Univers

Hubble Ultra Deep Field finalizat in septembrie 2012 prezint? cele mai indep?rtate galaxii fotografiate vreodat?. Cu excep?ia celor catorva stele din prim plan (care sunt luminoase ?i u?or de recunoscut deoarece au doar varfuri de difrac?ie), fiecare lumin? din fotografie este o galaxie individual?, unele dintre ele vechi de 13,2 miliarde de ani; se estimeaz? c? universul observabil con?ine peste 2 bilioane de galaxii. [1]
Varst?	13,799 ± 0,021 miliarde ani [2]
Diametru	Necunoscut. [3] Diametrul universului observabil : 7026880000000000000♠ 8.8 × 10 26  m (28.5 G pc sau 93 G ly ) [4]
Mas? (materie obi?nuit?)	Cel pu?in 10 53 kg [5]
Densitatea medie	9.9 x 10 ?30 g/cm 3 [6]
Temperatura medie	2,72548 K [7]
Con?inutul principal	Materie obi?nuit? ( barion ) (4,9%) Materie intunecat? (26,8%) Energie neagr? (68,3%) [8]
Form?	Plat cu o marj? de eroare de 0,4% [9]

Universul ( lat. universum ) este totalitatea spa?iului ?i timpului, ^[a] a tuturor formelor de materie ?i energie. In timp ce dimensiunea intregului Univers nu este cunoscut?, ^[3] universul observabil poate fi m?surat ?i este estimat in prezent la 93 miliarde de ani-lumin? in diametru.

Cele mai vechi modele ?tiin?ifice ale Universului au fost dezvoltate de filosofi antici greci ?i indieni ?i au fost geocentrice , plasand P?mantul in centrul Universului. ^{[10] [11]} De-a lungul secolelor, observa?iile astronomice mai precise l-au determinat pe Nicolaus Copernicus s? dezvolte modelul heliocentric cu Soarele in centrul Sistemului Solar . In elaborarea legii atrac?iei universale , Isaac Newton s-a bazat pe lucr?rile lui Copernicus, precum ?i pe observa?iile lui Tycho Brahe ?i legile mi?c?rii planetare ale lui Johannes Kepler .

Imbun?t??irea observa?iilor a dus la con?tientizarea faptului c? 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 noastr? au planete . La scar? mai mare, galaxiile sunt distribuite uniform ?i la fel in toate direc?iile, ceea ce inseamn? c? Universul nu are nici margine nici centru. La scar? mai mic?, galaxiile sunt distribuite in roiuri ?i super-roiuri care formeaz? filamente imense in spa?iu, creand o structur? vast? ca de spum?. ^[12] Descoperirile de la inceputul secolului XX au sugerat c? Universul a avut un inceput ?i c? de atunci spa?iul s-a extins, ^[13] iar in prezent rata de extindere este in cre?tere. ^[14]

Teoria Big Bang este descrierea cosmologic? predominant? a dezvolt?rii Universului. Sub aceast? teorie, spa?iul ?i timpul au ap?rut impreun? cu 13,799 ± 0,021 miliarde de ani in urm?, ^[2] cu o cantitate fix? ??de energie ?i materie care a devenit mai pu?in dens? pe m?sur? ce Universul s-a extins. Dup? o expansiune ini?ial? accelerat? la aproximativ 10 ^?32 secunde ?i separarea celor patru for?e fundamentale cunoscute, Universul s-a r?cit treptat ?i a continuat s? se extind?, permi?and formarea primelor particule subatomice ?i a atomilor simpli. Materia intunecat? s-a adunat treptat, formand o structur? ca o spum? cu filamente ?i vid sub influen?a gravita?iei . Nori uria?i de hidrogen ?i heliu s-au retras treptat in locurile in care materia intunecat? era cea mai dens?, formand primele galaxii ?i stelele. Este posibil s? vedem ast?zi obiecte care sunt acum la o dep?rtare de 13,799 miliarde de ani-lumin? , deoarece spa?iul insu?i s-a extins ?i continu? s? se extind?. Aceasta inseamn? c? obiectele care se afl? acum la 46,5 miliarde de ani-lumin? distan?? pot fi v?zute in trecutul lor indep?rtat, pentru c? in trecut, cand lumina lor a fost emis?, ele erau mult mai aproape de P?mant.

