Sari la conținut

Univers: Diferență între versiuni

Modifică legăturile
De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Navighează interactiv prin istoric
← Diferența anterioarăDiferența următoare →
Conținut șters Conținut adăugat
VizualWikitext
Fără descriere a modificării
Linia 79: Linia 79:


În prima fracțiune de secundă a existenței universului, cele patru forțe fundamentale s-au separat. Pe măsură ce universul continua să se răcească de la starea de neconceput de fierbinte, diferite tipuri de [[Particulă subatomică|particule subatomice]] au putut să se formeze în perioade scurte de timp cunoscute ca epoca quark-ului, epoca hadron-ului și epoca lepton-ului. Împreună, aceste epoci au acoperit mai puțin de 10 secunde de timp după Big Bang. Aceste particule elementare se asociază stabil în combinații tot mai mari, inclusiv [[proton]]i stabili și [[neutron]]i, care apoi formează [[Nucleu atomic|nuclee atomice]] mai complexe prin [[Fuziune nucleară|fuziunea nucleară]]. Acest proces, cunoscut sub numele de [[nucleosinteza Big Bang]], a durat aproximativ 17 minute și s-a încheiat la aproximativ 20 de minute după Big Bang, astfel încât au avut loc doar cele mai rapide și mai simple reacții. Aproximativ 25% din protoni și toți neutronii din univers, în masă, au fost transformați în [[heliu]], cu cantități mici de [[deuteriu]] (o formă de [[hidrogen]]) și urme de [[litiu]]. Orice alt [[element chimic|element]] a fost format numai în cantități foarte mici. Ceilalți 75% din protoni au rămas neafectați, ca nuclei de [[hidrogen]].
În prima fracțiune de secundă a existenței universului, cele patru forțe fundamentale s-au separat. Pe măsură ce universul continua să se răcească de la starea de neconceput de fierbinte, diferite tipuri de [[Particulă subatomică|particule subatomice]] au putut să se formeze în perioade scurte de timp cunoscute ca epoca quark-ului, epoca hadron-ului și epoca lepton-ului. Împreună, aceste epoci au acoperit mai puțin de 10 secunde de timp după Big Bang. Aceste particule elementare se asociază stabil în combinații tot mai mari, inclusiv [[proton]]i stabili și [[neutron]]i, care apoi formează [[Nucleu atomic|nuclee atomice]] mai complexe prin [[Fuziune nucleară|fuziunea nucleară]]. Acest proces, cunoscut sub numele de [[nucleosinteza Big Bang]], a durat aproximativ 17 minute și s-a încheiat la aproximativ 20 de minute după Big Bang, astfel încât au avut loc doar cele mai rapide și mai simple reacții. Aproximativ 25% din protoni și toți neutronii din univers, în masă, au fost transformați în [[heliu]], cu cantități mici de [[deuteriu]] (o formă de [[hidrogen]]) și urme de [[litiu]]. Orice alt [[element chimic|element]] a fost format numai în cantități foarte mici. Ceilalți 75% din protoni au rămas neafectați, ca nuclei de [[hidrogen]].
[[File:Big bang manifold.png|thumb|320px|Mulți oameni de știință nu le-a plăcut ideea că universul are un început, un moment de creație. ~ [[Stephen Hawking]]]]

După terminarea nucleosintezei, universul a intrat într-o perioadă cunoscută sub numele de [[epoca fotonică]]. În această perioadă, Universul era încă prea fierbinte pentru ca materia să formeze atomi neutri, așa că conținea o [[plasmă]] fierbinte, densă și pâcloasă de electroni încărcați negativ, [[neutrin]]i neutri și nuclei pozitivi. După aproximativ 377.000 de ani, universul se răcește suficient încât electronii și nucleele ar putea forma primii atomi stabili, moment cunoscut drept [[Recombinare (cosmologie)|recombinare]]. Spre deosebire de plasmă, atomii neutri sunt transparenți pentru multe [[Lungime de undă|lungimi de undă]] ale radiației, astfel încât, pentru prima dată, universul a devenit transparent. Fotonii eliberați ("decuplați") atunci când acești atomi se formează pot fi văzuți și astăzi; ei formează [[radiație cosmică de fond]].
După terminarea nucleosintezei, universul a intrat într-o perioadă cunoscută sub numele de [[epoca fotonică]]. În această perioadă, Universul era încă prea fierbinte pentru ca materia să formeze atomi neutri, așa că conținea o [[plasmă]] fierbinte, densă și pâcloasă de electroni încărcați negativ, [[neutrin]]i neutri și nuclei pozitivi. După aproximativ 377.000 de ani, universul se răcește suficient încât electronii și nucleele ar putea forma primii atomi stabili, moment cunoscut drept [[Recombinare (cosmologie)|recombinare]]. Spre deosebire de plasmă, atomii neutri sunt transparenți pentru multe [[Lungime de undă|lungimi de undă]] ale radiației, astfel încât, pentru prima dată, universul a devenit transparent. Fotonii eliberați ("decuplați") atunci când acești atomi se formează pot fi văzuți și astăzi; ei formează [[radiație cosmică de fond]].


Linia 244: Linia 244:
| issn = 0035-8711
| issn = 0035-8711
|arxiv = astro-ph/0502178 |bibcode = 1992MNRAS.258P..14P }}</ref>
|arxiv = astro-ph/0502178 |bibcode = 1992MNRAS.258P..14P }}</ref>
[[File:Proton quark structure.svg|thumb|200px|Un proton, compus din trei quarcuri: două quarcuri cu sarcină pozitivă și altul cu sarcina negativă]]
Materia obișnuită există frecvent în patru stări (sau faze): [[solid]], [[lichid]], [[gaz]] și [[plasmă]]. Cu toate acestea, progresele în tehnicile experimentale au dezvăluit alte faze teoretice anterioare, cum ar fi [[condensatul Bose-Einstein]] și [[condensatul fermionic]]. Materia obișnuită este alcătuită din două tipuri de [[Particulă elementară|particule elementare]]: [[quarc]]i și [[lepton]]i.<ref name=Hooft>
Materia obișnuită există frecvent în patru stări (sau faze): [[solid]], [[lichid]], [[gaz]] și [[plasmă]]. Cu toate acestea, progresele în tehnicile experimentale au dezvăluit alte faze teoretice anterioare, cum ar fi [[condensatul Bose-Einstein]] și [[condensatul fermionic]]. Materia obișnuită este alcătuită din două tipuri de [[Particulă elementară|particule elementare]]: [[quarc]]i și [[lepton]]i.<ref name=Hooft>
{{cite book
{{cite book
Linia 256: Linia 257:


La scurt timp după [[Big Bang]], protonii primordiali și neutronii s-au format din [[plasma quark-gluon]] din Universul timpuriu, care s-a răcit la sub două bilioane de grade. Câteva minute mai târziu, într-un proces cunoscut ca [[nucleosinteza Big Bang]], s-au format nuclee din protoni și neutroni primordiali. Această nucleosinteză a format elemente mai ușoare, cele cu numere atomice mici până la [[litiu]] și [[beriliu]], dar abundența elementelor grele a scăzut brusc odată cu creșterea numărului atomic. Unele cantități de [[Bor (element)|bor]] s-au format în acest moment, dar următorul element mai greu, [[carbon]]ul, nu s-a format în cantități semnificative. Nucleosinteza Big Bang s-a încheiat după aproximativ 20 de minute, datorită scăderii rapide a temperaturii și densității Universului în expansiune. Ulterior, [[Metalicitate|elementele mai grele]] s-au format din [[nucleosinteză stelară|nucleosinteza stelară]] și [[nucleosinteză explozivă|nucleosinteza explozivă în supernove]].<ref name=Clayton1983>{{cite book|last1=Clayton|first1=Donald D.|title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|date=1983|publisher=The University of Chicago Press|isbn=978-0-226-10953-4|pages=362–435}}</ref>
La scurt timp după [[Big Bang]], protonii primordiali și neutronii s-au format din [[plasma quark-gluon]] din Universul timpuriu, care s-a răcit la sub două bilioane de grade. Câteva minute mai târziu, într-un proces cunoscut ca [[nucleosinteza Big Bang]], s-au format nuclee din protoni și neutroni primordiali. Această nucleosinteză a format elemente mai ușoare, cele cu numere atomice mici până la [[litiu]] și [[beriliu]], dar abundența elementelor grele a scăzut brusc odată cu creșterea numărului atomic. Unele cantități de [[Bor (element)|bor]] s-au format în acest moment, dar următorul element mai greu, [[carbon]]ul, nu s-a format în cantități semnificative. Nucleosinteza Big Bang s-a încheiat după aproximativ 20 de minute, datorită scăderii rapide a temperaturii și densității Universului în expansiune. Ulterior, [[Metalicitate|elementele mai grele]] s-au format din [[nucleosinteză stelară|nucleosinteza stelară]] și [[nucleosinteză explozivă|nucleosinteza explozivă în supernove]].<ref name=Clayton1983>{{cite book|last1=Clayton|first1=Donald D.|title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|date=1983|publisher=The University of Chicago Press|isbn=978-0-226-10953-4|pages=362–435}}</ref>

