L'UNIVERSO

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Cos'è l'Universo? Questa è una domanda immensamente caricata! Indipendentemente dall'angolazione che uno ha preso per rispondere a quella domanda, si potrebbe passare anni a rispondere a quella domanda e ancora a malapena graffiare la superficie. In termini di tempo e spazio, è insondabilmente grande (e forse anche infinito) e incredibilmente vecchio per gli standard umani. Descriverlo in dettaglio è quindi un compito monumentale. Ma noi di Space Magazine siamo determinati a provare!

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

Definizione:

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

Il termine "cosmo" è spesso usato in modo intercambiabile con l'Universo. Deriva dalla parola greca kosmos, che significa letteralmente "il mondo". Altre parole comunemente usate per definire la totalità dell'esistenza includono "Natura" (derivata dalla parola germanica natur) e la parola inglese "tutto", che viene utilizzata nella terminologia scientifica, ovvero "Teoria di tutto" (TOE).

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

Origine dell'universo:

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

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

Lavorando all'indietro rispetto allo stato attuale dell'Universo, gli scienziati hanno teorizzato che deve aver avuto origine in un unico punto di densità infinita e tempo finito che ha iniziato ad espandersi. Dopo l'espansione iniziale, la teoria sostiene che l'Universo si è sufficientemente raffreddato per consentire la formazione di particelle subatomiche e successivamente semplici atomi. Nuvole giganti di questi elementi primordiali in seguito si unirono attraverso la gravità per formare stelle e galassie.

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

Tuttavia, i primi tempi dell'Universo - che durano da circa 10^-43 a 10^-11 pochi secondi dopo il Big Bang - sono oggetto di ampie speculazioni. Dato che le leggi della fisica così come le conosciamo non potevano esistere in questo momento, è difficile capire come l'Universo avrebbe potuto essere governato. Inoltre, gli esperimenti che possono creare i tipi di energie coinvolte sono nella loro infanzia.

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

Conosciuto anche come Planck Epoch (o Planck Era), Singularity Epoch è stato il primo periodo conosciuto dell'Universo. A quel tempo, tutta la materia era condensata su un unico punto di densità infinita e calore estremo. Durante questo periodo, si ritiene che gli effetti quantistici della gravità abbiano dominato le interazioni fisiche e che nessun'altra forza fisica avesse la stessa forza della gravità.

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

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

Con la creazione delle prime forze fondamentali dell'Universo, iniziò l'epoca dell'inflazione, della durata di 10^-32secondi nel tempo di Planck a un punto sconosciuto. La maggior parte dei modelli cosmologici suggerisce che l'Universo a questo punto sia stato riempito in modo omogeneo con un'alta densità di energia e che le temperature e la pressione incredibilmente elevate abbiano provocato una rapida espansione e raffreddamento.

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

Di conseguenza, coppie di particelle-antiparticelle di ogni tipo venivano continuamente create e distrutte in collisioni, il che si ritiene abbia portato al predominio della materia sull'antimateria nell'universo attuale. Dopo che l'inflazione si fermò, l'Universo consisteva in un plasma quark-gluone, così come tutte le altre particelle elementari. Da questo punto in poi, l'Universo iniziò a raffreddarsi e la materia si unì e si formò.

Mentre l'Universo continuava a diminuire in densità e temperatura, iniziò l'epoca del raffreddamento. Ciò era caratterizzato dall'energia delle particelle che diminuivano e le transizioni di fase continuavano fino a quando le forze fondamentali della fisica e le particelle elementari non cambiano nella loro forma attuale. Poiché le energie delle particelle sarebbero scese ai valori che possono essere ottenuti dagli esperimenti di fisica delle particelle, questo periodo in poi è soggetto a meno speculazioni.

Ad esempio, gli scienziati ritengono che circa 10^-11 pochi secondi dopo il Big Bang, le energie delle particelle sono diminuite considerevolmente. Verso le 10^-6 secondi, quark e gluoni combinati per formare barioni come protoni e neutroni, e un piccolo eccesso di quark rispetto agli antiquark ha portato a un piccolo eccesso di barioni rispetto agli antibarari.

Poiché le temperature non erano abbastanza alte da creare nuove coppie protone-antiprotone (o coppie neutrone-anitneutron), la distruzione di massa immediatamente seguì, lasciando solo uno su 10¹⁰ dei protoni e neutroni originali e nessuna delle loro antiparticelle. Un processo simile si è verificato circa 1 secondo dopo il Big Bang per elettroni e positroni.