Din studiul mi?c?rii galaxiilor, s-a descoperit c? universul con?ine mult mai mult materie decat este reprezentat? de obiecte vizibile: stele, galaxii, nebuloasele ?i gazul interstelar. Aceast? materie nev?zut? este cunoscut? sub numele de materie intunecat? ^[15] ( intunecat inseamn? c? exist? o gam? larg? de dovezi indirecte puternice c? exist?, dar n-am detectat-o inc? direct). Modelul ΛCDM este cel mai acceptat model al universului nostru. Aceasta sugereaz? c? aproximativ 69,2% ± 1,2% [2015] din masa ?i energia din univers este o constant? cosmologic? (sau, in extensie la ACDM, alte forme de energie intunecat?, cum ar fi un camp scalar ), care este responsabil? pentru extinderea actual? din spa?iu ?i aproximativ 25,8% ± 1,1% [2015] este materie intunecat?. ^[16] Materia obi?nuit? ("barion") reprezint? doar 4,9% [2015] din universul fizic. ^[16] Stelele, planetele ?i norii vizibili de gaz formeaz? doar aproximativ 6% din materia obi?nuit?, sau aproximativ 0,3% din intregul univers. ^[17]

Exist? numeroase ipoteze concurente despre soarta final? a universului ?i despre ceea ce a precedat Big Bang-ul, in timp ce al?i fizicieni ?i filosofi refuz? s? speculeze, indoindu-se c? informa?iile despre st?rile anterioare vor fi vreodat? accesibile. Unii fizicieni au sugerat diferite ipoteze multiverse , in care Universul ar putea fi unul dintre numeroasele universuri care exist?. ^{[3] [18] [19]}

Defini?ie [ modificare | modificare surs? ]

Universul fizic este definit ca totalitatea spa?iului ?i timpului ^[a] (denumit colectiv spa?iu-timp ) ?i toat? energia in diferitele sale forme, inclusiv radia?ia electromagnetic? ?i materia ?i deci planetele, sateli?ii, stelele, galaxiile ?i con?inutul spa?iului intergalactic. ^{[20] [21] [22]} Universul include ?i legile fizice care influen?eaz? energia ?i materia, cum ar fi legile de conservare , mecanica clasic? ?i relativitatea . ^[23]

Universul este deseori definit ca "totalitatea existen?ei", sau tot ceea ce exist?, tot ce a existat ?i tot ceea ce va exista. ^[23] De fapt, unii filosofi ?i oameni de ?tiin?? sus?in includerea ideilor ?i conceptelor abstracte - cum ar fi matematica ?i logica - in definirea Universului. ^{[25] [26] [27]} Cuvantul univers poate s? se refere, de asemenea, la concepte cum ar fi cosmosul , lumea ?i natura . ^{[28] [29]}

Etimologie ?i sinonime [ modificare | modificare surs? ]

Cuvantul univers deriv? din cuvantul francez vechi univers , care deriv? la randul s?u din cuvantul latin universum , ^[30] compus din adjectivul unus (?unul singur”) ?i participiul trecut al verbului vertere (?a se intoarce”). ^[31] Cuvantul latin a fost folosit de Cicero ?i mai tarziu de autori latini in acela?i sens ca cel de ast?zi. ^[32]

Un termen pentru "univers" folosit de filosofii Greciei antice incepand cu Pitagora a fost τ? π?ν , to pan ("totul"), definit ca toat? materia ?i tot spa?iul, ?i τ? ?λον , to holon ("toate lucrurile"), care nu include cu necesitate vidul. ^{[33] [34]} Un alt sinonim era ? κ?σμο? , ho kosmos (adic? lumea, cosmosul). ^[35] Sinonime se g?sesc ?i la autori latini ( totum , mundus , natura ) ^[36] care au supravie?uit in limbile moderne.