==Modele cosmologice==

=== Modelul Universului bazat pe relativitatea generală ===
{{See also|Big Bang|Destinul ultim al Universului}}
[[Teoria relativității generale|Relativitatea generală]] este teoria geometrică a gravitației, publicată de [[Albert Einstein]] în 1915 și descrierea actuală a gravitației în fizica modernă. Este baza modelelor cosmologice actuale ale Universului. Relativitatea generală generalizează [[Teoria relativității restrânse|relativitatea restrânsă]] și legea lui Newton a [[Legea atracției universale|atracției universale]], oferind o descriere unificată a gravitației ca o proprietate geometrică a [[spațiu]]lui și [[timp]]ului sau a [[spațiu-timp]]. În special, curbura spațiu-timp este direct legată de energia și impulsul oricăror materii și radiații prezente. Relația este specificată de [[ecuațiile câmpului Einstein]], un sistem de [[Ecuație cu derivate parțiale|ecuații cu derivate parțiale]]. În relativitatea generală, distribuția materiei și a energiei determină geometria spațiu-timp, care la rândul său descrie accelerarea materiei. De aceea, soluțiile ecuațiilor câmpului lui Einstein descriu evoluția Universului. În combinație cu măsurarea cantității, tipului și distribuției materiei în Univers, ecuațiile relativității generale descriu evoluția universului în timp.<ref name="zeilik_cosmology" />

Cu presupunerea principiului cosmologic că Universul este omogen și izotrop pretutindeni, o soluție specifică a ecuațiilor de câmp care descrie Universul este [[tensor metric|tensorul metric]] numit metricul Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker,

:<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>
unde (''r'', θ, φ) corespund unui [[Coordonate sferice|sistem de coordonate sferice]]. Această [[Metrică (matematică)|metrică]] are numai doi parametri nedeterminați. Un factor global de scalare de [[mărime adimensională]] ''R'' descrie dimensiunea scării Universului în funcție de timp; o creștere a lui ''R'' este [[expansiunea Universului]].<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=12}}</ref> Un indice de curbură ''k'' descrie geometria. Indicele ''k'' este definit astfel încât să poată lua doar una din cele trei valori: 0, corespunzătoare [[Geometrie euclidiană|geometriei euclidiene]] plane; 1, care corespunde unui spațiu cu curbură pozitivă; sau -1, corespunzând unui spațiu cu curbură pozitivă sau negativă.<ref name="RaineThomas66" /> Valoarea lui ''R'' în funcție de timpul ''t'' depinde de ''k'' și de constanta cosmologică ''Λ''.<ref name="zeilik_cosmology">{{cite book |title=Introductory Astronomy & Astrophysics |last1=Zeilik |first1=Michael |last2=Gregory |first2=Stephen A. |date=1998 |edition=4th |publisher=Saunders College Publishing |isbn=978-0-03-006228-5 | section=25-2}}</ref> Constanta cosmologică reprezintă densitatea energetică a spațiului vid și poate fi legată de energia întunecată.<ref name="peebles" /> Ecuația care descrie modul în care ''R'' variază în timp este cunoscută sub numele de [[Ecuațiile Friedmann|ecuația Friedmann]] după inventatorul său, [[Alexander Friedmann]].<ref>{{cite journal|author = Friedmann A.|date = 1922|title = Über die Krümmung des Raumes|journal = Zeitschrift für Physik|volume = 10|issue = 1|pages = 377–86|doi = 10.1007/BF01332580|bibcode = 1922ZPhy...10..377F|authorlink = Alexander Friedmann|url=http://publikationen.ub.uni-frankfurt.de/files/16735/E001554876.pdf}}</ref>

Soluțiile pentru ''R(t)'' depind de ''k'' și ''Λ'', dar unele caracteristici calitative ale acestor soluții sunt generale. Mai întâi și cel mai important, scara de lungime ''R'' a Universului poate rămâne constantă ''numai'' dacă Universul este perfect izotrop cu curbura pozitivă (''k'' = 1) și are o valoare precisă a densității peste tot, așa cum a remarcat [[Albert Einstein]].<ref name="zeilik_cosmology" /> Totuși, acest echilibru este instabil: pentru că universul este cunoscut ca neomogen la scări mai mici, ''R'' trebuie să se schimbe în timp. Când ''R'' se schimbă, toate distanțele spațiale din Univers se schimbă în tandem; există o expansiune globală sau o contracție a spațiului în sine. Aceasta explică observația că galaxiile par a fi în derivă; spațiul dintre ele se întinde. Întinderea spațiului explică, de asemenea, paradoxul aparent că două galaxii pot fi la 40 de miliarde de ani-lumină distanță, deși au pornit din același punct în urmă cu 13,8 miliarde de ani<ref>{{cite web
|title = Cosmic Detectives
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cosmic_detectives
|publisher = The European Space Agency (ESA)
|date = April 2, 2013
|accessdate = April 15, 2013}}
</ref> și nu s-au mișcat niciodată mai repede decât [[viteza luminii]].

În al doilea rând, toate soluțiile sugerează că în trecut a existat o [[singularitate gravitațională]], când ''R'' a ajuns la zero, iar materia și energia erau infinit de dense. Se pare că această concluzie este incertă deoarece se bazează pe ipotezele discutabile de omogenitate perfectă și izotropie (principiul cosmologic) și că doar interacțiunea gravitațională este semnificativă. Cu toate acestea, teoremele de singularitate Penrose-Hawking arată că ar trebui să existe o singularitate pentru condiții foarte generale. Prin urmare, în conformitate cu ecuațiile câmpului Einstein, ''R'' a crescut rapid dintr-o stare inimaginabil de fierbinte și densă care exista imediat după această singularitate (când ''R'' avea o valoare mică, finită); aceasta este esența modelului [[Big Bang]] al Universului. Înțelegerea singularității Big Bang-ului probabil necesită o teorie cuantică a gravitației, care nu a fost formulată încă.<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|pp=122–23}}</ref>

În al treilea rând, indicele de curbură ''k'' determină semnul curburii spațiale medii a spațiului-timp<ref name="RaineThomas66">{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=66}}</ref> calculat pe scări de lungime suficient de mari (mai mare de aproximativ un miliard de ani lumină). Dacă ''k'' = 1, curbura este pozitivă și Universul are un volum finit.<ref name="RaineThomas70" /> Un Univers cu curbură pozitivă este adesea vizualizat ca o sferă tridimensională încorporată într-un spațiu cu patru dimensiuni. În schimb, dacă ''k'' este zero sau negativ, Universul are un volum infinit.<ref name="RaineThomas70">{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=70}}</ref> Poate părea contra-intuitiv ca un univers infinit și infinit de dens ar putea fi creat într-o singură clipă la Big Bang atunci când ''R'' = 0, dar exact așa este prezis matematic atunci când ''k'' nu este egal cu 1. Prin analogie, un plan infinit are curbură zero dar zona infinită, în timp ce un cilindru infinit este finit într-o direcție și un [[tor]] este finit în ambele. Un Univers toroidal se poate comporta ca un Univers normal în condiții la limită periodice.

