Einstein]], la quale descrive lo spazio-tempo non come entità separate, ma come un’unica struttura deformabile dalla presenza di [[Massa (fisica)|massa]] ed energia. Tali deformazioni si manifestano come gli [[Gravitazione|effetti gravitazionali]] che percepiamo quotidianamente.
Secondo questo modello, l’Universo non è semplicemente la somma di uno spazio [[tridimensionale]] e di un tempo unidimensionale, ma una realtà unificata e interdipendente. Gli eventi non sono infatti determinati solo dalla loro posizione nello spazio (altezza, lunghezza e profondità), ma anche dalla loro collocazione nel tempo. Per descrivere accuratamente la realtà fisica, è dunque indispensabile considerare simultaneamente le quattro [[dimensioni]].
Questa visione dello spazio-tempo unificato ha ricevuto conferme importanti da osservazioni cosmologiche. Tra queste vi sono la [[radiazione cosmica di fondo]] e la scoperta dell’[[Universo in espansione accelerata|espansione accelerata dell’Universo]], fenomeni che risultano comprensibili soltanto se si ammette che lo spazio-tempo sia una struttura dinamica, influenzata dalla presenza di materia oscura, energia oscura e campi gravitazionali.<ref name="
=== Universo come realtà osservabile ===
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Questa concezione si basa sul [[Modello Lambda-CDM|modello cosmologico standard]], secondo cui l’universo non è statico, bensì in continua espansione. Tale espansione ci consente di osservare galassie e altre strutture cosmiche in differenti fasi evolutive. Ciononostante, dobbiamo riconoscere un limite invalicabile: oltre il cosiddetto [[orizzonte cosmologico]], non è possibile ottenere informazioni dirette, anche se si ritiene plausibile che vi siano materia ed energia che esistono al di là di ciò che possiamo vedere o misurare.<ref>{{Cita web|url=https://www.geopop.it/luniverso-definizione-origine-espansione-ed-evoluzione/|titolo=L’Universo, l'insieme di tutto ciò che esiste: definizione, origine, espansione ed evoluzione|accesso=12 dicembre 2024}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.passioneastronomia.it/luniverso-come-e-nato-da-cosa-e-formato-e-quanto-e-grande//|titolo=L'Universo: come è nato, da cosa è formato e quanto è grande|accesso=12 dicembre 2024}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.iltascabile.com/scienze/orizzonte-universo/|titolo=L’orizzonte dell’universo|accesso=12 dicembre 2024}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.scienzaeconoscenza.it/blog/scienza_e_fisica_quantistica/che-cosa-intendiamo-per-universo|titolo=Che cosa intendiamo per Universo?|accesso=12 dicembre 2024}}</ref>
==== Dimensioni, età, contenuti, struttura e leggi ====
{{vedi anche|Struttura a grande scala dell'universo|Età dell'universo|Abbondanza degli elementi chimici}}
[[File:Cosmological Composition - Pie Chart Italian.jpg|thumb|upright=2.4|Si crede che l'universo sia per lo più composto da energia oscura e materia oscura, entrambe al momento poco conosciute. La materia ordinaria costituisce meno del 5% dell'Universo.]]
La regione dell'Universo visibile dalla Terra (l'universo osservabile) è una sfera con un raggio di circa 46 miliardi di anni luce.<ref name=lineweaver/> Per confronto, il diametro di una galassia tipica è di 30.000 anni luce, e la distanza tipica tra due galassie vicine è invece di 3 milioni di anni-luce.<ref>Rindler (1977), p.196.</ref> Ad esempio, la Via Lattea ha un diametro di circa 100.000 anni luce,<ref>{{Cita web|cognome = Christian|nome = Eric|cognome2= Samar|nome2= Safi-Harb|titolo = How large is the Milky Way?|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980317b.html|accesso=28 novembre 2007}}</ref> e la galassia più vicina a noi, [[Galassia di Andromeda|Andromeda]], si trova approssimativamente a 2,5 milioni di anni luce da noi.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, E.L. Fitzpatrick, R.W. Hilditch, F. Edward|titolo=First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy|rivista=Astrophysical Journal|anno=2005|volume=635|numero=1|pp=L37–L40|doi = 10.1086/499161}}<br />{{Cita pubblicazione|autore1= A.W. McConnachie|autore2=M.J. Irwin |autore3= A.M.N. Ferguson|autore4= R.A. Ibata|autore5= G.F. Lewis|autore6=N. Tanvir|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|doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x}}</ref>
Ci sono probabilmente più di 100 miliardi (10<sup>11</sup>) di galassie nell'universo osservabile,<ref>{{Cita web|cognome = Mackie|nome = Glen |data=1º febbraio 2002|url = http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html|titolo = To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand|editore = Swinburne University|accesso=20 dicembre 2006}}</ref> Le galassie tipiche vanno dalle [[galassia nana|galassie nane]] con un minimo di dieci milioni<ref>{{Cita web|data = 3 maggio 2000|url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html|titolo = Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy|editore = ESO|accesso = 3 gennaio 2007|urlarchivio = https://archive.is/20120729/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html|urlmorto = sì}}</ref> (10<sup>7</sup>) di stelle fino alle galassie giganti con mille miliardi (10<sup>12</sup>) di stelle,<ref name="M101">{{Cita web|data=28 febbraio 2006|url = http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html|titolo = Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View|editore = NASA|accesso=3 gennaio 2007}}</ref> le quali orbitano tutte attorno al [[centro di massa]] della loro galassia. Uno studio del 2010 stima il numero di stelle dell'universo osservabile in 300.000 [[trilione|trilioni]] (3×10<sup>23</sup>),<ref>{{Cita news |url=http://www.usatoday.com/tech/science/space/2010-12-01-dwarf-stars_N.htm |titolo=Universe holds billions more stars than previously thought |autore=Dan Vergano|data=1º dicembre 2010 |pubblicazione= [[USA Today]] |accesso=14 dicembre 2010}}</ref> mentre uno studio del 2016 ipotizza che il numero totale di galassie nell'universo osservabile, comprese quelle troppo piccole per essere rilevate dagli attuali telescopi, sia di 2000 miliardi (2x10<sup>12</sup>).<ref name="Conselice">{{Cita pubblicazione|titolo=The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications|autore=Christopher J. Conselice et al|rivista=The Astrophysical Journal|volume=830|numero=2|anno=2016|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>
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|autore1=N. Mandolesi | autore2= P. Calzolari | autore3= S. Cortiglioni | autore4= F. Delpino | autore5= 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}}</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 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 a [[microonde]] altamente isotropica, che corrisponde ad un [[equilibrio termico]] con spettro di [[corpo nero]] di circa 2,725 [[kelvin]].<ref>{{Cita web|cognome = Hinshaw|nome = Gary |data=15 dicembre 2005|url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101bbtest3.html|titolo = Tests of the Big Bang: The CMB|editore = NASA WMAP|accesso=9 gennaio 2007}}</ref> L'ipotesi secondo cui l'Universo sia omogeneo e isotropo su grandi scale è nota come [[principio cosmologico]],<ref>Rindler (1977), p. 202.</ref> che è supportato da osservazioni astronomiche.