Cronologie ?i Big Bang [ modificare | modificare surs? ]

Modelul predominant pentru evolu?ia Universului este teoria Big Bang . ^{[37] [38]} Modelul Big Bang afirm? c? cea mai timpurie stare a Universului era una extrem de fierbinte ?i dens? ?i c? Universul s-a extins ?i s-a r?cit.

Modelul se bazeaz? pe relativitatea general? ?i pe simplificarea ipotezelor, cum ar fi omogenitatea ?i izotropia spa?iului. O versiune a modelului cu o constant? cosmologic? (Lambda) ?i o materie intunecat? rece, cunoscut? sub numele de model Lambda-CDM, este cel mai simplu model care ofer? o reflectare rezonabil? a diferitelor observa?ii despre Univers. Modelul Big Bang explic? observa?ii cum ar fi corelarea distan?ei ?i deplasarea spre ro?u a galaxiilor, raportul dintre num?rul de atomi de hidrogen ?i heliu ?i radia?ia cosmic? de fond .

Starea ini?ial? fierbinte ?i dens? se nume?te epoca Planck , o scurt? perioad? care se extinde de la timpul zero la o unitate de timp Planck de aproximativ 10 ^?43 secunde. In timpul epocii Planck, toate tipurile de materie ?i de energie s-au concentrat intr-o stare dens?, iar gravita?ia - in prezent cea mai slab? dintre cele patru for?e cunoscute - este considerat? a fi fost la fel de puternic? ca celelalte for?e fundamentale, sau este posibil ca toate for?ele s? fi fost unificate. De la epoca Planck, spa?iul s-a extins pan? la scala sa actual?, cu o perioad? foarte scurt?, dar intens?, de infla?ie cosmic? , care a f?cut ca universul s? ajung? la o dimensiune mult mai mare in mai pu?in de 10 ^?32 secunde. ^[39] Acesta a fost un fel de expansiune diferit? de cele pe care le putem vedea ast?zi in jurul nostru. Obiectele din spa?iu nu s-au mi?cat fizic; in schimb, s-a schimbat metrica care define?te spa?iul in sine. De?i obiectele din spa?iu-timp nu se pot mi?ca mai repede decat viteza luminii , aceast? limitare nu se aplic? spa?iului temporal propriu-zis. Se crede c? aceast? perioad? ini?ial? de infla?ie explic? de ce spa?iul pare a fi foarte plat ?i mult mai mare decat lumina ar putea c?l?tori de la inceputul universului.

In prima frac?iune de secund? a existen?ei universului, cele patru for?e fundamentale s-au separat. Pe m?sur? ce universul continua s? se r?ceasc? de la starea de neconceput de fierbinte, diferite tipuri de particule subatomice au putut s? se formeze in perioade scurte de timp cunoscute ca epoca quark , epoca hadron ?i epoca lepton . Impreun?, aceste epoci au acoperit mai pu?in de 10 secunde de timp dup? Big Bang. Aceste particule elementare se asociaz? stabil in combina?ii tot mai mari, inclusiv protoni stabili ?i neutroni , care apoi formeaz? nuclee atomice mai complexe prin fuziunea nuclear? . Acest proces, cunoscut sub numele de nucleosinteza Big Bang , a durat aproximativ 17 minute ?i s-a incheiat la aproximativ 20 de minute dup? Big Bang, astfel incat au avut loc doar cele mai rapide ?i mai simple reac?ii. Aproximativ 25% din protoni ?i to?i neutronii din univers, in mas?, au fost transforma?i in heliu , cu cantit??i mici de deuteriu (o form? de hidrogen ) ?i urme de litiu . Orice alt element a fost format numai in cantit??i foarte mici. Ceilal?i 75% din protoni au r?mas neafecta?i, ca nuclei de hidrogen .