[[Soarta finală a Universului]] este încă necunoscută, deoarece depinde critic de indicele de curbură ''k'' și de constanta cosmologică ''Λ''. Dacă universul ar fi suficient de dens, ''k'' ar fi egal cu +1, ceea ce înseamnă că curbura medie a acestuia este pozitivă și că Universul, în cele din urmă, se va prăbuși într-un [[Big Crunch]],<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=84}}</ref> eventual începând un nou Univers într-un [[Big Bounce]]. Dimpotrivă, dacă universul ar fi insuficient de dens, ''k'' ar fi egal cu 0 sau -1 și Universul s-ar extinde pentru totdeauna, răcindu-se și, eventual, ajungând la Big Freeze și moartea termică a Universului.<ref name="zeilik_cosmology" /> Datele moderne sugerează că rata de expansiune a Universului nu este în scădere, așa cum era de așteptat inițial, ci a crescut; dacă acest lucru continuă pe termen nedefinit, Universul poate ajunge în cele din urmă la un [[Big Rip]]. Din punct de vedere observațional, Universul pare a fi plat (''k'' = 0), cu o densitate totală foarte apropiată de valoarea critică dintre recul și expansiunea eternă.<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|pp=88, 110–13}}</ref>


== Note ==
== Note ==

Versiunea de la 17 aprilie 2019 22:06

Univers

Cea mai îndepărtată imagine de spectru vizibil a cosmosului, Hubble Ultra Deep Field.[1]
Vârstă13,799 ± 0,021 miliarde ani[2]
DiametruNecunoscut.[3] Diametrul universului observabil: 8.8×1026 m (28.5 Gpc sau 93 Gly)[4]
Masă (materie obișnuită)Cel puțin 1053 kg[5]
Densitatea medie9.9 x 10−30 g/cm3[6]
Temperatura medie2,72548 K[7]
Conținutul principalMaterie obișnuită (barion) (4,9%)
Materie întunecată (26,8%)
Energie neagră (68,3%)[8]
FormăPlat cu o marjă de eroare de 0,4%[9]
Pentru alte sensuri, vedeți Univers (dezambiguizare).

Universul este totalitatea spațiului și timpului,[a] a tuturor formelor de materie și energie. În timp ce dimensiunea întregului Univers nu este cunoscută,[3] universul observabil poate fi măsurat.

Cele mai vechi modele științifice ale Universului au fost dezvoltate de filosofi antici greci și indieni și au fost geocentrice, plasând Pământul în centrul Universului.[10][11] De-a lungul secolelor, observațiile astronomice mai precise l-au determinat pe Nicolaus Copernicus să dezvolte modelul heliocentric cu Soarele în centrul Sistemului Solar. În elaborarea legii atracției universale, Isaac Newton s-a bazat pe lucrările lui Copernicus, precum și pe observațiile lui Tycho Brahe și legile mișcării planetare ale lui Johannes Kepler.

Îmbunătățirea observațiilor a dus la conștientizarea faptului că Soarele este una din sutele de miliarde de stele din Calea Lactee, care este una din sutele de miliarde de galaxii din Univers. Multe dintre stelele din galaxia noastră au planete. La scară mai mare, galaxiile sunt distribuite uniform și la fel în toate direcțiile, ceea ce înseamnă că Universul nu are nici margine nici centru. La scară mai mică, galaxiile sunt distribuite în roiuri și super-roiuri care formează filamente imense în spațiu, creând o structură vastă ca de spumă.[12] Descoperirile de la începutul secolului XX au sugerat că Universul a avut un început și că de atunci spațiul s-a extins,[13] iar în prezent rata de extindere este în creștere.[14]

Teoria Big Bang este descrierea cosmologică predominantă a dezvoltării Universului. Sub această teorie, spațiul și timpul au apărut împreună cu 13,799 ± 0,021 miliarde de ani în urmă,[2] cu o cantitate fixă ​​de energie și materie care a devenit mai puțin densă pe măsură ce Universul s-a extins. După o expansiune inițială accelerată la aproximativ 10−32 secunde și separarea celor patru forțe fundamentale cunoscute, Universul s-a răcit treptat și a continuat să se extindă, permițând formarea primelor particule subatomice și a atomilor simpli. Materia întunecată s-a adunat treptat, formând o structură ca o spumă cu filamente și vid sub influența gravitației. Nori uriași de hidrogen și heliu s-au retras treptat în locurile în care materia întunecată era cea mai densă, formând primele galaxii și stelele. Este posibil să vedem astăzi obiecte care sunt acum la o depărtare de 13,799 miliarde de ani-lumină, deoarece spațiul însuși s-a extins și continuă să se extindă. Aceasta înseamnă că obiectele care se află acum la 46,5 miliarde de ani-lumină distanță pot fi văzute în trecutul lor îndepărtat, pentru că în trecut când lumina lor a fost emisă, ele erau mult mai aproape de Pământ.

Din studiul mișcării galaxiilor, s-a descoperit că universul conține mult mai mult materie decât este reprezentată de obiecte vizibile: stele, galaxii, nebuloasele și gazul interstelar. Această materie nevăzută este cunoscută sub numele de materie întunecată [15] (întunecat înseamnă că există o gamă largă de dovezi indirecte puternice că există, dar n-am detectat-o încă direct). Modelul ΛCDM este cel mai acceptat model al universului nostru. Aceasta sugerează că aproximativ 69,2% ± 1,2% [2015] din masa și energia din univers este o constantă cosmologică (sau, în extensie la ACDM, alte forme de energie întunecată, cum ar fi un câmp scalar), care este responsabilă pentru extinderea actuală din spațiu și aproximativ 25,8% ± 1,1% [2015] este materie întunecată.[16] Materia obișnuită ("barion") reprezintă doar 4,9% [2015] din universul fizic.[16] Stelele, planetele și norii vizibili de gaz formează doar aproximativ 6% din materia obișnuită, sau aproximativ 0,3% din întregul univers.[17]

Există numeroase ipoteze concurente despre soarta finală a universului și despre ceea ce a precedat Big Bang-ul, în timp ce alți fizicieni și filosofi refuză să speculeze, îndoindu-se că informațiile despre stările anterioare vor fi vreodată accesibile. Unii fizicieni au sugerat diferite ipoteze multiverse, în care Universul ar putea fi unul dintre numeroasele universuri care există.[3][18][19]

Definiție

Universul fizic este definit ca totalitatea spațiului și timpului[a] (denumit colectiv spațiu-timp) și toată energia în diferitele sale forme, inclusiv radiația electromagnetică și materia și deci planetele, sateliții, stelele, galaxiile și conținutul spațiului intergalactic.[20][21][22] Universul include și legile fizice care influențează energia și materia, cum ar fi legile de conservare, mecanica clasică și relativitatea.[23]

Universul este deseori definit ca "totalitatea existenței", sau tot ceea ce există, tot ce a existat și tot ceea ce va exista.[23] De fapt, unii filosofi și oameni de știință susțin includerea ideilor și conceptelor abstracte - cum ar fi matematica și logica - în definirea Universului.[25][26][27] Cuvântul univers poate să se refere, de asemenea, la concepte cum ar fi cosmosul, lumea și natura.[28][29]

Etimologie și sinonime

Cuvântul univers derivă din cuvântul francez vechi univers, care derivă la rândul său din cuvântul latin universum.[30] Cuvântul latin a fost folosit de Cicero și mai târziu de autori latini în același sens ca cel de astăzi.[31]

Un termen pentru "univers" folosit de filosofii Greciei antice începând cu Pitagora a fost τὸ πᾶν, tò pân ("totul"), definit ca toată materia și tot spațiul, și τὸ ὅλον, tò hólon ("toate lucrurile"), care nu include cu necesitate vidul.[32][33] Un alt sinonim era ὁ κόσμος, ho kósmos (adică lumea, cosmosul).[34] Sinonime se găsesc și la autori latini (totum, mundus, natura)[35] care au supraviețuit în limbile moderne.

Cronologie și Big Bang

Articole principale: Big Bang și Istoria universului.

Modelul predominant pentru evoluția Universului este teoria Big Bang.[36][37] Modelul Big Bang afirmă că cea mai timpurie stare a Universului era una extrem de fierbinte și densă și că Universul s-a extins și s-a răcit.

Modelul se bazează pe relativitatea generală și pe simplificarea ipotezelor, cum ar fi omogenitatea și izotropia spațiului. O versiune a modelului cu o constantă cosmologică (Lambda) și o materie întunecată rece, cunoscută sub numele de model Lambda-CDM, este cel mai simplu model care oferă o reflectare rezonabilă a diferitelor observații despre Univers. Modelul Big Bang explică observații cum ar fi corelarea distanței și deplasarea spre roșu a galaxiilor, raportul dintre numărul de atomi de hidrogen și heliu și radiația cosmică de fond.

Concept artistic al expansiunii Universului, unde spațiul (inclusiv părțile ipotetice nevăzute ale Universului) este reprezentat în fiecare moment în secțiuni circulare. Schema este decorată cu imagini din satelit WMAP.