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

Grazie alle temperature che scendono a 1 miliardo di kelvin e alle densità di energia che scendono all'incirca all'equivalente di aria, i neutroni e i protoni iniziarono a unirsi per formare il primo deuterio dell'Universo (un isotopo stabile di idrogeno) e gli atomi di elio. Tuttavia, la maggior parte dei protoni dell'Universo sono rimasti non combinati come nuclei di idrogeno.

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

Con l'espansione della CMB, ha gradualmente perso densità ed energia, e attualmente si stima che abbia una temperatura di 2,77260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) e una densità energetica di 0,25 eV / cm³ (o 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotoni / cm³). Il CMB può essere visto in tutte le direzioni ad una distanza di circa 13,8 miliardi di anni luce, ma le stime della sua distanza effettiva lo collocano a circa 46 miliardi di anni luce dal centro dell'Universo.

Evoluzione dell'universo:

Nel corso dei diversi miliardi di anni che seguirono, le regioni leggermente più dense della materia dell'Universo (che fu distribuita in modo quasi uniforme) iniziarono ad attrarsi gravitazionalmente l'una verso l'altra. Sono quindi diventati ancora più densi, formando nuvole di gas, stelle, galassie e le altre strutture astronomiche che osserviamo regolarmente oggi.

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

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

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

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

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

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

Attraverso un rigoroso processo di osservazioni e modelli, gli scienziati hanno determinato che questo periodo evolutivo si accorda con le equazioni di campo di Einstein, sebbene la vera natura dell'energia oscura rimanga illusoria. Inoltre, non esistono modelli ben supportati in grado di determinare cosa è accaduto nell'Universo prima del periodo precedente al 10^-15secondi dopo il Big Bang.

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

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

Struttura dell'Universo:

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

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

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

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

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

Un universo con curvatura positiva (o chiuso) assomiglierebbe a una sfera quadridimensionale che sarebbe finita nello spazio e senza bordi distinguibili. Un universo con curvatura negativa (o aperto) sembrerebbe una "sella" quadridimensionale e non avrebbe confini nello spazio o nel tempo.

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

Il destino dell'universo:

Ipotizzare che l'Universo abbia avuto un punto di partenza naturalmente fa sorgere domande su un possibile punto finale. Se l'Universo è iniziato come un piccolo punto di densità infinita che ha iniziato ad espandersi, significa che continuerà a espandersi indefinitamente? O un giorno si esaurirà la forza espansiva e inizierà a ritirarsi verso l'interno fino a quando tutta la materia non si sgretola in una pallina?

La risposta a questa domanda è stata al centro dei cosmologi sin da quando è iniziato il dibattito su quale modello dell'Universo fosse quello corretto. Con l'accettazione della teoria del Big Bang, ma prima dell'osservazione dell'energia oscura negli anni '90, i cosmologi erano arrivati a concordare due scenari come i risultati più probabili per il nostro universo.

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

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

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

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

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

Storia dello studio:

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

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

Dall'antichità classica, la nozione di un universo dettato da leggi fisiche cominciò a emergere. Tra studiosi greci e indiani, le spiegazioni per la creazione iniziarono a diventare filosofiche in natura, enfatizzando causa ed effetto piuttosto che agenzia divina. I primi esempi includono Thales e Anassimandro, due studiosi greci pre-socratici che sostenevano che tutto era nato da una forma primordiale di materia.

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

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

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

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

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

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

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

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

I corpi celesti non ruotano tutti attorno a un singolo punto
Il centro della Terra è il centro della sfera lunare - l'orbita della luna intorno alla Terra; tutte le sfere ruotano attorno al Sole, che è vicino al centro dell'Universo
La distanza tra la Terra e il Sole è una frazione insignificante della distanza dalla Terra e dal Sole alle stelle, quindi la parallasse non si osserva nelle stelle
Le stelle sono immobili: il loro apparente movimento quotidiano è causato dalla rotazione quotidiana della Terra
La Terra viene spostata in una sfera attorno al Sole, causando l'apparente migrazione annuale del Sole
La Terra ha più di un movimento
Il movimento orbitale della Terra attorno al Sole provoca l'apparente inversione nella direzione dei movimenti dei pianeti.

Un trattamento più completo delle sue idee fu pubblicato nel 1532, quando Copernico completò l'opera magnum - De Revolutionibus Orbium Coelestium (Sulle rivoluzioni delle sfere celesti). In esso, ha avanzato i suoi sette argomenti principali, ma in forma più dettagliata e con calcoli dettagliati per sostenerli. A causa dei timori di persecuzioni e contraccolpi, questo volume non fu pubblicato fino alla sua morte nel 1542.