Dup? terminarea nucleosintezei, universul a intrat intr-o perioad? cunoscut? sub numele de epoca fotonic? . In aceast? perioad?, Universul era inc? prea fierbinte pentru ca materia s? formeze atomi neutri, a?a c? con?inea o plasm? fierbinte, dens? ?i pacloas? de electroni inc?rca?i negativ, neutrini neutri ?i nuclei pozitivi. Dup? aproximativ 377.000 de ani, universul se r?ce?te suficient incat electronii ?i nucleele ar putea forma primii atomi stabili, moment cunoscut drept recombinare . Spre deosebire de plasm?, atomii neutri sunt transparen?i pentru multe lungimi de und? ale radia?iei, astfel incat, pentru prima dat?, universul a devenit transparent. Fotonii elibera?i ("decupla?i") atunci cand ace?ti atomi se formeaz? pot fi v?zu?i ?i ast?zi; ei formeaz? radia?ie cosmic? de fond .

Pe m?sur? ce Universul se extinde, densitatea energetic? a radia?iei electromagnetice scade mai repede decat cea a materiei, deoarece energia fotonului scade cu lungimea de und?. La aproximativ 47.000 de ani, densitatea energetic? a materiei a devenit mai mare decat cea a fotonilor ?i a neutrinilor ?i a inceput s? domine comportamentul la scar? larg? a universului. Aceasta a marcat sfar?itul erei dominate de radia?ii ?i inceputul erei dominate de materie.

In primele etape ale universului, fluctua?iile mici din densitatea universului au dus la formarea treptat? a concentra?iilor de materie intunecat? . Materia obi?nuit?, atras? de acestea prin gravita?ie, a format nori mari de gaze ?i, in cele din urm?, stele ?i galaxii acolo unde materia intunecat? era cea mai dens? ?i vid unde era mai pu?in dens?. Primele stele au fost probabil foarte masive, luminoase, nemetalice ?i cu durat? scurt? de via??. Ele au fost responsabile pentru reionizarea treptat? a Universului intre aproximativ 200-500 de milioane de ani ?i 1 miliard de ani ?i, de asemenea, pentru ins?man?area universului cu elemente mai grele decat heliul, prin nucleosinteza stelar? . ^[40] Universul con?ine, de asemenea, o energie misterioas? - posibil un camp scalar - numit? energie intunecat? , a c?rei densitatea nu se schimb? in timp. Dup? aproximativ 9,8 miliarde de ani, universul s-a extins suficient, astfel incat densitatea materiei a fost mai mic? decat densitatea energiei intunecate, marcand inceputul erei dominante a energiei intunecate. ^[41] In aceast? epoc?, expansiunea universului se accelereaz? din cauza energiei intunecate.

Propriet??i fizice [ modificare | modificare surs? ]

Dintre cele patru for?e fundamentale , gravita?ia este dominant? la scar? astronomic?. Efectele gravita?iei sunt cumulative; prin contrast, efectele sarcinilor pozitive ?i negative tind s? se anuleze, f?cand ca electromagnetismul s? fie relativ nesemnificativ la scar? astronomic?. Celelalte dou? for?e r?mase, Interac?iunea slab? ?i interac?iunea tare , se diminueaz? foarte rapid cu distan?a; efectele lor se limiteaz? in principal la sc?ri de lungime sub-atomic?.

Universul pare s? aib? mult mai mult? materie decat antimaterie , o asimetrie posibil legat? de violarea simetriei CP. ^[42] Acest dezechilibru intre materie ?i antimaterie este par?ial responsabil pentru existen?a materiei de ast?zi, deoarece materia ?i antimateria, dac? au fost produse in mod egal la Big Bang, s-ar fi anihilat reciproc, din interac?iunea lor r?manand numai fotoni . ^{[43] [44]} Universul pare, de asemenea, s? nu aib? nici un impuls net, nici un moment cinetic , care urmeaz? legi fizice acceptate dac? universul este finit. Aceste legi sunt legea lui Gauss ?i non-divergen?a pseudotensorului stres-energie-impuls. ^[45]

Constituent spatial scales of the observable universe
Aceast? diagram? arat? loca?ia P?mantului in Univers pe sc?ri tot mai mari. Imaginile, etichetate de-a lungul marginii stangi, cresc in dimensiune de la dreapta la stanga, apoi de sus in jos.