Starea inițială fierbinte și densă se numește epoca Planck, o scurtă perioadă care se extinde de la timpul zero la o unitate de timp Planck de aproximativ 10−43 secunde. În timpul epocii Planck, toate tipurile de materie și de energie s-au concentrat într-o stare densă, iar gravitația - în prezent cea mai slabă dintre cele patru forțe cunoscute - este considerată a fi fost la fel de puternică ca celelalte forțe fundamentale, sau este posbil ca toate forțele să fi fost unificate. De la epoca Planck, spațiul s-a extins până la scala sa actuală, cu o perioadă foarte scurtă, dar intensă, de inflație cosmică, care a făcut ca universul să ajungă la o dimensiune mult mai mare în mai puțin de 10−32 secunde.[38] Acesta a fost un fel de expansiune diferită de cele pe care le putem vedea astăzi în jurul nostru. Obiectele din spațiu nu s-au mișcat fizic; în schimb, s-a schimbat metrica care definește spațiul în sine. Deși obiectele din spațiu-timp nu se pot mișca mai repede decât viteza luminii, această limitare nu se aplică spațiului temporal propriu-zis. Se crede că această perioadă inițială de inflație explică de ce spațiul pare a fi foarte plat și mult mai mare decât lumina ar putea călători de la începutul universului.

În prima fracțiune de secundă a existenței universului, cele patru forțe fundamentale s-au separat. Pe măsură ce universul continua să se răcească de la starea de neconceput de fierbinte, diferite tipuri de particule subatomice au putut să se formeze în perioade scurte de timp cunoscute ca epoca quark-ului, epoca hadron-ului și epoca lepton-ului. Împreună, aceste epoci au acoperit mai puțin de 10 secunde de timp după Big Bang. Aceste particule elementare se asociază stabil în combinații tot mai mari, inclusiv protoni stabili și neutroni, care apoi formează nuclee atomice mai complexe prin fuziunea nucleară. Acest proces, cunoscut sub numele de nucleosinteza Big Bang, a durat aproximativ 17 minute și s-a încheiat la aproximativ 20 de minute după Big Bang, astfel încât au avut loc doar cele mai rapide și mai simple reacții. Aproximativ 25% din protoni și toți neutronii din univers, în masă, au fost transformați în heliu, cu cantități mici de deuteriu (o formă de hidrogen) și urme de litiu. Orice alt element a fost format numai în cantități foarte mici. Ceilalți 75% din protoni au rămas neafectați, ca nuclei de hidrogen.

Mulți oameni de știință nu le-a plăcut ideea că universul are un început, un moment de creație. ~ Stephen Hawking

După terminarea nucleosintezei, universul a intrat într-o perioadă cunoscută sub numele de epoca fotonică. În această perioadă, Universul era încă prea fierbinte pentru ca materia să formeze atomi neutri, așa că conținea o plasmă fierbinte, densă și pâcloasă de electroni încărcați negativ, neutrini neutri și nuclei pozitivi. După aproximativ 377.000 de ani, universul se răcește suficient încât electronii și nucleele ar putea forma primii atomi stabili, moment cunoscut drept recombinare. Spre deosebire de plasmă, atomii neutri sunt transparenți pentru multe lungimi de undă ale radiației, astfel încât, pentru prima dată, universul a devenit transparent. Fotonii eliberați ("decuplați") atunci când acești atomi se formează pot fi văzuți și astăzi; ei formează radiație cosmică de fond.

Pe măsură ce Universul se extinde, densitatea energetică a radiației electromagnetice scade mai repede decât cea a materiei, deoarece energia fotonului scade cu lungimea de undă. La aproximativ 47.000 de ani, densitatea energetică a materiei a devenit mai mare decât cea a fotonilor și a neutrinilor și a început să domine comportamentul la scară largă a universului. Aceasta a marcat sfârșitul erei dominate de radiații și începutul erei dominate de materie.

În primele etape ale universului, fluctuațiile mici din densitatea universului au dus la formarea treptată a concentrațiilor de materie întunecată. Materia obișnuită, atrasă de acestea prin gravitație, a format nori mari de gaze și, în cele din urmă, stele și galaxii acolo unde materia întunecată era cea mai densă și vid unde era mai puțin densă. Primele stele au fost probabil foarte masive, luminoase, nemetalice și cu durată scurtă de viață. Ele au fost responsabile pentru reionizarea treptată a Universului între aproximativ 200-500 de milioane de ani și 1 miliard de ani și, de asemenea, pentru însămânțarea universului cu elemente mai grele decât heliul, prin nucleosinteza stelară.[39] Universul conține, de asemenea, o energie misterioasă - posibil un câmp scalar - numită energie întunecată, a cărei densitatea nu se schimbă în timp. După aproximativ 9,8 miliarde de ani, universul s-a extins suficient, astfel încât densitatea materiei a fost mai mică decât densitatea energiei întunecate, marcând începutul erei dominante a energiei întunecate.[40] În această epocă, expansiunea universului se accelerează din cauza energiei întunecate.

Proprietăți fizice

Articole principale: Universul observabil, Vârsta universului și Expansiunea universului.

Dintre cele patru forțefundamentale, gravitația este dominantă la scară astronomică. Efectele gravitației sunt cumulative; prin contrast, efectele încărcărilor pozitive și negative tind să se anuleze, făcând ca electromagnetismul să fie relativ nesemnificativ la scară astronomică. Celelalte două forțe rămase, Interacțiunea slabă și interacțiunea tare, se diminuează foarte rapid cu distanța; efectele lor se limitează în principal la scări de lungime sub-atomică.

Universul pare să aibă mult mai multă materie decât antimaterie, o asimetrie posibil legată de violarea simetriei CP.[41] Acest dezechilibru între materie și antimaterie este parțial responsabil pentru existența materiei de astăzi, deoarece materia și antimateria, dacă au fost produse în mod egal la Big Bang, s-ar fi anihilat reciproc, din interacțiunea lor rămânând numai fotoni.[42][43] Universul pare, de asemenea, să nu aibă nici un impuls net, nici un moment cinetic, care urmează legi fizice acceptate dacă universul este finit. Aceste legi sunt legea lui Gauss și non-divergența pseudotensorului stres-energie-impuls.[44]

Constituent spatial scales of the observable universe
Această diagramă arată locația Pământului în Univers pe scări tot mai mari. Imaginile, etichetate de-a lungul marginii stângi, cresc în dimensiune de la dreapta la stânga, apoi de sus în jos.

Dimensiune

Vezi și: Universul observabil.

Până în prezent nu există date științifice care să spună daca Universul este finit sau infinit. Ceea ce putem măsura este universul observabil. Cât de departe putem privi în spatiu nu depinde neaparat de tehnologia pe care o avem la dispozitie, ci depinde de viteza finită a luminii și expansiunea continuă a spațiului.[45]

Distanța comobilă - distanța măsurată la un anumit moment, inclusiv în prezent — între Pământ și marginea universului observabil, este de 46 miliarde de ani-lumină[46][47] ceea ce face ca diametrul universului observabil să fie de aproximativ 93 de miliarde de ani-lumină.[46] Pentru comparație, diametrul unei galaxii tipice este de 30.000 de ani-lumină iar distanța tipică dintre două galaxii vecine este de 3 milioane de ani-lumină.[48] De exemplu, Calea Lactee are aproximativ 100.000-180.000 de ani-lumină în diametru,[49][50] iar cea mai apropiată galaxie, Galaxia Andromeda, este la aproximativ 2,5 milioane de ani-lumină.[51]

Deoarece nu putem observa spațiul dincolo de marginea universului observabil, nu se știe dacă mărimea Universului în totalitatea sa este finită sau infinită.[3][52][53] Estimările pentru dimensiunea totală a universului, dacă este finit, ajung la megaparseci.[54][b]

Vârstă și expansiune

Articole principale: Vârsta universului și Expansiunea universului.
Astronomii au descoperit stele în galaxia Calea Lactee care au aproximativ 13,6 miliarde de ani vechime.