L'attuale [[densità]] globale dell'universo è molto bassa, circa 9,9 × 10<sup>−30</sup> 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>
L'[[energia oscura]] è una forma sconosciuta di energia che permea l'universo e che sembra essere responsabile dell'espansione accelerata dello spazio. Nonostante la sua natura rimanga misteriosa, le osservazioni indicano chiaramente che essa costituisce la forza dominante che guida l'accelerazione cosmica.<ref>{{Cita web|url=https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy/|titolo=What is Dark Energy?|sito=NASA Science|editore=NASA|lingua=en|accesso=12 giugno 2025}}</ref>
La stima più precisa dell'[[età dell'universo]] è di 13,787 ± 0,020 miliardi di anni, calcolata sulla base delle osservazioni della radiazione cosmica di fondo condotte con la sonda PLANCK.<ref name=planck2020/> Stime indipendenti (sulla base di misurazioni come la datazione radioattiva) convergono anch'esse su 13-15 miliardi di anni.<ref>{{Cita web|autore = Wright EL|titolo =Age of the Universe|editore =[[Università della California, Los Angeles|UCLA]]|anno = 2005|url = http://www.astro.ucla.edu/~wright/age.html|accesso=8 gennaio 2007}}<br />{{Cita pubblicazione|autore1 = Lawrence M. Krauss | autore2= B. Chaboyer|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}}</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 stesso si è espanso. Questa espansione spiega come sulla Terra si possa osservare la luce proveniente da una galassia lontana 30 miliardi di anni luce, anche se la luce ha viaggiato per 13 miliardi di anni: lo spazio si è ampliato. Questa espansione è coerente con l'osservazione che la luce proveniente da galassie lontane ha subito lo spostamento verso il rosso: la [[lunghezza d'onda]] dei [[fotone|fotoni]] emessi è stata "stirata" e dunque aumentata, con un conseguente abbassamento della loro [[frequenza]], durante il loro viaggio. Sulla base di studi di [[Supernova di tipo Ia|supernovae di tipo Ia]], corroborati anche da altri dati, il tasso di questa espansione spaziale è in accelerazione.
Le [[Abbondanza chimica|frazioni relative]] di diversi [[elemento chimico|elementi chimici]] - in particolare degli atomi più leggeri, come [[idrogeno]], [[deuterio]] e [[elio]] - sembrano identiche in tutto l'universo e in tutta la sua storia osservabile.<ref>{{Cita web|cognome = Wright|nome = Edward L. |data=12 settembre 2004|url = http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBNS.html|titolo = Big Bang Nucleosynthesis|editore = UCLA|accesso=5 gennaio 2007}}<br />{{Cita pubblicazione|autore=M. Harwit, M. Spaans|titolo=Chemical Composition of the Early Universe|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2003 |volume=589 |numero=1|pp=53-57|doi = 10.1086/374415}}<br />{{Cita pubblicazione|autore1=C. Kobulnicky | autore2= E. D. Skillman|titolo=Chemical Composition of the Early Universe|rivista=Bulletin of the American Astronomical Society|anno=1997 |volume=29|p=1329}}</ref>
L'universo sembra avere molta più materia che [[antimateria]], un'asimmetria forse correlata alle osservazioni in merito alla [[violazione di CP]].<ref>{{Cita web|data = 28 ottobre 2003|url = http://www.pparc.ac.uk/ps/bbs/bbs_antimatter.asp|titolo = Antimatter|editore = Particle Physics and Astronomy Research Council|accesso = 10 agosto 2006|urlmorto = sì|urlarchivio = https://web.archive.org/web/20040307075727/http://www.pparc.ac.uk/Ps/bbs/bbs_antimatter.asp}}</ref> L'universo sembra non avere nessuna [[carica elettrica]] netta, e quindi la gravità sembra essere l'interazione dominante su scale di lunghezza cosmologica. L'universo sembra non avere né un [[Momento meccanico|momento]] né un [[momento angolare]] netti. L'assenza di carica e quantità di moto nette sarebbe conseguenza di accettate leggi fisiche (la [[Legge di Gauss]] e la non-divergenza dello pseudotensore stress-energia-momento) se l'universo fosse finito.<ref>Landau and Lifshitz (1975), p. 361.</ref>
[[File:Elementary particle interactions.svg|thumb|left|upright=1.4|Le [[particella elementare|particelle elementari]] di cui è costituito l'universo. Sei [[leptone|leptoni]] e sei [[quark (particella)|quark]] fondano la maggior parte della materia; ad esempio, i [[protone|protoni]] e i [[neutroni]] dei [[nucleo atomico|nuclei atomici]] sono composti da quark, e l'onnipresente [[elettrone]] è un leptone. Queste particelle interagiscono tramite [[bosone di gauge|bosoni di Gauge]], mostrati nella fila centrale, ciascuno corrispondente ad un particolare tipo di [[simmetria di gauge]]. Si ritiene che il [[bosone di Higgs]] conferisca la massa alle particelle con cui interagisce. Il [[gravitone]], un ipotizzato bosone di gauge per la gravità, non è stato rappresentato.]]
L'universo sembra avere un [[continuum spazio-temporale]] liscio costituito da tre [[dimensione|dimensioni]] spaziali e da una temporale. In media, le osservazioni sullo spazio tridimensionale suggeriscono che esso sia piatto, cioè abbia [[curvatura]] vicina a zero; ciò implica che la [[geometria euclidea]] è sperimentalmente vera con elevata precisione per la maggior parte dell'Universo.<ref name="Shape">[http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm/mr_content.html WMAP Mission: Results – Age of the Universe]. Map.gsfc.nasa.gov. Retrieved on 2011-11-28.</ref> Lo spaziotempo sembra anche avere una [[topologia]] [[Spazio semplicemente connesso|semplicemente connessa]], almeno sulla [[scala di lunghezza]] dell'universo osservabile. Tuttavia le osservazioni attuali non possono escludere la possibilità che l'universo abbia più dimensioni, e che il suo spazio-tempo possa avere una topologia globale molteplicemente connessa, in analogia con le topologie del [[cilindro (geometria)|cilindro]] o del [[Toro (geometria)|toro]].<ref name="_spacetime_topology">{{Cita conferenza|autore1= Jean-Pierre Luminet|autore2= F. Roukema Boudewijn|titolo= Topology of the Universe: Theory and Observations|conferenza = Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998|anno= 1999}}<br />{{Cita pubblicazione|autore1 = J. -P. Luminet | autore2= J. Weeks | autore3= A. Riazuelo | autore4= R. Lehoucq | autore5= J. -P. Uzan|titolo = Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background|url = https://archive.org/details/arxiv-astro-ph0310253|rivista = [[Nature]]|volume = 425|numero = 6958|pp = 593-595|anno=2003|pmid = 14534579|doi =10.1038/nature01944}}</ref>
L'universo sembra seguire regolarmente un insieme di leggi e costanti fisiche.<ref>{{Cita web|cognome = Strobel|nome = Nick |data=23 maggio 2001|url = http://www.astronomynotes.com/starprop/s7.htm|titolo = The Composition of Stars|editore = Astronomy Notes|accesso=4 gennaio 2007}}<br />{{Cita web|url=http://www.faqs.org/faqs/astronomy/faq/part4/section-4.html|titolo = Have physical constants changed with time?|editore = Astrophysics (Astronomy Frequently Asked Questions)|accesso=4 gennaio 2007}}</ref> Secondo l'attuale [[Modello standard]] della fisica, la materia è composta da tre generazioni di leptoni e quark, entrambi [[fermione|fermioni]]. Queste 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 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|url=https://archive.org/details/briefhistoryofti0000hawk_j2d2|editore=Bantam Books|p=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|url=https://archive.org/details/arxiv-0807.3697|rivista= Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|numero=8|doi=10.1088/1475-7516/2008/08/010|volume=2008|p=[https://archive.org/details/arxiv-0807.3697/page/n9 010]}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore1=R. Harnik|autore2=G.D. Kribs|autore3=G. Perez|anno=2006|titolo=A Universe without weak interactions|url=https://archive.org/details/arxiv-hep-ph0604027|rivista=Physical Review D|volume=74|doi=10.1103/PhysRevD.74.035006|numero=3|p=035006}}</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]]).
== 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 forte si riducono molto rapidamente con la distanza cosicché i loro effetti sono confinati principalmente su scala subatomica.
== Struttura e componenti ==
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I filamenti cosmici sono strutture lineari che collegano gruppi e ammassi. Possono estendersi per decine o centinaia di milioni di parsec e costituiscono le connessioni principali della rete <ref>{{Cita libro|autore=Bond, Kofman, Pogosyan|titolo=How filaments of galaxies are woven into the cosmic web|editore=Nature|lingua=en|anno=1996|volume=380|p=603}}</ref>.