Dimensiune [ modificare | modificare surs? ]

Pan? in prezent nu exist? date ?tiin?ifice care s? spun? daca Universul este finit sau infinit. Ceea ce putem m?sura este universul observabil . Cat de departe putem privi in spa?iu nu depinde neap?rat de tehnologia avut? la dispozi?ie, ci depinde de viteza finit? a luminii ?i expansiunea continu? a spa?iului . ^[46]

Distan?a comobil? - distan?a m?surat? la un anumit moment, inclusiv in prezent ? intre P?mant ?i marginea universului observabil, este de 46 miliarde de ani-lumin? ^{[47] [48]} ceea ce face ca diametrul universului observabil s? fie de aproximativ 93 de miliarde de ani-lumin?. ^[47] Pentru compara?ie, diametrul unei galaxii tipice este de 30.000 de ani-lumin? iar distan?a tipic? dintre dou? galaxii vecine este de 3 milioane de ani-lumin?. ^[49] De exemplu, Calea Lactee are aproximativ 100.000-180.000 de ani-lumin? in diametru, ^{[50] [51]} iar cea mai apropiat? galaxie, Galaxia Andromeda , este la aproximativ 2,5 milioane de ani-lumin?. ^[52]

Deoarece nu putem observa spa?iul dincolo de marginea universului observabil, nu se ?tie dac? m?rimea Universului in totalitatea sa este finit? sau infinit?. ^{[3] [53] [54]} Estim?rile pentru dimensiunea total? a universului, dac? este finit, ajung la ${\displaystyle 10^{10^{10^{122}}}}$ mega parseci . ^{[55] [b]}

Varst? ?i expansiune [ modificare | modificare surs? ]

Cu timpul, Universul ?i con?inutul s?u au evoluat; de exemplu, popula?ia relativ? a quasarilor ?i a galaxiilor s-a schimbat, ^[56] iar spa?iul insu?i s-a extins. Datorit? acestei expansiuni, oamenii de ?tiin?? de pe P?mant pot observa lumina dintr-o galaxie aflat? la 30 de miliarde de ani-lumin? distan??, chiar dac? lumina a c?l?torit numai 13 miliarde de ani; spa?iul dintre ele s-a extins. Aceast? expansiune este in concordan?? cu observa?ia c? lumina din galaxiile indep?rtate a fost deplasat? spre ro?u ; fotonii emi?i au fost intin?i la lungimi de und? mai lungi ?i frecven?e mai mici in timpul c?l?toriei lor. Analiza supernovelor de tipul Ia indic? faptul c? expansiunea spa?ial? este accelerat?. ^{[57] [58]}

Cu cat exist? mai mult? materie in Univers, cu atat mai puternic? este for?a gravita?ional? reciproc? a materiei. Dac? Universul ar fi fost prea dens, atunci ar fi recolapsat intr-o singularitate gravita?ional? . Dac? Universul ar con?ine prea pu?in? materie, atunci autogravita?ia ar fi prea slab? pentru formarea structurilor astronomice, cum ar fi galaxiile sau planetele. De la Big Bang, universul s-a extins monoton . Poate deloc surprinz?tor universul nostru are densitatea potrivit? a mas?-energie , echivalent? cu aproximativ 5 protoni per metru cub, ceea ce i-a permis s? se extind? in ultimii 13,8 miliarde de ani, oferind timp pentru a forma universul a?a cum se observ? ast?zi. ^[59]

Exist? for?e dinamice care ac?ioneaz? asupra particulelor din Univers care afecteaz? rata de expansiune. Inainte de 1998, era de a?teptat ca rata de expansiune s? scad? in timp datorit? influen?ei interac?iunilor gravita?ionale din univers. In 1998, parametrul de decelerare a fost m?surat de dou? grupuri diferite ca fiind negativ, de aproximativ -0,55, ceea ce presupune tehnic c? al doilea derivat al factorului de scalare cosmic ${\displaystyle {\ddot {a}}}$ a fost pozitiv in ultimii 5-6 miliarde de ani. ^{[14] [60]} Aceast? accelera?ie nu implic? ins? faptul c? constanta Hubble cre?te in prezent.