Cu timpul, Universul și conținutul său au evoluat; de exemplu, populația relativă a quasarilor și a galaxiilor s-a schimbat,[55] iar spațiul însuși s-a extins. Datorită acestei expansiuni, oamenii de știință de pe Pământ pot observa lumina dintr-o galaxie aflată la 30 de miliarde de ani-lumină distanță, chiar dacă lumina a călătorit numai 13 miliarde de ani; spațiul dintre ele s-a extins. Această expansiune este în concordanță cu observația că lumina din galaxiile îndepărtate a fost deplasată spre roșu; fotonii emise au fost întinși la lungimi de undă mai lungi și frecvențe mai mici în timpul călătoriei lor. Analiza supernovelor de tipul Ia indică faptul că expansiunea spațială este accelerată.[56][57]

Cu cât există mai multă materie în Univers, cu atât mai puternică este forța gravitațională reciprocă a materiei. Dacă Universul ar fi fost prea dens, atunci ar fi recolapsat într-o singularitate gravitațională. Dacă Universul ar conține prea puțină materie, atunci autogravitația ar fi prea slabă pentru formarea structurilor astronomice, cum ar fi galaxiile sau planetele. De la Big Bang, universul s-a extins monoton. Poate deloc surprinzător universul nostru are densitatea potrivită a masă-energie, echivalentă cu aproximativ 5 protoni per metru cub, ceea ce i-a permis să se extindă în ultimii 13,8 miliarde de ani, oferind timp pentru a forma universul așa cum se observă astăzi.[58]

Există forțe dinamice care acționează asupra particulelor din Univers care afectează rata de expansiune. Înainte de 1998, era de așteptat ca rata de expansiune să scadă în timp datorită influenței interacțiunilor gravitaționale din univers. În 1998, parametrul de decelerare a fost măsurat de două grupuri diferite ca find negativ, de aproximativ -0,55, ceea ce presupune tehnic că al doilea derivat al factorului de scalare cosmic a fost pozitiv în ultimii 5-6 miliarde de ani.[14][59] Această accelerație nu implică însă faptul că constanta Hubble crește în prezent.

Spațiu-timp

Articol principal: Spațiu-timp.
Vezi și: Transformările lui Lorentz.

Spațiu-timp este zona în care au loc toate evenimentele fizice. Elementele de bază ale spațiu-timp sunt evenimentele. În orice spațiu-timp, un eveniment este definit ca o poziție unică într-un moment unic. Un spațiu-timp este unirea tuturor evenimentelor (în același mod în care o linie este unirea tuturor punctelor sale), organizată formal într-o varietate.[60]

Analogie bidimensională a distorsiunii spațiu-timp generate de masa unui obiect.

Universul pare să fie un continuum spațiu-timp format din trei dimensiuni spațiale și o dimensiune temporală (timp) (un eveniment în spațiul cosmic al Universului poate fi prin urmare identificat printr-un set de patru coordonate: (x, y, z, t) ). În medie, spațiul este considerat a fi aproape plat (cu o curbură aproape de zero), ceea ce înseamnă că geometria euclidiană este empiric adevărată, cu o precizie ridicată în cea mai mare parte a Universului.[61] Observațiile actuale nu pot exclude posibilitatea ca Universul să aibă mai multe dimensiuni (care este postulat de teorii cum ar fi teoria coardelor) și că spațiu-timp poate avea o topologie globală conectată multiplu, în mod analog cu topologiile cilindrice sau toroidale de spații bidimensionale.[62][63]

Spațiul-timp al Universului este de obicei interpretat dintr-o perspectivă euclidiană, spațiul fiind format din trei dimensiuni și un timp care constă dintr-o dimensiune, "a patra dimensiune".[64] Prin combinarea spațiului și a timpului într-o singură varietate numită spațiul Minkowski, fizicienii au simplificat un număr mare de teorii fizice și au descris într-un mod mai uniform practicile Universului atât la nivelurile supergalactice cât și subatomice.

Evenimentele spațiu-timp nu sunt definite absolut spațial și temporal, ci mai degrabă sunt cunoscute ca fiind relative la mișcarea unui observator. Spațiul Minkowski aproximează Universul fără gravitație; varietățile pseudo-Riemannian ale relativității generale descriu spațiu-timp cu materie și gravitație.

Compoziție

Vezi și: Formarea și evoluția galaxiilor, Roi de galaxii și Nebuloasă.
Distribuția relativă estimată pentru componentele densității energetice a universului. Energia intunecată domină energia totală (74%), în timp ce materia întunecată (22%) constituie cea mai mare parte a masei. Din restul materiei barionice (4%), doar o zecime este compactă. În februarie 2015, o echipă de cercetare condusă de europeni a lansat date noi care rafinau aceste valori la 4,9% materie obișnuită, 25,9% materie întunecată și 69,1% energie întunecată.

Universul este compus aproape în întregime din energie întunecată, materie întunecată și materie obișnuită. Alte conținuturi sunt radiație electromagnetică (estimată între 0,005% și aproape 0,01% din masă-energia totală a Universului) și antimaterie.[65][66][67]

Proporțiile tuturor tipurilor de materie și energie s-au schimbat în istoria Universului.[68] Cantitatea totală de radiație electromagnetică generată în univers a scăzut cu 1/2 în ultimii 2 miliarde de ani.[69][70] Astăzi, materia obișnuită, care include atomi, stele, galaxii și viață, reprezintă doar 4,9% din conținutul Universului.[8] Densitatea globală actuală a acestui tip de materie este foarte scăzută, aproximativ 4,5 × 10−31 grame pe centimetru cub, ceea ce corespunde unei densități de ordinul unui singur proton pentru fiecare patru metri cubi de volum.[6] Natura energiei întunecate și a materiei întunecate nu este cunoscută. Materia întunecată, o formă misterioasă de materie care nu a fost încă identificată, reprezintă 26,8% din conținutul cosmic. Energia întunecată, care este energia spațiului gol și cauzează accelerarea extinderii Universului, reprezintă restul de 68,3% din conținut.[8][71][72]

Materia, materia întunecată și energia întunecată sunt distribuite omogen în tot universul pe scări de lungime mai mari de 300 de milioane de ani-lumină.[73] Totuși, pe o scară mai scurtă, materia tinde să se aglomere ierarhic; mulți atomi sunt condensați în stele, cele mai multe stele în galaxii, cele mai multe galaxii în roiuri, super-roiuri și, în final, filamente galactice de mari dimensiuni. Universul observabil conține aproximativ 300 de sextilioane (3 × 1023) de stele[74] și peste 100 de miliarde de galaxii.[75] Galaxiile variază de la galaxii pitice cu zece milioane de stele [76] până la giganți cu un trilion de stele.[77] Între structurile mai mari există vid, care, de obicei, are 10-150 Mpc (33 milioane–490 milioane ani-lumină) în diametru. Calea Lactee este situată în Grupul Local, care la rândul său este situat în Super-roiul Laniakea.[78] Acest super-roi se întinde pe mai mult de 500 de milioane de ani-lumină, în timp ce Grupul Local acoperă peste 10 milioane de ani-lumină.[79] Universul are, de asemenea, regiuni vaste de relativă goliciune; cel mai mare vid cunoscut, măsoară 1,8 miliarde de ani-lumină (550 Mpc).[80]

Universul observabil este izotrop pe scări semnificativ mai mari decât super-roiuri, ceea ce înseamnă că proprietățile statistice ale Universului sunt aceleași în toate direcțiile observate de pe Pământ. Ipoteza că Universul la scară largă este omogen și izotrop este cunoscut ca principiul cosmologic.[81] Un Univers care este atât omogen cât și izotrop arată la fel în orice direcție din spațiu[82] și nu are centru.[83]

Energia întunecată

Articol principal: Energie întunecată.
Comparația conținutului Universului de astăzi și a celui de la 380.000 de ani de la Big Bang, măsurată cu date WMAP timp de 5 ani (din 2008).[84] (Din cauza erorilor de rotunjire, suma acestor numere nu este de 100%). Aceasta reflectă limitele din 2008 ale capacității WMAP de a defini materia întunecată și energia întunecată.

O explicație a motivului pentru care expansiunea Universului se accelerează rămâne dificilă de găsit. Adesea este atribuită "energiei întunecate", o formă necunoscută de energie.[85] Pe baza echivalenței masă–energie, densitatea energiei întunecate (~ 7 × 10−30 g/cm3) este mult mai mică decât densitatea materiei obișnuite sau a materiei întunecate. Totuși, în epoca energiei întunecate din prezent, ea domină totalul de masă-energie al universului, deoarece este uniformă în spațiu.[86][87]

Cele două forme propuse pentru energia întunecată sunt constanta cosmologică, o constantă a densității energetice care umple spațiul în mod constant și omogen[88] și câmpuri scalare, cum ar fi chintesența, cantități dinamice a căror densitate de energie poate varia în timp și spațiu. Contribuțiile câmpurilor scalare, care sunt constante în spațiu, sunt, de obicei, incluse și în constanta cosmologică. Constanta cosmologică poate fi formulată pentru a fi echivalentă cu energia vidului. Câmpurile scalare având doar o mică cantitate de neomogenitate spațială ar fi dificil de distins de o constantă cosmologică.

Materia întunecată

Articol principal: Materia întunecată.