Le sue idee sarebbero state ulteriormente perfezionate dai matematici, astronomo e inventore del XVI / XVII secolo Galileo Galilei. Usando un telescopio di sua creazione, Galileo avrebbe fatto osservazioni registrate sulla Luna, sul Sole e su Giove, che dimostravano difetti nel modello geocentrico dell'Universo, mettendo in mostra anche la coerenza interna del modello copernicano.

Le sue osservazioni furono pubblicate in diversi volumi all'inizio del XVII secolo. Le sue osservazioni sulla superficie craterica della Luna e le sue osservazioni su Giove e le sue più grandi lune furono dettagliate nel 1610 con la sua Sidereus Nuncius (Il messaggero stellato) mentre le sue osservazioni erano macchie solari sono state descritte in Sulle macchie osservate al sole (1610).

Galileo ha anche registrato le sue osservazioni sulla Via Lattea nel Messenger stellato, che in precedenza si riteneva nebuloso. Invece, Galileo scoprì che si trattava di una moltitudine di stelle ammassate così densamente che appariva da lontano per assomigliare a nuvole, ma che erano in realtà stelle molto più lontane di quanto si pensasse in precedenza.

Nel 1632, Galileo alla fine affrontò il "Grande dibattito" nel suo trattatoDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialogo sui due principali sistemi mondiali), in cui ha sostenuto il modello eliocentrico sul geocentrico. Usando le sue osservazioni telescopiche, la fisica moderna e la logica rigorosa, gli argomenti di Galileo hanno effettivamente minato le basi del sistema di Aristotele e Tolomeo per un pubblico crescente e ricettivo.

Johannes Kepler avanzò ulteriormente il modello con la sua teoria delle orbite ellittiche dei pianeti. Combinato con tabelle accurate che predissero le posizioni dei pianeti, il modello copernicano fu efficacemente dimostrato. Dalla metà del diciassettesimo secolo in poi, c'erano pochi astronomi che non erano copernicani.

Il prossimo grande contributo arrivò da Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), il cui lavoro con le Regole del moto planetario di Keplero lo portò a sviluppare la sua teoria della gravitazione universale. Nel 1687 pubblicò il suo famoso trattato Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("Principi matematici della filosofia naturale"), che descriveva in dettaglio le sue tre leggi del movimento. Queste leggi affermavano che:

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

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

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

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

L'astronomo William Herschel tentò di mappare effettivamente la forma della Via Lattea nel 1785, ma non si rese conto che grandi parti della galassia sono oscurate da gas e polvere, che nascondono la sua vera forma. Il prossimo grande salto nello studio dell'Universo e delle leggi che lo governano non arrivò fino al 20 ° secolo, con lo sviluppo delle teorie di Relatività speciale e generale di Einstein.

Le teorie rivoluzionarie di Einstein su spazio e tempo (riassunte semplicemente come E = mc²) furono in parte il risultato dei suoi tentativi di risolvere le leggi della meccanica di Newton con le leggi dell'elettromagnetismo (come caratterizzato dalle equazioni di Maxwell e dalla legge della forza di Lorentz). Alla fine, Einstein avrebbe risolto l'incoerenza tra questi due campi proponendo una relatività speciale nel suo documento del 1905, "Sull'elettrodinamica dei corpi in movimento“.

Fondamentalmente, questa teoria affermava che la velocità della luce è la stessa in tutti i sistemi di riferimento inerziali. Ciò ha rotto con il consenso precedentemente sostenuto che la luce che viaggia attraverso un mezzo mobile sarebbe trascinata da quel mezzo, il che significa che la velocità della luce è la somma della sua velocità attraverso un mezzo più la velocità di quel mezzo. Questa teoria ha portato a molteplici problemi che si sono rivelati insormontabili prima della teoria di Einstein.

La relatività speciale non solo ha riconciliato le equazioni di Maxwell per l'elettricità e il magnetismo con le leggi della meccanica, ma ha anche semplificato i calcoli matematici eliminando le spiegazioni estranee utilizzate da altri scienziati. Ha inoltre reso superflua l'esistenza di un mezzo, accordata con la velocità della luce osservata direttamente, e ha tenuto conto delle aberrazioni osservate.

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

Ha anche avanzato quello che è noto come il principio di equivalenza, che afferma che la massa gravitazionale è identica alla massa inerziale. Einstein predisse anche il fenomeno della dilatazione del tempo gravitazionale - in cui due osservatori situati a distanze diverse da una massa gravitante percepiscono una differenza nella quantità di tempo tra due eventi. Un altro grande sviluppo delle sue teorie fu l'esistenza di Black Holes e di un universo in espansione.