Tra i filamenti si trovano i vuoti cosmici, regioni con densità molto bassa (diametri tra 20 e
Il reticolo si regge su una impalcatura di materia oscura: le simulazioni cosmologiche indicano che la materia oscura guida la formazione delle strutture, generando le condizioni in cui materia ordinaria e gas si condensano sulle creste di filamenti e nei nodi <ref>{{Cita libro|autore=Cautun et al.|titolo=Evolution of the cosmic web|editore=MNRAS|
Le più recenti missioni astronomiche, come [[Euclid (telescopio spaziale)|Euclid]] dell’[[Agenzia spaziale europea|ESA]], hanno confermato la geometria e l’estensione di questo reticolo. Secondo il primo rilascio dati del 19 marzo 2025, Euclid ha osservato oltre 26 milioni di galassie fino a 10,5 miliardi di anni luce, fornendo dettagli senza precedenti sulla distribuzione su larga scala e l’architettura del cosmic web.<ref>{{Cita news|
In sintesi, la struttura a grande scala dell’universo può essere descritta come una rete gerarchica: nodi densamente popolati (gruppi e ammassi), collegati da filamenti grovigliati e circondati da vuoti quasi vuoti, tutti supportati dalla presenza di materia oscura.
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Secondo il modello cosmologico ΛCDM, basato sulle misure del fondo cosmico a microonde da parte dei satelliti [[WMAP]] e [[Planck Surveyor]], l’universo è composto da diverse componenti principali:
* [[Barione|Materia ordinaria (barionica)]]): rappresenta solo una piccola frazione dell’universo, circa il
* Materia oscura: una forma di massa invisibile che interagisce solo tramite gravità, necessaria per spiegare la formazione delle galassie e la loro stabilità. Costituisce circa il 26–27 % della [[densità energetica]] dell’universo.<ref name="wmap.gsfc.nasa.gov"/><ref name="sci.esa.int">{{Cita web|url=https://sci.esa.int/web/planck/-/51557-planck-new-cosmic-recipe|titolo=Planck's new cosmic recipe – ESA Science & Technology|accesso=11 giugno 2025}}</ref>
*
* [[Radiazione]] ([[fotoni]], [[neutrini]] relativistici): contribuisce in modo trascurabile (< 0,01 %) al contenuto energetico attuale, ma ha avuto un ruolo cruciale nelle prime fasi dell’universo.<ref>{{Cita web|url=https://wmap.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html|titolo=WMAP – Content of the Universe – NASA| lingua=en|accesso=11 giugno 2025}}</ref>
* [[Vuoto (fisica)#Il vuoto quantistico|Vuoto quantistico]]: non una forma separata di energia, ma piuttosto la base fisica che, nella teoria, può dare origine all’energia oscura sotto forma di costante cosmologica. Questa definizione unifica i contributi dalla fisica quantistica nel modello cosmologico.<ref>{{Cita web|url=https://www.quantamagazine.org/how-ancient-light-reveals-the-universes-contents-20200128/|titolo=How Ancient Light Reveals the Universe’s Contents|lingua=en| accesso=11 giugno 2025}}</ref>
Le missioni WMAP (2003–2013) e Planck (2009–2013) hanno determinato che l'universo è spazialmente piatto e che la densità totale corrisponde alla "densità critica", confermando il quadro ΛCDM con una precisione dell’ordine dello 0,
Questa ripartizione compositiva è fondamentale per comprendere l’evoluzione e la struttura dell’universo, dalla formazione delle galassie alla sua espansione accelerata, aprendo le porte a indagini più profonde sulla natura della materia e dell’energia oscura.
== Cosmologia ==
{{Vedi anche|Cosmologia (astronomia)}}
=== Modelli cosmologici ===
La cosmologia moderna si basa su diversi modelli teorici volti a descrivere la struttura, l’evoluzione e il destino dell’universo. Tra questi, il modello più accreditato e utilizzato è il Modello Lambda-CDM , che integra la [[costante cosmologica]] Λ, associata all’energia oscura, con la materia oscura fredda (Cold Dark Matter). Questo modello spiega con successo molte osservazioni, come la radiazione cosmica di fondo, la distribuzione su larga scala delle galassie e l’espansione accelerata dell’universo.<ref>{{Cita libro|autore=Steven Weinberg|titolo=Cosmology|url=https://archive.org/details/cosmology0000wein|editore=Oxford University Press|anno=2008|
Accanto al ΛCDM, si sono sviluppati modelli alternativi e complementari. I "modelli ciclici" propongono che l’universo attraversi infinite fasi di espansione e contrazione, evitando una [[singolarità]] iniziale; un esempio recente è il modello ciclico di [[Paul Steinhardt]] e [[Neil Turok]], che tenta di superare alcune limitazioni del Big Bang tradizionale.<ref>{{
La teoria del multiverso rappresenta una prospettiva ancora più speculativa, derivata da alcune interpretazioni della [[meccanica quantistica]] e della cosmologia inflazionaria. Essa postula l’esistenza di molteplici universi, ciascuno con costanti fisiche e condizioni iniziali differenti. Questo scenario è utilizzato per spiegare, ad esempio, l’apparente [[Fine-tuned Universe|fine-tuning]] delle costanti fondamentali nell’universo osservabile.<ref>{{Cita libro|autore=Max Tegmark|titolo=Our Mathematical Universe: My Quest for the Ultimate Nature of Reality|editore=Knopf|anno=2014|
Oltre a questi, esistono numerosi altri modelli e teorie in fase di sviluppo o dibattito, tra cui le cosmologie quantistiche, i modelli basati sulla gravità modificata e altre estensioni della relatività generale, che cercano di spiegare fenomeni non ancora completamente compresi come la natura dell’energia oscura e della materia oscura.
=== Evoluzione cosmica: dal Big Bang all’espansione accelerata ===
L'evoluzione dell'universo inizia con il Big Bang, un evento di estrema densità e temperatura avvenuto circa 13,8 miliardi di anni fa, che ha dato origine allo spazio, al tempo, alla materia e all'energia.<ref>{{Cita libro|autore=Steven Weinberg|titolo=Cosmology|url=https://archive.org/details/cosmology0000wein|editore=Oxford University Press|anno=2008|lingua=en|
Successivamente, l'universo entrò in un'epoca dominata dalla "radiazione", durante la quale la densità di energia era principalmente sotto forma di fotoni e neutrini. Questo periodo durò fino a circa 47.000 anni dopo il Big Bang, quando la materia cominciò a predominare.<ref>{{Cita libro|autore=Sean Carroll|titolo=Spacetime and Geometry: An Introduction to General Relativity|editore=Addison-Wesley|anno=2004|
Con la "dominanza della materia", si formarono le prime strutture cosmiche, quali galassie e ammassi, grazie all'azione della gravità che aggregò la materia ordinaria e la materia oscura. L'energia oscura iniziò a dominare solo molto più tardi, circa 5 miliardi di anni fa, causando un'accelerazione nell'espansione dell'universo.<ref>{{
Questi quattro principali periodi evolutivi – inflazione, radiazione, materia ed energia oscura – costituiscono la cornice entro cui si inserisce la storia cosmica moderna, modellata dal Modello Cosmologico Standard (ΛCDM).<ref>{{Cita libro|autore=Edward Kolb e Michael Turner|titolo=The Early Universe|editore=Addison-Wesley|anno=1990|lingua=en|pp=100-135}}</ref>
L'espansione accelerata osservata è stata confermata da missioni come Planck e WMAP, che hanno misurato con grande precisione la radiazione cosmica di fondo e le fluttuazioni di densità, fondamentali per comprendere l'evoluzione dell'universo e la sua composizione.<ref>{{
==== Big Bang ====