Materia întunecată este o materie ipotetică care este invizibilă întregului spectru electromagnetic, dar care reprezintă cea mai mare parte a materiei din Univers. Existența și proprietățile materiei întunecate sunt deduse din efectele ei gravitaționale asupra materiei vizibile, radiației și structurii pe scară largă a Universului. Materia întunecată nu a fost detectată direct, transformând-o în unul dintre cele mai mari mistere ale astrofizicii moderne. Ea nu emite nici nu absoarbe lumina sau alte radiații electromagnetice la nici un nivel semnificativ. Se estimează că materia întunecată constituie 25,9% din totalul masă-energie al Universului și aproximativ 80% din materia totală a Universului.[71][89]

Materia obișnuită

Articol principal: Materie.

Restul de 4,9% din masa-energia Universului este materia obișnuită, adică atomi, ioni, electroni și obiectele pe care le formează. Această materie include stelele care produc aproape toată lumina pe care o vedem din galaxii, precum și gazele interstelare din mediile interstelare și intergalactice, planetele și toate obiectele din viața de zi cu zi pe care le putem atinge, strânge sau ciocni.[90] De fapt, marea majoritate a materiei obișnuite din univers este nevăzută, deoarece stelele vizibile și gazele din interiorul galaxiilor și a roiurilor reprezintă mai puțin de 10% din contribuția materiei obișnuite la densitatea energetică a universului.[91]

Un proton, compus din trei quarcuri: două quarcuri cu sarcină pozitivă și altul cu sarcina negativă

Materia obișnuită există frecvent în patru stări (sau faze): solid, lichid, gaz și plasmă. Cu toate acestea, progresele în tehnicile experimentale au dezvăluit alte faze teoretice anterioare, cum ar fi condensatul Bose-Einstein și condensatul fermionic. Materia obișnuită este alcătuită din două tipuri de particule elementare: quarci și leptoni.[92] De exemplu, protonul este format din doi quarci pozitivi și un quarc negativ; neutronul este format din două quarci negativi și un quarc pozitiv; iar electronul este un fel de lepton. Un atom constă dintr-un nucleu atomic (alcătuit din protoni și neutroni) și electroni care orbitează nucleul. Deoarece majoritatea masei unui atom este concentrată în nucleul său, care este alcătuit din barioni, astronomii folosesc adesea termenul "materie barionică" pentru a descrie materia obișnuită, deși o mică parte a acestei "materii barionice" o reprezintă electronii.

La scurt timp după Big Bang, protonii primordiali și neutronii s-au format din plasma quark-gluon din Universul timpuriu, care s-a răcit la sub două bilioane de grade. Câteva minute mai târziu, într-un proces cunoscut ca nucleosinteza Big Bang, s-au format nuclee din protoni și neutroni primordiali. Această nucleosinteză a format elemente mai ușoare, cele cu numere atomice mici până la litiu și beriliu, dar abundența elementelor grele a scăzut brusc odată cu creșterea numărului atomic. Unele cantități de bor s-au format în acest moment, dar următorul element mai greu, carbonul, nu s-a format în cantități semnificative. Nucleosinteza Big Bang s-a încheiat după aproximativ 20 de minute, datorită scăderii rapide a temperaturii și densității Universului în expansiune. Ulterior, elementele mai grele s-au format din nucleosinteza stelară și nucleosinteza explozivă în supernove.[93]

Modele cosmologice

Modelul Universului bazat pe relativitatea generală

Vezi și: Big Bang și Destinul ultim al Universului.

Relativitatea generală este teoria geometrică a gravitației, publicată de Albert Einstein în 1915 și descrierea actuală a gravitației în fizica modernă. Este baza modelelor cosmologice actuale ale Universului. Relativitatea generală generalizează relativitatea restrânsă și legea lui Newton a atracției universale, oferind o descriere unificată a gravitației ca o proprietate geometrică a spațiului și timpului sau a spațiu-timp. În special, curbura spațiu-timp este direct legată de energia și impulsul oricăror materii și radiații prezente. Relația este specificată de ecuațiile câmpului Einstein, un sistem de ecuații cu derivate parțiale. În relativitatea generală, distribuția materiei și a energiei determină geometria spațiu-timp, care la rândul său descrie accelerarea materiei. De aceea, soluțiile ecuațiilor câmpului lui Einstein descriu evoluția Universului. În combinație cu măsurarea cantității, tipului și distribuției materiei în Univers, ecuațiile relativității generale descriu evoluția universului în timp.[94]

Cu presupunerea principiului cosmologic că Universul este omogen și izotrop pretutindeni, o soluție specifică a ecuațiilor de câmp care descrie Universul este tensorul metric numit metricul Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker,

unde (r, θ, φ) corespund unui sistem de coordonate sferice. Această metrică are numai doi parametri nedeterminați. Un factor global de scalare de mărime adimensională R descrie dimensiunea scării Universului în funcție de timp; o creștere a lui R este expansiunea Universului.[95] Un indice de curbură k descrie geometria. Indicele k este definit astfel încât să poată lua doar una din cele trei valori: 0, corespunzătoare geometriei euclidiene plane; 1, care corespunde unui spațiu cu curbură pozitivă; sau -1, corespunzând unui spațiu cu curbură pozitivă sau negativă.[96] Valoarea lui R în funcție de timpul t depinde de k și de constanta cosmologică Λ.[94] Constanta cosmologică reprezintă densitatea energetică a spațiului vid și poate fi legată de energia întunecată.[72] Ecuația care descrie modul în care R variază în timp este cunoscută sub numele de ecuația Friedmann după inventatorul său, Alexander Friedmann.[97]

Soluțiile pentru R(t) depind de k și Λ, dar unele caracteristici calitative ale acestor soluții sunt generale. Mai întâi și cel mai important, scara de lungime R a Universului poate rămâne constantă numai dacă Universul este perfect izotrop cu curbura pozitivă (k = 1) și are o valoare precisă a densității peste tot, așa cum a remarcat Albert Einstein.[94] Totuși, acest echilibru este instabil: pentru că universul este cunoscut ca neomogen la scări mai mici, R trebuie să se schimbe în timp. Când R se schimbă, toate distanțele spațiale din Univers se schimbă în tandem; există o expansiune globală sau o contracție a spațiului în sine. Aceasta explică observația că galaxiile par a fi în derivă; spațiul dintre ele se întinde. Întinderea spațiului explică, de asemenea, paradoxul aparent că două galaxii pot fi la 40 de miliarde de ani-lumină distanță, deși au pornit din același punct în urmă cu 13,8 miliarde de ani[98] și nu s-au mișcat niciodată mai repede decât viteza luminii.

În al doilea rând, toate soluțiile sugerează că în trecut a existat o singularitate gravitațională, când R a ajuns la zero, iar materia și energia erau infinit de dense. Se pare că această concluzie este incertă deoarece se bazează pe ipotezele discutabile de omogenitate perfectă și izotropie (principiul cosmologic) și că doar interacțiunea gravitațională este semnificativă. Cu toate acestea, teoremele de singularitate Penrose-Hawking arată că ar trebui să existe o singularitate pentru condiții foarte generale. Prin urmare, în conformitate cu ecuațiile câmpului Einstein, R a crescut rapid dintr-o stare inimaginabil de fierbinte și densă care exista imediat după această singularitate (când R avea o valoare mică, finită); aceasta este esența modelului Big Bang al Universului. Înțelegerea singularității Big Bang-ului probabil necesită o teorie cuantică a gravitației, care nu a fost formulată încă.[99]

În al treilea rând, indicele de curbură k determină semnul curburii spațiale medii a spațiului-timp[96] calculat pe scări de lungime suficient de mari (mai mare de aproximativ un miliard de ani lumină). Dacă k = 1, curbura este pozitivă și Universul are un volum finit.[100] Un Univers cu curbură pozitivă este adesea vizualizat ca o sferă tridimensională încorporată într-un spațiu cu patru dimensiuni. În schimb, dacă k este zero sau negativ, Universul are un volum infinit.[100] Poate părea contra-intuitiv ca un univers infinit și infinit de dens ar putea fi creat într-o singură clipă la Big Bang atunci când R = 0, dar exact așa este prezis matematic atunci când k nu este egal cu 1. Prin analogie, un plan infinit are curbură zero dar zona infinită, în timp ce un cilindru infinit este finit într-o direcție și un tor este finit în ambele. Un Univers toroidal se poate comporta ca un Univers normal în condiții la limită periodice.