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

Nel 1931, l'astrofisico indiano-americano Subrahmanyan Chandrasekhar calcolò, usando la Relatività Speciale, che un corpo non rotante di materia degenerata da elettroni al di sopra di una certa massa limitante collasserebbe su se stesso. Nel 1939, Robert Oppenheimer e altri furono d'accordo con l'analisi di Chandrasekhar, sostenendo che le stelle di neutroni al di sopra di un limite prescritto sarebbero crollate in buchi neri.

Un'altra conseguenza della relatività generale fu la previsione che l'Universo era in uno stato di espansione o contrazione. Nel 1929, Edwin Hubble confermò che il primo era il caso. At the time, this appeared to disprove Einstein’s theory of a Cosmological Constant, which was a force which “held back gravity” to ensure that the distribution of matter in the Universe remained uniform over time.

To this, Edwin Hubble demonstrated using redshift measurements that galaxies were moving away from the Milky Way. What’s more, he showed that the galaxies that were farther from Earth appeared to be receding faster – a phenomena that would come to be known as Hubble’s Law. Hubble attempted to constrain the value of the expansion factor – which he estimated at 500 km/sec per Megaparsec of space (which has since been revised).

And then in 1931, Georges Lemaitre, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, articulated an idea that would give rise to the Big Bang Theory. After confirming independently that the Universe was in a state of expansion, he suggested that the current expansion of the Universe meant that the father back in time one went, the smaller the Universe would be.

In other words, at some point in the past, the entire mass of the Universe would have been concentrated on a single point. These discoveries triggered a debate between physicists throughout the 1920s and 30s, with the majority advocating that the Universe was in a steady state (i.e. the Steady State Theory). In this model, new matter is continuously created as the Universe expands, thus preserving the uniformity and density of matter over time.

After World War II, the debate came to a head between proponents of the Steady State Model and proponents of the Big Bang Theory – which was growing in popularity. Eventually, the observational evidence began to favor the Big Bang over the Steady State, which included the discovery and confirmation of the CMB in 1965. Since that time, astronomers and cosmologists have sought to resolve theoretical problems arising from this model.

In the 1960s, for example, Dark Matter (originally proposed in 1932 by Jan Oort) was proposed as an explanation for the apparent “missing mass” of the Universe. In addition, papers submitted by Stephen Hawking and other physicists showed that singularities were an inevitable initial condition of general relativity and a Big Bang model of cosmology.

In 1981, physicist Alan Guth theorized a period of rapid cosmic expansion (aka. the “Inflation” Epoch) that resolved other theoretical problems. The 1990s also saw the rise of Dark Energy as an attempt to resolve outstanding issues in cosmology. In addition to providing an explanation as to the Universe’s missing mass (along with Dark Matter) it also provided an explanation as to why the Universe is still accelerating, and offered a resolution to Einstein’s Cosmological Constant.

Significant progress has been made in our study of the Universe thanks to advances in telescopes, satellites, and computer simulations. These have allowed astronomers and cosmologists to see farther into the Universe (and hence, farther back in time). This has in turn helped them to gain a better understanding of its true age, and make more precise calculations of its matter-energy density.

The introduction of space telescopes – such as the Cosmic Background Explorer (COBE), the Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the Planck Observatory – has also been of immeasurable value. These have not only allowed for deeper views of the cosmos, but allowed astronomers to test theoretical models to observations.

For example, in June of 2016, NASA announced findings that indicate that the Universe is expanding even faster than previously thought. Based on new data provided by the Hubble Space Telescope (which was then compared to data from the WMAP and the Planck Observatory) it appeared that the Hubble Constant was 5% to 9% greater than expected.

Next-generation telescopes like the James Webb Space Telescope (JWST) and ground-based telescopes like the Extremely Large Telescope (ELT) are also expected to allow for additional breakthroughs in our understanding of the Universe in the coming years and decades.

Without a doubt, the Universe is beyond the reckoning of our minds. Our best estimates say hat it is unfathomably vast, but for all we know, it could very well extend to infinity. What’s more, its age in almost impossible to contemplate in strictly human terms. In the end, our understanding of it is nothing less than the result of thousands of years of constant and progressive study.

And in spite of that, we’ve only really begun to scratch the surface of the grand enigma that it is the Universe. Perhaps some day we will be able to see to the edge of it (assuming it has one) and be able to resolve the most fundamental questions about how all things in the Universe interact. Until that time, all we can do is measure what we don’t know by what we do, and keep exploring!

To speed you on your way, here is a list of topics we hope you will enjoy and that will answer your questions. Good luck with your exploration!