Spa?iu-timp [ modificare | modificare surs? ]

Spa?iu-timp este zona in care au loc toate evenimentele fizice. Elementele de baz? ale spa?iu-timp sunt evenimentele . In orice spa?iu-timp, un eveniment este definit ca o pozi?ie unic? intr-un moment unic. Un spa?iu-timp este unirea tuturor evenimentelor (in acela?i mod in care o linie este unirea tuturor punctelor sale), organizat? formal intr-o varietate . ^[61]

Universul pare s? fie un continuum spa?iu-timp format din trei dimensiuni spa?iale ?i o dimensiune temporal? (timp) (un eveniment in spa?iul cosmic al Universului poate fi prin urmare identificat printr-un set de patru coordonate: ( x , y , z , t ) ). In medie, spa?iul este considerat a fi aproape plat (cu o curbur? aproape de zero), ceea ce inseamn? c? geometria euclidian? este empiric adev?rat?, cu o precizie ridicat? in cea mai mare parte a Universului. ^[62] Observa?iile actuale nu pot exclude posibilitatea ca Universul s? aib? mai multe dimensiuni (care este postulat de teorii cum ar fi teoria coardelor ) ?i c? spa?iu-timp poate avea o topologie global? conectat? multiplu, in mod analog cu topologiile cilindrice sau toroidale de spa?ii bidimensionale. ^{[63] [64]}

Spa?iul-timp al Universului este de obicei interpretat dintr-o perspectiv? euclidian?, spa?iul fiind format din trei dimensiuni ?i un timp care const? dintr-o dimensiune, "a patra dimensiune". ^[65] Prin combinarea spa?iului ?i a timpului intr-o singur? varietate numit? spa?iul Minkowski , fizicienii au simplificat un num?r mare de teorii fizice ?i au descris intr-un mod mai uniform practicile Universului atat la nivelurile supergalactice cat ?i subatomice.

Evenimentele spa?iu-timp nu sunt definite absolut spa?ial ?i temporal, ci mai degrab? sunt cunoscute ca fiind relative la mi?carea unui observator. Spa?iul Minkowski aproximeaz? Universul f?r? gravita?ie; variet??ile pseudo-Riemannian ale relativit??ii generale descriu spa?iu-timp cu materie ?i gravita?ie.

Form? [ modificare | modificare surs? ]

Relativitatea general? descrie spa?iu-timp ca fiind curbat ?i indoit de mas? ?i energie. Topologia sau geometria Universului include atat geometria local? in universul observabil , cat ?i geometria global?. Cosmologii lucreaz? adesea cu o felie spa?iu-timp numit? coordonate comobile . Sec?iunea de spa?iu-timp care poate fi observat? este conul de lumin?, care delimiteaz? orizontul cosmologic (numit ?i orizontul de particule sau orizontul de lumin?), care este cea mai mare distan?? comobil? de la care lumina emis? in trecut ar fi putut ajunge la observator la un moment dat. Acest orizont reprezint? grani?a dintre regiunile observabile ?i cele neobservabile ale Universului. ^{[66] [67]} Existen?a, propriet??ile ?i semnifica?ia unui orizont cosmologic depind de modelul cosmologic particular.