Soarta finală a Universului este încă necunoscută, deoarece depinde critic de indicele de curbură k și de constanta cosmologică Λ. Dacă universul ar fi suficient de dens, k ar fi egal cu +1, ceea ce înseamnă că curbura medie a acestuia este pozitivă și că Universul, în cele din urmă, se va prăbuși într-un Big Crunch,[101] eventual începând un nou Univers într-un Big Bounce. Dimpotrivă, dacă universul ar fi insuficient de dens, k ar fi egal cu 0 sau -1 și Universul s-ar extinde pentru totdeauna, răcindu-se și, eventual, ajungând la Big Freeze și moartea termică a Universului.[94] Datele moderne sugerează că rata de expansiune a Universului nu este în scădere, așa cum era de așteptat inițial, ci a crescut; dacă acest lucru continuă pe termen nedefinit, Universul poate ajunge în cele din urmă la un Big Rip. Din punct de vedere observațional, Universul pare a fi plat (k = 0), cu o densitate totală foarte apropiată de valoarea critică dintre recul și expansiunea eternă.[102]

Note

  1. ^ „Hubble sees galaxies galore”. spacetelescope.org. Accesat în . 
  2. ^ a b Planck Collaboration (). „Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters”. Astronomy & Astrophysics. 594: A13, Table 4. arXiv:1502.01589 Accesibil gratuit. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. 
  3. ^ a b c d Greene, Brian (). The Hidden Reality. Alfred A. Knopf. 
  4. ^ Itzhak Bars; John Terning (noiembrie 2009). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. pp. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Accesat în . 
  5. ^ Paul Davies (). The Goldilocks Enigma. First Mariner Books. p. 43ff. ISBN 978-0-618-59226-5. 
  6. ^ a b NASA/WMAP Science Team (). „Universe 101: What is the Universe Made Of?”. NASA. Accesat în . 
  7. ^ Fixsen, D.J. (). „The Temperature of the Cosmic Microwave Background”. The Astrophysical Journal. 707 (2): 916–20. arXiv:0911.1955 Accesibil gratuit. Bibcode:2009ApJ...707..916F. doi:10.1088/0004-637X/707/2/916. 
  8. ^ a b c „First Planck results: the Universe is still weird and interesting”. Matthew Francis. Ars technica. . Accesat în . 
  9. ^ NASA/WMAP Science Team (). „Universe 101: Will the Universe expand forever?”. NASA. Accesat în . 
  10. ^ Dold-Samplonius, Yvonne (). From China to Paris: 2000 Years Transmission of Mathematical Ideas. Franz Steiner Verlag. 
  11. ^ Thomas F. Glick; Steven Livesey; Faith Wallis. Medieval Science Technology and Medicine: An Encyclopedia. Routledge. 
  12. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (). An Introduction to Modern Astrophysics (în engleză) (ed. International). Pearson. pp. 1173–74. ISBN 978-1-292-02293-2. 
  13. ^ Hawking, Stephen (). A Brief History of Time. Bantam Books. p. 125. ISBN 978-0-553-05340-1. 
  14. ^ a b „The Nobel Prize in Physics 2011”. Accesat în . 
  15. ^ Redd, Nola. „What is Dark Matter?”. Space.com. Accesat în . 
  16. ^ a b Planck 2015 results, table 9
  17. ^ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (). „The baryon content of the Universe”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (în engleză). 258 (1): 14P–18P. arXiv:astro-ph/0502178 Accesibil gratuit. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711. : states "less than 10%" but also provides a more exact value of 0.3% of the universe, which is about 6% of baryonic matter [4.9% according to Planck 2015].
  18. ^ Ellis, George F.R.; U. Kirchner; W.R. Stoeger (). „Multiverses and physical cosmology”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 347 (3): 921–36. arXiv:astro-ph/0305292 Accesibil gratuit. Bibcode:2004MNRAS.347..921E. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x. 
  19. ^ Palmer, Jason. (August 3, 2011) BBC News – 'Multiverse' theory suggested by microwave background. Retrieved 2011-11-28.
  20. ^ „Universe”. Encyclopaedia Britannica online. Encyclopaedia Britannica Inc. . Accesat în . 
  21. ^ „Universe”. Merriam-Webster Dictionary. Accesat în . 
  22. ^ „Universe”. Dictionary.com. Accesat în . 
  23. ^ a b Duco A. Schreuder (). Vision and Visual Perception. Archway Publishing. p. 135. ISBN 978-1-4808-1294-9. 
  24. ^ Mermin, N. David (). „Could Feynman Have Said This?”. Physics Today. 57 (5): 10. Bibcode:2004PhT....57e..10M. doi:10.1063/1.1768652. 
  25. ^ Tegmark, Max (). „The Mathematical Universe”. Foundations of Physics. 38 (2): 101–50. arXiv:0704.0646 Accesibil gratuit. Bibcode:2008FoPh...38..101T. doi:10.1007/s10701-007-9186-9.  A short version of which is available at Davoust, Emmanuel. "A hundred years of science at the Pic du Midi Observatory". arXiv:astro-ph/9707201 in reference to David Mermin's famous quote "shut up and calculate!"[24]
  26. ^ Jim Holt (). Why Does the World Exist?. Liveright Publishing. p. 308. 
  27. ^ Timothy Ferris (). The Whole Shebang: A State-of-the-Universe(s) Report. Simon & Schuster. p. 400. 
  28. ^ Paul Copan; William Lane Craig (). Creation Out of Nothing: A Biblical, Philosophical, and Scientific Exploration. Baker Academic. p. 220. ISBN 978-0-8010-2733-8. 
  29. ^ Alexander Bolonkin (noiembrie 2011). Universe, Human Immortality and Future Human Evaluation. Elsevier. pp. 3–. ISBN 978-0-12-415801-6. 
  30. ^ The Compact Edition of the Oxford English Dictionary, volume II, Oxford: Oxford University Press, 1971, p. 3518.
  31. ^ Lewis, C.T. and Short, S (1879) A Latin Dictionary, Oxford University Press, ISBN: 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978.
  32. ^ Liddell; Scott. „A Greek-English Lexicon”. πᾶς 
  33. ^ Liddell; Scott. „A Greek-English Lexicon”. ὅλος 
  34. ^ Liddell; Scott. „A Greek–English Lexicon”. κόσμος 
  35. ^ Lewis, C.T.; Short, S (). A Latin Dictionary. Oxford University Press. pp. 1175, 1189–90, 1881–82. ISBN 978-0-19-864201-5. 
  36. ^ Joseph Silk (). Horizons of Cosmology. Templeton Pressr. p. 208. 
  37. ^ Simon Singh (). Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. p. 560. Bibcode:2004biba.book.....S. 
  38. ^ C. Sivaram (). „Evolution of the Universe through the Planck epoch”. Astrophysics and Space Science. 125 (1): 189–99. Bibcode:1986Ap&SS.125..189S. doi:10.1007/BF00643984. 
  39. ^ Richard B. Larson & Volker Bromm (martie 2002). „The First Stars in the Universe”. Scientific American. 
  40. ^ Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33
  41. ^ „Antimatter”. Particle Physics and Astronomy Research Council. . Arhivat din original la . Accesat în . 
  42. ^ Adamson, Allan (). „Universe Should Not Actually Exist: Big Bang Produced Equal Amounts Of Matter And Antimatter”. TechTimes.com. Accesat în . 
  43. ^ Smorra C.; et al. (). „A parts-per-billion measurement of the antiproton magnetic moment”. Nature. 550 (7676): 371–74. Bibcode:2017Natur.550..371S. doi:10.1038/nature24048. PMID 29052625. 
  44. ^ Landau & Lifshitz (1975, p. 361): "It is interesting to note that in a closed space the total electric charge must be zero. Namely, every closed surface in a finite space encloses on each side of itself a finite region of space. Therefore the flux of the electric field through this surface is equal, on th eone hand, to the total charge located in the interior of the surface, and on the other hand to the total charge outside of it, with opposite sign. Consequently, the sum of the charges on the two sides of the surface is zero."
  45. ^ Michio Kaku (). Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel. Knopf Doubleday Publishing Group. pp. 202–. ISBN 978-0-385-52544-2. 
  46. ^ a b Itzhak Bars; John Terning (). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. pp. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Accesat în . 
  47. ^ „WolframAlpha”. Accesat în . 
  48. ^ Rindler, p. 196.
  49. ^ Christian, Eric; Samar, Safi-Harb. „How large is the Milky Way?”. Accesat în . 
  50. ^ Hall, Shannon (). „Size of the Milky Way Upgraded, Solving Galaxy Puzzle”. Space.com. Accesat în . 
  51. ^ I. Ribas; C. Jordi; F. Vilardell; E.L. Fitzpatrick; R.W. Hilditch; F. Edward Guinan (). „First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy”. Astrophysical Journal. 635 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/0511045 Accesibil gratuit. Bibcode:2005ApJ...635L..37R. doi:10.1086/499161. 