[[File:HubbleUltraDeepFieldwithScaleComparison.jpg|thumb|upright=1.3|Quest'immagine ad alta risoluzione del [[Campo ultra profondo di Hubble]] mostra una gamma diversificata di galassie, ciascuna composta da miliardi di 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<sup>-32</sup>]] 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 sonda Planck ha pubblicato la più recente mappa della radiazione cosmica di fondo del cielo.<ref name=planck /><ref name="NASA-20130321">{{Cita web|cognome=Clavin |nome=Whitney |cognome2=Harrington |nome2=J.D. |titolo=Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-109&rn=news.xml&rst=3739 |data=21 marzo 2013|sito=[[NASA]] |accesso=21 marzo 2013}}</ref><ref name="NYT-20130321">{{Cita news |cognome=Overbye|nome=Dennis |titolo=An Infant Universe, Born Before We Knew|url=http://www.nytimes.com/2013/03/22/science/space/planck-satellite-shows-image-of-infant-universe.html|data=21 marzo 2013 |pubblicazione=[[The New York Times]] |accesso=21 marzo 2013}}</ref><ref name="NYT-20130321g">{{Cita web |titolo=Mapping the Early Universe |url=http://www.nytimes.com/interactive/2013/03/21/science/space/0321-universe.html |data=21 marzo 2013 |sito=[[The New York Times]] |accesso=23 marzo 2013}}</ref><ref name="NBC-20130321">{{Cita web |cognome=Boyle |nome=Alan |titolo=Planck probe's cosmic 'baby picture' revises universe's vital statistics |url=http://cosmiclog.nbcnews.com/_news/2013/03/21/17397298-planck-probes-cosmic-baby-picture-revises-universes-vital-statistics |data=21 marzo 2013 |sito=[[NBC News]] |accesso=21 marzo 2013 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130323235242/http://cosmiclog.nbcnews.com/_news/2013/03/21/17397298-planck-probes-cosmic-baby-picture-revises-universes-vital-statistics |urlmorto=sì }}</ref> La mappa suggerisce che l'universo sia un po' più vecchio di quanto si credesse. Secondo la mappa, sottili fluttuazioni di temperatura sono state impresse sul cielo profondo quando il cosmo aveva circa 370.000 anni. Tali fluttuazioni riflettono increspature sorte già nei primi 10<sup>−30</sup> secondi. A quanto pare, queste increspature hanno dato luogo alla presente vasta [[struttura a grande scala dell'universo|struttura]] di [[superammasso di galassie|superammassi di galassie]] e materia oscura. Secondo il team di Planck, l'universo ha circa 13,798 [[Incertezza di misura|±]] 0,037 miliardi di anni di età,<ref name="planck_overview">{{Cita pubblicazione|titolo=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results |url=https://archive.org/details/arxiv-1303.5062 |rivista=Astronomy & Astrophysics ''(submitted)'' http://arxiv.org/abs/1303.5062|nome=P. A. R. |cognome=Ade |nome2=N. |cognome2=Aghanim |nome3=C. |cognome3=Armitage-Caplan |cognome4=''et al''. (Planck Collaboration) |data=20 marzo 2013}}</ref> ed è costituito per il 4,9% di 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 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 |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 anni luce.<ref name=ly93>{{Cita web|autore1 = Charles Lineweaver|autore2 = 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.
===== 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 dell'universo. Anche se molti scienziati, incluso Einstein, hanno sostenuto che ''Λ'' fosse uguale a zero,<ref>{{Cita pubblicazione|lingua=de|cognome = Einstein|nome = A|linkautore = Albert Einstein|anno = 1931|titolo = Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie|rivista = Sitzungsberichte der Preussischen Akademie der Wissenschaften, Physikalisch-mathematische Klasse|volume = 1931|pp = 235-237}}<br />{{Cita pubblicazione|lingua=en|autore = [[Albert Einstein|Einstein A.]], [[Willem de Sitter|de Sitter W.]]|anno = 1932|titolo = On the relation between the expansion and the mean density of the universe|rivista = Proceedings of the National Academy of Sciences|volume = 18|pp = 213-214|doi = 10.1073/pnas.18.3.213|pmid = 16587663|numero = 3}}</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. — 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 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&db_key=AST&data_type=HTML&format=&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 ({{Cita testo|url=http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168|titolo= Full article|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080630010328/http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168}}, PDF)</ref> L'animazione a fianco illustra un [[universo chiuso]] di Friedman con costante cosmologica Λ uguale a zero.
Le equazioni di campo di Einstein legano la geometria ed in particolare la curvatura dello spaziotempo alla presenza di materia o energia. La ''curvatura'' dello spaziotempo è un parametro che può essere positivo, negativo o nullo. Semplificando lo spaziotempo (che è a quattro dimensioni) in una superficie bidimensionale (che è a due dimensioni) per ovvia comodità di rappresentazione, la curvatura si manifesta, su una superficie bidimensionale, nella somma degli angoli interni di un triangolo. In uno spazio piatto, ovvero "a curvatura nulla" ([[spazio euclideo]], [[spaziotempo di Minkowski]]), la somma degli angoli interni di un triangolo è esattamente uguale a 180 gradi. In uno spazio curvo invece la somma degli angoli interni di un triangolo è maggiore o minore di 180 gradi secondo che la curvatura sia positiva o negativa (la differenza da questo ultimo valore è chiamato [[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 geometrie non euclidee devono essere quindi considerate nelle soluzioni generali dell'equazione di campo di Einstein.
In esse, il [[teorema di Pitagora]] per il calcolo delle distanze vale solamente su lunghezze infinitesime e deve essere "sostituito" con un più generale [[tensore metrico]] ''g''<sub>μν</sub>, che può variare da luogo a luogo. Presumendo il principio cosmologico, secondo cui l'universo è [[omogeneità (fisica)|omogeneo]] e isotropo, la densità di materia in ogni punto nello spazio è uguale ad ogni altro e quindi possono essere ricercate soluzioni simmetriche in cui il tensore metrico sarà costante ovunque nello spazio tridimensionale. Ciò porta a considerare un possibile tensore metrico chiamato [[Metrica di Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker]]:<ref>{{Cita pubblicazione | cognome=Lemaître | nome=Georges | linkautore=Georges Lemaître | titolo=Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radialee des nébuleuses extra-galactiques | anno=1927 | rivista=Annales de la Société Scientifique de Bruxelles | volume=A47 | pp=49-56}}. Parzialmente tradotto 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}}</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 [[#L.27uso della teoria della Relativit.C3.A0 generale|costante cosmologica ''Λ'']], che è un parametro delle equazioni di campo di Einstein. L'equazione che descrive come varia ''R'' nel tempo ( ''R(t)'' ) quando si assume il principio cosmologico, è più propriamente conosciuta come equazione di Friedmann, che è una forma particolare dell'Equazione di campo di Einstein.<ref>{{de}}{{Cita pubblicazione|autore = Friedman A.|anno = 1922|titolo = Über die Krümmung des Raumes|rivista = Zeitschrift für Physik|volume = 10|numero = 1|pp = 377-386|doi = 10.1007/BF01332580|wkautore = 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 isotropo, con curvatura positiva (''k'' = 1), e con un preciso valore di densità uguale dappertutto; quest'osservazione fu fatta da Einstein. Anche questo equilibrio è tuttavia instabile, e d'altra parte l'Universo è noto per essere disomogeneo sulle scale più piccole; pertanto, in accordo con la relatività generale, '' R'' deve cambiare. Quando ''R'' cambia, tutte le distanze spaziali nell'Universo cambiano in tandem: si registra un aumento globale o una contrazione dello spazio stesso. Questo spiega l'osservazione iniziale che le galassie si stanno allontanando tra di loro: lo spazio tra di loro si sta "stirando". Lo stiramento dello spazio spiega anche l'apparente paradosso per cui due galassie possono essere separate da 40 miliardi di anni luce anche se hanno iniziato la loro storia nello stesso punto 13 798 000 000 di anni fa e non si sono mai mosse [[velocità superluminale|più velocemente della luce]].
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 – questo è empiricamente più sicuro di qualsiasi osservazione esterna. Tuttavia, ciò non significa che lo spazio sia infinito... (dal 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 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''<sup>3</sup>]] incorporata in uno spazio quadridimensionale. Se '' k'' è invece pari a zero o negativo, l'Universo ''può'', in base alla sua topologia complessiva, avere un volume infinito. Può sembrare contro-intuitivo il fatto che un universo infinito e infinitamente denso possa essere stato creato in un solo istante con il Big Bang, quando ''R'' = 0, tuttavia ciò è ricavabile matematicamente ponendo ''k'' diverso da 1. Analogamente, un piano infinito ha curvatura nulla ma area infinita, un cilindro infinito è finito in una direzione, mentre un toro è finito in entrambe le direzioni. Un Universo toroidale potrebbe comportarsi come un universo con [[condizioni al contorno periodiche]]: un viaggiatore che attraversi un "confine" dello spazio riapparirebbe in un altro punto dello stesso Universo.
[[File:Linea temporale della radiazione di fondo.png|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 =====
{{Vedi anche|Big Bang|Cronologia del Big Bang|Nucleosintesi primordiale|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 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 abbondanze relative dei nuclei atomici visibili osservati in tutto l'Universo.]]
Le altre due osservazioni sperimentali possono essere spiegate combinando l'espansione globale dello spazio con la [[fisica nucleare]] e la [[fisica atomica]]. Con l'espansione dell'Universo, la densità di energia della radiazione elettromagnetica diminuisce più velocemente rispetto a quella della materia, in quanto l'energia di un fotone diminuisce con la sua lunghezza d'onda. Quindi, anche se la densità di energia dell'Universo è ora dominata dalla materia, un tempo era dominata dalla radiazione; poeticamente parlando, tutto era luce. Durante l'espansione dell'universo, la sua densità di energia è diminuita ed è diventato più freddo; in tal modo, le particelle elementari della materia si sono potute associare stabilmente in combinazioni sempre più grandi. Pertanto, nella prima parte dell'epoca dominata dalla materia, si sono formati protoni e neutroni stabili, che si sono poi associati in [[nuclei atomici]]. In questa fase, la materia dell'Universo era principalmente un caldo, denso [[Plasma (fisica)|plasma]] di 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 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 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<sup>−35</sup> 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.
=== Metodi di osservazione e misurazione ===
Lo studio dell’universo si basa su una vasta gamma di strumenti e tecniche osservazionali che permettono di raccogliere dati su fenomeni a scale e distanze estremamente grandi. I [[telescopi ottici]] sono tra i principali strumenti impiegati per osservare la luce visibile emessa da stelle, galassie e altri corpi celesti. Essi sono spesso integrati da telescopi che operano in altre bande dello [[spettro elettromagnetico]], come i [[raggi X]], i [[raggi gamma]], l’[[infrarosso]] e le [[onde radio]], per ottenere una visione più completa e dettagliata dell’universo.<ref>{{Cita web|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/story/index.html|titolo=Hubble Space Telescope Overview|lingua=en|accesso=12 giugno 2025}}</ref>
La [[spettroscopia]] è una tecnica fondamentale che consente di analizzare la composizione chimica, la velocità, la temperatura e altre proprietà degli oggetti celesti attraverso lo studio delle linee spettrali emesse o assorbite dalla materia. Attraverso il [[redshift]], la spettroscopia permette anche di misurare l’espansione dell’universo e di determinare le distanze cosmiche.<ref>{{Cita libro|autore=Michael A. Seeds|titolo=Foundations of Astronomy|editore=Cengage Learning|anno=2013|lingua=en|pp=400-425}}</ref>.
Un avanzamento cruciale nella misurazione dell’universo è stato l’uso delle [[onde gravitazionali]], increspature nello spazio-tempo previste dalla [[teoria della relatività generale]] di [[Einstein]] e rilevate per la prima volta nel 2015 dagli [[interferometro]] [[LIGO]]. Queste onde forniscono informazioni dirette su eventi catastrofici come la fusione di [[buchi neri]] e [[stelle di neutroni]], aprendo una nuova finestra osservativa sull’universo.<ref>{{Cita web|url=https://www.ligo.caltech.edu/page/ligo-scientific-collaboration|titolo=LIGO Scientific Collaboration Overview|lingua=en|accesso=12 giugno 2025}}</ref>
Infine, la radiazione cosmica di fondo a microonde (CMB) rappresenta una delle fonti di dati più importanti per la cosmologia moderna. Questa radiazione residua del Big Bang fornisce una mappa dettagliata dell’universo primordiale e consente di testare modelli cosmologici con elevata precisione. Missioni come WMAP e Planck hanno prodotto mappe di altissima risoluzione della CMB, contribuendo in modo decisivo alla nostra comprensione della composizione e dell’evoluzione dell’universo.<ref>{{Cita web|url=https://map.gsfc.nasa.gov/|titolo=Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Mission|lingua=en|accesso=12 giugno 2025}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.cosmos.esa.int/web/planck|titolo=Planck Mission Overview|lingua=en|accesso=12 giugno 2025}}</ref>
Questi metodi, combinati tra loro, permettono di studiare l’universo in modo sempre più dettagliato e preciso, ampliando la nostra conoscenza sia delle sue strutture a larga scala sia dei processi fondamentali che ne regolano la dinamica.
== Storia delle concezioni cosmologiche ==
{{vedi anche|Cosmogonia|Cosmologia (astronomia)}}
Nel corso della storia, il termine universo ha assunto significati diversi a seconda delle epoche. Prima del [[XVII secolo]] era identificato con il [[sistema solare]], comprendente i cinque pianeti conosciuti, la [[Luna]], il [[Sole]] e le stelle fisse visibili sulla [[sfera celeste]], la cui distanza era ignota. Una svolta nella comprensione dell’Universo si ebbe nel 1610, quando [[Galileo]], osservando la Via Lattea con il suo [[cannocchiale]], scoprì che quella tenue luminosità lattiginosa era costituita da un’immensa quantità di stelle.<ref>{{Treccani|universo|Universo}}</ref>
=== La Creazione ===
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Il [[Filosofia indiana|filosofo indiano]] Kanada, fondatore della scuola [[Vaiśeṣika]], sviluppò una teoria di [[atomismo]] e propose la luce e il [[calore]] come varietà della stessa sostanza.<ref>{{en}} [[Will Durant]], ''Our Oriental Heritage'':
{{Citazione|Due sistemi di pensiero indù propongono teorie fisiche suggestivamente simili a quelle della [[Antica Grecia|Grecia]]. Kanada, fondatore della filosofia Vaisheshika, dichiarò che il mondo è composto di atomi di tanti tipi in natura quanti sono i vari elementi. I [[Giainismo|giainisti]] si avvicinavano di più al pensiero di [[Democrito]], insegnando che tutti gli atomi sono dello stesso tipo e producono effetti diversi quando combinati in modo diverso. Kanada credeva che luce e calore fossero diversi aspetti della stessa sostanza; [[Udayana]] insegnava che tutto il calore viene dal sole, e [[Vàcaspati Misra|Vachaspati]], come Newton, interpretò la luce come composta da minuscole particelle emesse dalle sostanze a colpire l'occhio.||Two systems of Hindu thought propound physical theories suggestively similar to those of Greece. Kanada, founder of the Vaisheshika philosophy, held that the world was composed of atoms as many in kind as the various elements. The Jains more nearly approximated to Democritus by teaching that all atoms were of the same kind, producing different effects by diverse modes of combinations. Kanada believed light and heat to be varieties of the same substance; Udayana taught that all heat comes from the sun; and Vachaspati, like Newton, interpreted light as composed of minute particles emitted by substances and striking the eye.