    McConnachie, A.W.; Irwin, M.J.; Ferguson, A.M.N.; Ibata, R.A.; Lewis, G.F.; Tanvir, N. (). „Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 979–97. arXiv:astro-ph/0410489 Accesibil gratuit. Bibcode:2005MNRAS.356..979M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x. 
  52. ^ „How can space travel faster than the speed of light?”. Vannesa Janek. Universe Today. . Accesat în . 
  53. ^ „Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe”. Philip Gibbs. . Arhivat din original la . Accesat în . 
  54. ^ https://arxiv.org/abs/hep-th/0610199 "Susskind's Challenge to the Hartle-Hawking No-Boundary Proposal and Possible Resolutions"
  55. ^ Phil Berardelli (). „Galaxy Collisions Give Birth to Quasars”. Science News. 
  56. ^ Riess, Adam G.; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Smith; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (). „Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant”. Astronomical Journal. 116 (3): 1009–38. arXiv:astro-ph/9805201 Accesibil gratuit. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499. 
  57. ^ Perlmutter, S.; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Groom; Hook; Kim; Kim; Lee; Nunes; Pain; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz‐Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; et al. (). „Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae”. Astrophysical Journal. 517 (2): 565–86. arXiv:astro-ph/9812133 Accesibil gratuit. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221. 
  58. ^ Sean Carroll; Michio Kaku (). „End of the Universe”. How the Universe Works. Discovery Channel. 
  59. ^ Overbye, Dennis (). „A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe”. New York Times. 
  60. ^ Schutz, Bernard (). A First Course in General Relativity (ed. 2). Cambridge University Press. pp. 142, 171. ISBN 978-0-521-88705-2. 
  61. ^ WMAP Mission: Results – Age of the Universe. Map.gsfc.nasa.gov. Retrieved November 28, 2011.
  62. ^ Luminet, Jean-Pierre; Weeks, Jeffrey R.; Riazuelo, Alain; Lehoucq, Roland; Uzan, Jean-Philippe (). „Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background”. Nature (Submitted manuscript). 425 (6958): 593–95. arXiv:astro-ph/0310253 Accesibil gratuit. Bibcode:2003Natur.425..593L. doi:10.1038/nature01944. PMID 14534579. 
  63. ^ Luminet, Jean-Pierre; Boudewijn F. Roukema (). „Topology of the Universe: Theory and Observations”. Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998. arXiv:astro-ph/9901364 Accesibil gratuit. Bibcode:1999ASIC..541..117L. 
  64. ^ Brill, Dieter; Jacobsen, Ted (). „Spacetime and Euclidean geometry”. General Relativity and Gravitation. 38 (4): 643–51. arXiv:gr-qc/0407022 Accesibil gratuit. Bibcode:2006GReGr..38..643B. CiteSeerX 10.1.1.338.7953 Accesibil gratuit. doi:10.1007/s10714-006-0254-9. 
  65. ^ Fritzsche, Hellmut. „electromagnetic radiation | physics”. Encyclopædia Britannica. p. 1. Accesat în . 
  66. ^ „Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology” (PDF). Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology. University of California Riverside. Arhivat din original (PDF) la . Accesat în . 
  67. ^ „Physics – for the 21st Century”. www.learner.org. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner. Accesat în . 
  68. ^ „Dark matter – A history shapes by dark force”. Timothy Ferris. National Geographic. . Accesat în . 
  69. ^ Redd, SPACE.com, Nola Taylor. „It's Official: The Universe Is Dying Slowly”. Accesat în . 
  70. ^ Will Parr; et al. „RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly | Video”. Space.com. Accesat în . 
  71. ^ a b Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 p. 46, Accessed October 7, 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."
  72. ^ a b Peebles, P.J. E.; Ratra, Bharat (). „The cosmological constant and dark energy”. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347 Accesibil gratuit. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. 
  73. ^ Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G.; Inzani, P.; Deamici, G.; Solheim, J.-E.; Berger, L.; Partridge, R.B.; Martenis, P.L.; Sangree, C.H.; Harvey, R.C. (). „Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background”. Nature. 319 (6056): 751–53. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0. 
  74. ^ „The Structure of the Universe”. doi:10.1007/978-1-4614-8730-2_10#page-2. 
  75. ^ Mackie, Glen (). „To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand”. Swinburne University. Accesat în . 
  76. ^ „Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy”. European Southern Observatory Press Release. ESO: 12. . Bibcode:2000eso..pres...12. Accesat în . 
  77. ^ „Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View”. NASA. . Accesat în . 
  78. ^ Gibney, Elizabeth (). „Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'”. Elizabeth Gibney. doi:10.1038/nature.2014.15819. 
  79. ^ „Local Group”. Fraser Cain. Universe Today. . Accesat în . 
  80. ^ Devlin, Hannah; Correspondent, Science (). „Astronomers discover largest known structure in the universe is ... a big hole”. The Guardian. 
  81. ^ Rindler, p. 202.
  82. ^ Andrew Liddle (). An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.). John Wiley & Sons. ISBN 978-0-470-84835-7. . p. 2.
  83. ^ Livio, Mario (). The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos. John Wiley and Sons. p. 53. ISBN 978-0-471-43714-7. Accesat în . 
  84. ^ „Content of the Universe – WMAP 9yr Pie Chart”. wmap.gsfc.nasa.gov. Accesat în . 
  85. ^ Peebles, P.J.E. & Ratra, Bharat (). „The cosmological constant and dark energy”. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347 Accesibil gratuit. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. 
  86. ^ Paul J. Steinhardt; Neil Turok (). „Why the cosmological constant is small and positive”. Science. 312 (5777): 1180–83. arXiv:astro-ph/0605173 Accesibil gratuit. Bibcode:2006Sci...312.1180S. doi:10.1126/science.1126231. PMID 16675662. 
  87. ^ „Dark Energy”. Hyperphysics. Accesat în . 
  88. ^ Carroll, Sean (). „The cosmological constant”. Living Reviews in Relativity. 4 (1): 1. arXiv:astro-ph/0004075 Accesibil gratuit. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042 Accesibil gratuit. PMID 28179856. Arhivat din original la . Accesat în . 
  89. ^ „Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light”. University of Cambridge. . Accesat în . 
  90. ^ P. Davies (). The New Physics: A Synthesis. Cambridge University Press. p. 1. ISBN 978-0-521-43831-5. 
  91. ^ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (). „The baryon content of the Universe”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (în engleză). 258 (1): 14P–18P. arXiv:astro-ph/0502178 Accesibil gratuit. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711. 
  92. ^ G. 't Hooft (). In search of the ultimate building blocks. Cambridge University Press. p. 6. ISBN 978-0-521-57883-7. 
  93. ^ Clayton, Donald D. (). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. The University of Chicago Press. pp. 362–435. ISBN 978-0-226-10953-4. 
  94. ^ a b c d Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (). „25-2”. Introductory Astronomy & Astrophysics (ed. 4th). Saunders College Publishing. ISBN 978-0-03-006228-5. 
  95. ^ Raine & Thomas (2001, p. 12)
  96. ^ a b Raine & Thomas (2001, p. 66)
  97. ^ Friedmann A. (). „Über die Krümmung des Raumes” (PDF). Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377–86. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. 
  98. ^ „Cosmic Detectives”. The European Space Agency (ESA). . Accesat în . 
  99. ^ Raine & Thomas (2001, pp. 122–23)
  100. ^ a b Raine & Thomas (2001, p. 70)
  101. ^ Raine & Thomas (2001, p. 84)
  102. ^ Raine & Thomas (2001, pp. 88, 110–13)
  1. ^ a b According to modern physics, space and time are intimately intertwined and physically meaningless if taken separately from each other. See Theory of relativity.
  2. ^ Although listed in megaparsecs by the cited source, this number is so vast that its digits would remain virtually unchanged for all intents and purposes regardless of which conventional units it is listed in, whether it to be nanometres or gigaparsecs, as the differences would disappear into the error.

Bibliografie

Legături externe

Commons
Commons
Wikimedia Commons conține materiale multimedia legate de Univers
Adus de la https://ro.wikipedia.org/w/index.php?title=Univers&oldid=12730919