{{Citazione|I buddisti negano l'esistenza della materia sostanziale del tutto. Il movimento è costituito per loro di momenti, è un movimento staccato, di momentanei lampi di un flusso di energia... "Tutto è evanescente",... dice il buddista, perché non c'è sostanza... Entrambi i sistemi <nowiki>[</nowiki>[[Sāṃkhya]], e successivamente il buddhismo indiano<nowiki>]</nowiki> hanno in comune la tendenza a spingere l'analisi dell'Esistenza fino ai suoi minimi, ultimi elementi, che sono immaginati come qualità assolute, o come cose in possesso di una sola qualità unica. [Questi elementi] sono chiamati "qualità" (''guna''-''dharma'') in entrambi i sistemi, nel senso di qualità assolute, una sorta di atomiche, o intra-atomiche, energie di cui sono composte le cose empiriche. Entrambi i sistemi, quindi, sono d'accordo nel negare la realtà oggettiva delle categorie di sostanza e qualità,... e delle relazioni di inferenza che le uniscono. Nella filosofia Sankhya non c'è l'esistenza separata delle qualità. Ciò che noi chiamiamo la qualità non è che una particolare manifestazione di un'entità sottile. Ad ogni nuova unità di qualità corrisponde un quanto sottile di materia chiamato ''guna'', "qualità", ma rappresenta un'entità sottile sostanziale. Lo stesso vale per il primitivo Buddismo, dove tutte le qualità sono sostanziali... o, più precisamente, entità dinamiche, anche se sono chiamati ''dharma'' («qualità»).||The Buddhists denied the existence of substantial matter altogether. Movement consists for them of moments, it is a staccato movement, momentary flashes of a stream of energy... "Everything is evanescent“,... says the Buddhist, because there is no stuff... Both systems [Sānkhya, and later Indian Buddhism] share in common a tendency to push the analysis of existence up to its minutest, last elements which are imagined as absolute qualities, or things possessing only one unique quality. They are called “qualities” (guna-dharma) in both systems in the sense of absolute qualities, a kind of atomic, or intra-atomic, energies of which the empirical things are composed. Both systems, therefore, agree in denying the objective reality of the categories of Substance and Quality,... and of the relation of Inference uniting them. There is in Sānkhya philosophy no separate existence of qualities. What we call quality is but a particular manifestation of a subtle entity. To every new unit of quality corresponds a subtle quantum of matter which is called guna “quality”, but represents a subtle substantive entity. The same applies to early Buddhism where all qualities are substantive... or, more precisely, dynamic entities, although they are also called dharmas ('qualities').
La teoria del finitismo temporale si ispirò alla dottrina della Creazione tipica delle tre [[religioni abramitiche]]: [[giudaismo]], cristianesimo e [[islamismo]]. Il [[Filosofia cristiana|filosofo cristiano]] [[Giovanni Filopono]] presentò un'argomentazione filosofica contro la nozione greca di un infinito passato ed un infinito futuro. L'argomentazione contro il passato fu creata dal [[Filosofia islamica|filosofo islamico]] [[al-Kindi]], dal [[Filosofia ebraica|filosofo ebraico]] [[Saadya Gaon]] e dal [[Kalām|teologo islamico]] [[Al-Ghazali]]. Facendosi prestare la "fisica" e la "metafisica" aristoteliche, idearono due argomentazioni logiche contro l'infinitezza del passato, la prima delle quali "argomenta dell'impossibilità dell'esistenza di un infinito attuale", che afferma:<ref name=Craig>{{Cita pubblicazione|titolo=Whitrow and Popper on the Impossibility of an Infinite Past|nome=William Lane|cognome=Craig|rivista=The British Journal for the Philosophy of Science|volume=30|numero=2|data=giugno 1979|pp=165–170 (165–6)|doi=10.1093/bjps/30.2.165}}</ref>
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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'astronomo greco Aristarco di Samo fu il primo a proporre un modello eliocentrico. Anche se il testo originale è stato perso, un riferimento in un testo di Archimede descrive la teoria eliocentrica di Aristarco. [[Archimede]] scrive:
{{Citazione|Tu Re Gelone sei consapevole che l{{'}}'universo' è il nome dato dalla maggior parte degli astronomi alla sfera al cui centro è la Terra, mentre il suo raggio è uguale alla linea che congiunge il centro del Sole dal centro della Terra. Questo è il punto in comune come hai potuto udire dagli astronomi. Tuttavia Aristarco ha messo in evidenza un testo che consiste in certe ipotesi, in cui appare, come una conseguenza delle ipotesi fatte, che l'universo è molte volte più grande dell{{'}}'universo' appena menzionato. Le sue ipotesi dicono che le stelle fisse e il Sole rimangono immobili, che la Terra rivoluziona attorno al Sole sulla circonferenza di un cerchio, il Sole disteso nel mezzo dell'orbita, e che la sfera delle stelle fisse, situate circa nello stesso centro come il Sole, è così grande che il cerchio, nel quale lui suppone sia la Terra per ruotare, supporti una specie di proporzione rispetto alla distanza delle stelle fisse, come il centro delle sfere di supporto rispetto alla sua superficie.}}
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{{Citazione|[[Cleante]] [un contemporaneo di Aristarco e capo degli Stoici] pensava fosse dovere dei greci accusare Aristarco di Samo di empietà per aver messo in moto la Salute dell'universo, [...] supponendo che il cielo rimanga immobile e che la Terra rivoluzioni in un circolo obliquo, mentre ruotava, allo stesso tempo, attorno al suo stesso asse.}}
L'unico astronomo conosciuto dell'antichità che abbia supportato il modello eliocentrico di Aristarco fu [[Seleuco di Seleucia]], un astronomo greco che visse un secolo dopo Aristarco stesso.<ref>{{Cita pubblicazione|linkautore=Otto E. Neugebauer|autore=Neugebauer, Otto E. |anno=1945|titolo=The History of Ancient Astronomy Problems and Methods|rivista=Journal of Near Eastern Studies|volume=4|numero=1|pp=1-38|citazione=the [[Chaldaea]]n Seleucus from Seleucia|jstor=595168|doi=10.1086/370729}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|linkautore=George Sarton|anno=1955|autore=Sarton, George |titolo=Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C|jstor=595168|rivista=Journal of the American Oriental Society|volume=75|numero=3|pp=166–173 (169)|citazione=the heliocentrical astronomy invented by Aristarchos of Samos and still defended a century later by Seleucos the Babylonian|doi=10.2307/595168}}</ref><ref>William P. D. Wightman (1951, 1953), ''The Growth of Scientific Ideas'', Yale University Press p. 38, dove Wightman lo chiama [[Seleuco di Seleucia|Seleuco]] il [[Caldea]]no.</ref> Secondo [[Plutarco]], Seleuco fu il primo a dare prova della correttezza del [[sistema eliocentrico]] attraverso il [[Ragione|ragionamento]] ma non si ha conoscenza di quali argomentazioni abbia usato. Tali argomenti a favore della teoria eliocentrica furono probabilmente legati al fenomeno delle [[Marea|maree]].<ref>[[Lucio Russo]], ''Flussi e riflussi'', Feltrinelli, Milano, 2003, ISBN 88-07-10349-4.</ref> Secondo [[Strabone]], Seleuco fu il primo ad affermare che le maree sono dovute all'attrazione della Luna e che la loro altezza dipende dalla posizione della Luna rispetto al Sole.<ref>Bartel, p. 527</ref> In alternativa, avrebbe potuto provare la teoria eliocentrica determinando la costante di un modello [[Geometria|geometrico]] della teoria eliocentrica e sviluppando metodi per determinare le posizioni planetarie usando questo modello, come ciò che avrebbe fatto in seguito Corpernico nel XVI secolo.<ref>Bartel, pp. 527–9</ref> Durante il [[Medioevo]], il modello eliocentrico poteva essere proposto solo dall'[[Astronomia indiana|astronomo indiano]] [[Aryabhata]]<ref>Bartel, pp. 529–34</ref> e dai [[Astronomia islamica|persiani]] [[Abu Ma'shar al-Balkhi]]<ref>Bartel, pp. 534–7</ref> e [[Al-Sijzi]].<ref name=Nasr>{{Cita libro |cognome=Nasr |nome=Seyyed H. |wkautore=Hossein Nasr |data=1st edition in 1964, 2nd edition in 1993 |titolo=An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines |edizione=2nd |editore=1st edition by [[Harvard University Press]], 2nd edition by [[State University of New York Press]] |pp=135-6|
[[File:ThomasDiggesmap.JPG|thumb|left|[[Teoria copernicana|Modello dell'universo copernicano]] di [[Thomas Digges]], disegnato nel 1576, con un miglioramento ovvero le stelle non sono confinate in sfere ma disseminate uniformemente per tutto lo spazio circostante i pianeti.]]
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[[File:Libr0309.jpg|thumb|[[Giovanni Keplero]] pubblicò le ''[[Tavole rudolfine]]'' contenente un catalogo di stelle e tavole planetarie realizzate usando le misurazioni di [[Tycho Brahe]].]]
Questa cosmologia era accettata da Isaac Newton, [[Christiaan Huygens]] e altri scienziati.<ref name = "Misner-p755">Misner, Thorne, and Wheeler (1973), p. 755–756.</ref> Edmund Halley ([[1720]])<ref>Misner, Thorne, and Wheeler (1973), p. 756.</ref> e [[Jean-Philippe Loys de Chéseaux]] ([[1744]])<ref>{{en}}{{Cita libro|autore = de Cheseaux JPL|anno = 1744|titolo = Traité de la Comète|editore = Lausanne|pp=223ff|wkautore = Jean-Philippe de Cheseaux}}. Riportato come nell'Appendice II ne {{en}}{{Cita libro|autore = Dickson FP|anno = 1969|titolo = The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought|editore = M.I.T. Press|città = Cambridge, MA|
La cosmologia fisica dell'era moderna cominciò nel [[1917]], quando Albert Einstein per primo applicò la sua teoria generale della relatività per modellare strutture e dinamiche dell'universo.<ref name="einstein_1917">{{de}}{{Cita pubblicazione|cognome = Einstein|nome = Albert|linkautore = Albert Einstein|anno = 1917|titolo = Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie|serie= 1917|rivista = Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte|volume = (part 1)|pp = 142-152}}</ref>
== Multiverso e speculazioni ==
Al confine tra fisica teorica, cosmologia e filosofia emergono teorie speculative come il multiverso, che postulano l’esistenza di più universi con caratteristiche differenti:
* La "multiplazione inflazionaria", derivata dai modelli di [[inflazione eterna]] proposti da [[Alan Guth]] e [[Andrei Linde]], suggerisce che il nostro universo sia solo una “bolla” nata da una regione in cui l’inflazione si è interrotta. Nel frattempo, l’inflazione continua altrove, dando origine a bolle separate con costanti fisiche e storie diverse, formando un multiverso. Quest’idea risponde a questioni di “fine-tuning” delle costanti fisiche, ma solleva problemi epistemologici sulla capacità di conferma o confutazione empirica.<ref>{{Cita news|titolo=Scientists Search for Evidence of the Multiverse in the Big Bang's Afterglow|data=18 novembre 2014|editore=Wired|lingua=en|accesso=12 giugno 2025|url=https://www.wired.com/2014/11/multiverse-big-bang/}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://link.springer.com/article/10.1007/s11229-021-03137-0|titolo=The landscape and the multiverse: What’s the problem?|accesso=12 giugno 2025}}</ref>
* Il "paesaggio delle stringhe" (string theory landscape) nasce dalla grande molteplicità di soluzioni possibili nella teoria delle stringhe, ognuna corrispondente a un universo con leggi fisiche diverse. Tale scenario è stato promosso come spiegazione selettiva (antropica) della nostra esistenza in un universo "ospitale", ma critici come Lee Smolin e [[David Gross]] evidenziano come esso rischi di compromettere la predittività scientifica.<ref>{{Cita web|url=https://news.stanford.edu/2018/09/landscape-theory/|titolo=String Theory Landscape|lingua=en|accesso=12 giugno 2025}}</ref><ref>{{Cita news|titolo=Nobel Laureate Says Physics Is in Need of a Revolution|data=4 giugno 2013|pubblicazione=Wired|lingua=en|url=https://www.wired.com/2013/06/qa-david-gross-physics/|accesso=12 giugno 2025}}</ref><ref name="link.springer.com">{{Cita web|url=https://link.springer.com/article/10.1007/s11229-021-03137-0|titolo=The landscape and the multiverse: What’s the problem?|lingua=en|accesso=12 giugno 2025}}</ref>
Queste teorie, pur generando un vivace dibattito, condividono sfide epistemologiche comuni: la mancanza di test empirici diretti al momento, l’eccessiva complessità potenziale, e la difficoltà di delimitare confini scientifici tra fisica e metafisica<ref name="link.springer.com"/><ref>{{Cita news|titolo=How to Check if Your Universe Should Exist|data=7 novembre 2014|editore=Wired|lingua=en|url=https://www.wired.com/2014/11/check-universe-exist/|accesso=12 giugno 2025}}</ref>.
== 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 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 coordinata comovente. In termini osservativi, la sezione dello spazio-tempo che si può osservare è il [[cono di luce]] passato (i punti all'interno dell'orizzonte cosmologico, dato un certo tempo per raggiungere l'osservatore). Se l'universo osservabile è più piccolo dell'intero Universo (in alcuni modelli è di molti ordini di grandezza inferiore), non si può determinare la struttura globale mediante l'osservazione: ci si deve limitare a una piccola regione.
Tra i modelli di Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW), la forma di universo attualmente più popolare tra quelle trovate per contenere i dati osservativi, tra i cosmologi, è il modello piatto infinito,<ref name="nasa_popular_uni_curv">[http://map.gsfc.nasa.gov/Universe/uni_shape.html Shape of the Universe], WMAP website at NASA.</ref> mentre altri modelli FLRW includono lo [[spazio di Poincaré dodecaedrico]]<ref name="Nat03">{{Cita pubblicazione|autore1 = Jean-Pierre Luminet|wkautore1 = Jean-Pierre Luminet|autore2 = Jeff Weeks |autore3= Alain Riazuelo |autore4= Roland Lehoucq|autore5= 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|doi = 10.1038/nature01944|pmid = 14534579}}</ref><ref name="RBSG08">{{Cita pubblicazione|autore1 =Boudewijn Roukema|autore2 = Zbigniew Buliński|autore3= Agnieszka Szaniewska|autore4= Nicolas E. Gaudin|titolo =A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data|url =https://archive.org/details/arxiv-0801.1358|rivista = Astronomy and Astrophysics|volume =482|numero = 3|p =747|anno = 2008|doi =10.1051/0004-6361:20078777}}</ref> e il [[Corno di Picard]].<ref name="Aurich0403597">{{Cita pubblicazione|autore1 = Ralf Aurich|autore2 =S. Lustig | autore3= F. Steiner | autore4=H. Then|titolo =Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy|url =https://archive.org/details/arxiv-astro-ph0403597|rivista =Classical and Quantum Gravity|volume =21|numero = 21|pp =4901-4926|anno =2004 |doi = 10.1088/0264-9381/21/21/010}}</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'osservatorio Planck per osservare il fondo a microonde a una più alta risoluzione di WMAP, possibilmente fornendo maggiori informazioni sulla forma dell'Universo. I dati sono stati poi pubblicati a marzo del 2013 - si veda il paragrafo Storia della sua osservazione.
== Destino dell'universo ==
== Universo nella cultura ==
L’universo ha stimolato per secoli l’[[immaginazione]] e la creatività umana, diventando un tema ricorrente nella letteratura, nell’arte, nella musica, nella [[fantascienza]] e nella cultura popolare. Le sue rappresentazioni variano dal misterioso al metafisico, dal scientifico al simbolico.
=== Letteratura ===
Nella [[Divina Commedia]], [[Dante]] raffigura un universo ordinato e finemente strutturato, dove ogni corpo celeste ha un ruolo preciso nell’ascensione morale e spirituale dell’anima. Il cosmo è modellato secondo la visione tolemaica e riflette l’armonia dell’ordine divino.<ref>{{cita libro|autore=Dante Alighieri|titolo=Divina Commedia|anno=1321}}</ref>
Lo scrittore e poeta argentino [[Jorge Luis Borges]], in racconti come [[La biblioteca di Babele]] immagina un universo infinito sotto forma di biblioteca, una metafora dell’inesauribilità del sapere e del caos dell’informazione.<ref>{{cita libro|autore=Jorge Luis Borges|titolo=Finzioni|editore=Einaudi|anno=1955}}</ref>.
In epoca contemporanea, [[Italo Calvino]] nella raccolta ''[[Le cosmicomiche]]'' costruisce racconti paradossali e poetici partendo da ipotesi scientifiche sull’origine e l’evoluzione dell’universo, giocando con le leggi cosmiche per esplorare i limiti del linguaggio e della percezione.<ref>{{cita libro|autore=Italo Calvino|titolo=Le cosmicomiche|editore=Einaudi|anno=1965}}</ref>
=== Arte ===
[[File:Uomo_Vitruviano.jpg|thumb|''Uomo vitruviano'' (Leonardo da Vinci, 1490), Gallerie dell'Accademia, Venezia.]]
Durante il [[Rinascimento]], opere come l’[[Uomo vitruviano]] di [[Leonardo da Vinci]] cercano di stabilire un parallelismo tra microcosmo (uomo) e macrocosmo (universo), rappresentando l’armonia delle proporzioni come riflesso dell’ordine cosmico.<ref>{{cita libro|autore=Martin Kemp|titolo=Leonardo da Vinci. The Marvellous Works of Nature and Man|editore=Oxford University Press|anno=2006|lingua=en}}</ref>
Nel [[Novecento]], artisti come [[M.C. Escher]] hanno esplorato temi come l’infinito e la curvatura dello spazio attraverso [[litografie]] e incisioni che evocano strutture impossibili e universi alternativi.<ref>{{cita libro|autore=J.L. Locher|titolo=The Magic of M.C. Escher|editore=Harry N. Abrams|anno=2000|lingua=en}}</ref>
Il pittore spagnolo [[Salvador Dalí]] ha invece rielaborato suggestioni dalla relatività e dalla fisica quantistica nelle sue tele, come nel dipinto ''Galatea con sfere'' del 1952.<ref>{{cita libro|autore=Robert Descharnes|titolo=Dalí|editore=Taschen|anno=1994|lingua=en}}</ref>
=== Musica ===
Nel primo Novecento, [[Gustav Holst]] compose la suite orchestrale [[I pianeti|I pianeti (The Planets)]], dove ogni movimento è ispirato alle qualità astrologiche (più che astronomiche) dei pianeti del sistema solare, creando un’opera che unisce misticismo e maestosità cosmica.<ref>{{cita libro|autore=Gustav Holst|titolo=The Planets, Op. 32|editore=EMI Classics (registrazione London Philharmonic Orchestra, dir. A.Boult)|anno=1917|lingua=en}}</ref>
In epoca contemporanea, progetti come ''Symphonies of the Planets'' della [[NASA]] hanno trasformato le onde radio raccolte da sonde spaziali in suoni udibili, dando vita a un’inedita forma di "musica cosmica".<ref>{{cita libro|autore=NASA|titolo=Symphonies of the Planets|editore=Laserlight Digital|anno=1990|lingua=en}}</ref>
===
La fantascienza ha offerto scenari alternativi e spesso visionari dell’universo, affrontando temi come l’[[origine della vita]], i viaggi interstellari e i paradossi temporali. Nel romanzo ''[[2001: Odissea nello spazio (romanzo)|2001: Odissea nello spazio]]'' del 1968, da cui è stato tratto l'[[2001: Odissea nello spazio|omonimo film]], l'autore [[Arthur C. Clarke]] esplora l’evoluzione della coscienza e l’intervento di intelligenze extraterrestri, in una narrazione che fonde rigore scientifico e simbolismo mistico.<ref>{{cita libro|autore=Arthur C. Clarke|titolo=2001: A Space Odyssey|url=https://archive.org/details/2001spaceodyssey0000clar_k6d4|editore=New American Library|anno=1968|lingua=en}}</ref>
Universi complessi e stratificati come quello di ''[[Guerre stellari (film)|Guerre stellari]]'' del 1977 o ''[[Dune (film 1984)|Dune]]'' del 1984 offrono invece una riflessione socio-politica e mitologica proiettata nello spazio profondo.<ref>{{cita libro|autore=Frank Herbert|titolo=Dune|editore=Chilton Books|anno=1965|lingua=en}}</ref><ref>{{cita libro|autore=George Lucas|titolo=Star Wars: A New Hope (film)|editore=Lucasfilm Ltd.|anno=1977|lingua=en}}</ref>.
Il film ''[[Interstellar]]'' del 2014 propone un’interpretazione visuale e narrativa del tempo, della gravità e dei buchi neri ispirata alla relatività generale, avvalendosi anche della consulenza scientifica del fisico statunitense [[Kip Thorne]].<ref>{{cita libro|autore=Kip Thorne|titolo=The Science of Interstellar|url=https://archive.org/details/scienceofinterst0000thor|editore=W. W. Norton & Company|anno=2014|lingua=en}}</ref>
=== Cultura popolare ===
Nella cultura pop, l’universo è spesso trattato con ironia o stupore: la serie animata statunitense '[[Rick and Morty]]'' utilizza il concetto di multiverso per esplorare paradossi scientifici e morali in chiave satirica.
<ref>{{cita libro|autore=Justin Roiland, Dan Harmon|titolo=Rick and Morty (serie animata)|editore=Adult Swim|anno=2013|lingua=en}}</ref>
Anche nei [[social media]], il linguaggio cosmico è stato adottato per veicolare concetti esistenziali o umoristici, come nei [[meme]] ispirati al "galaxy brain" o nei contenuti divulgativi virali sulla fisica quantistica e l’universo osservabile.<ref>{{cita libro|autore=Danah Boyd|titolo=It's Complicated: The Social Lives of Networked Teens|url=https://archive.org/details/itscomplicatedso0000boyd_p5m0|editore=Yale University Press|anno=2014|lingua=en}}</ref>
== Note ==
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== Bibliografia ==
* {{Cita pubblicazione|autore = Bartel |linkautore = Bartel Leendert van der Waerden|anno = 1987|titolo = The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy|doi = 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x
* {{Cita libro|autore = [[Lev Davidovič Landau|Landau, Lev]], [[Evgeny Lifshitz|Lifshitz, E.M.]]|anno = 1975|titolo= The Classical Theory of Fields ([[Course of Theoretical Physics]], Vol. 2)|edizione = revised 4th English|editore=Pergamon Press|città=New York|pp=[https://archive.org/details/classicaltheoryo0000land_k6k2/page/358 358]–397|
* Liddell, H. G. and Scott, R. ''A Greek-English Lexicon'', Oxford University Press, ISBN 0-19-864214-8.
* {{Cita libro|autore = [[Charles W. Misner|Misner, C.W.]], [[Kip Thorne|Thorne, Kip]], [[John Archibald Wheeler|Wheeler, J.A.]]|titolo = Gravitation|url = https://archive.org/details/gravitationphysi00misn|città = San Francisco|editore = W. H. Freeman|anno = 1973|pp=[https://archive.org/details/gravitationphysi00misn/page/n722 703]–816|
* {{Cita libro|autore = Rindler, W.|anno = 1977|titolo = Essential Relativity: Special, General, and Cosmological|url = https://archive.org/details/essentialrelativ00rind_279|editore = Springer Verlag|città = New York|pp=[https://archive.org/details/essentialrelativ00rind_279/page/n205 193]–244|wkautore = Wolfgang Rindler|
* {{Cita libro|autore=Paul Murdin|titolo=The Universe: A Biography|url=https://www.google.it/books/edition/The_Universe_A_Biography/VphnEAAAQBAJ?hl=it|accesso=19 luglio 2024|data=19 aprile 2022|editore=Thames & Hudson|lingua=
=== Altre letture ===
* {{Cita libro|autore =
* {{Cita libro|nome=Harry|cognome=Nussbaumer|nome2=Lydia|cognome2=Bieri|nome3=Allan|cognome3=Sandage|anno = 2009|titolo= Discovering the Expanding Universe|editore=Cambridge University Press|url=http://books.google.com/books?id=RaNOJkQ4l14C|
== Voci correlate ==
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