Un parametru important care determin? evolu?ia viitoare a teoriei Universului este parametrul de densitate, Omega (Ω), definit ca densitatea medie a materiei a universului imp?r?it? la o valoare critic? a acelei densit??i. Aceasta selecteaz? una dintre cele trei geometrii posibile, in func?ie dac? Ω este egal, mai mic sau mai mare decat 1, respectiv universul plan, deschis ?i inchis. ^[68]

Observa?iile, cum ar fi cele ob?inute de la Sonda Spa?ial? pentru fondul cosmic (Cosmic Background Explorer, COBE), satelitul de anizotropie de radia?ii (WMAP) ?i h?r?ile Planck ale radia?iei cosmice de fond, sugereaz? c? Universul este infinit in extindere, dar cu o varst? finit?, a?a cum este descris de Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW). ^{[69] [63] [70] [71]} Aceste modele FLRW sus?in astfel modelele infla?ioniste ?i modelul standard al cosmologiei, descriind un univers plat ?i omogen, dominat in prezent de materia intunecat? ?i energia intunecat? . ^{[72] [73]}

Compozi?ie [ modificare | modificare surs? ]

Universul este compus aproape in intregime din energie intunecat?, materie intunecat? ?i materie obi?nuit? . Alte con?inuturi sunt radia?ie electromagnetic? (estimat? intre 0,005% ?i aproape 0,01% din mas?-energia total? a Universului) ?i antimaterie . ^{[74] [75] [76]}

Propor?iile tuturor tipurilor de materie ?i energie s-au schimbat in istoria Universului. ^[77] Cantitatea total? de radia?ie electromagnetic? generat? in univers a sc?zut cu 1/2 in ultimii 2 miliarde de ani. ^{[78] [79]} Ast?zi, materia obi?nuit?, care include atomi, stele, galaxii ?i via??, reprezint? doar 4,9% din con?inutul Universului. ^[8] Densitatea global? actual? a acestui tip de materie este foarte sc?zut?, aproximativ 4,5 × 10 ^?31 grame pe centimetru cub, ceea ce corespunde unei densit??i de ordinul unui singur proton pentru fiecare patru metri cubi de volum. ^[6] Natura energiei intunecate ?i a materiei intunecate nu este cunoscut?. Materia intunecat?, o form? misterioas? de materie care nu a fost inc? identificat?, reprezint? 26,8% din con?inutul cosmic. Energia intunecat?, care este energia spa?iului gol ?i cauzeaz? accelerarea extinderii Universului, reprezint? restul de 68,3% din con?inut. ^{[8] [80] [81]}

Materia, materia intunecat? ?i energia intunecat? sunt distribuite omogen in tot universul pe sc?ri de lungime mai mari de 300 de milioane de ani-lumin?. ^[82] Totu?i, pe o scar? mai scurt?, materia tinde s? se aglomereze ierarhic; mul?i atomi sunt condensa?i in stele, cele mai multe stele in galaxii, cele mai multe galaxii in roiuri, super-roiuri ?i, in final, filamente galactice de mari dimensiuni. Universul observabil con?ine aproximativ 300 de sextilioane (3 × 10 ²³ ) de stele ^[83] ?i peste 100 de miliarde de galaxii. ^[84] Galaxiile variaz? de la galaxii pitice cu zece milioane de stele ^[85] pan? la gigan?i cu un trilion de stele. ^[86] Intre structurile mai mari exist? vid, care, de obicei, are 10-150 Mpc (33 milioane?490 milioane ani-lumin?) in diametru. Calea Lactee este situat? in Grupul Local , care la randul s?u este situat in Super-roiul Laniakea . ^[87] Acest super-roi se intinde pe mai mult de 500 de milioane de ani-lumin?, in timp ce Grupul Local acoper? peste 10 milioane de ani-lumin?. ^[88] Universul are, de asemenea, regiuni vaste de relativ? goliciune; cel mai mare vid cunoscut, m?soar? 1,8 miliarde de ani-lumin? (550 Mpc). ^[89]

Universul observabil este izotrop pe sc?ri semnificativ mai mari decat super-roiuri, ceea ce inseamn? c? propriet??ile statistice ale Universului sunt acelea?i in toate direc?iile observate de pe P?mant. Ipoteza c? Universul la scar? larg? este omogen ?i izotrop este cunoscut ca principiul cosmologic. ^[90] Un Univers care este atat omogen cat ?i izotrop arat? la fel in orice direc?ie din spa?iu ^[91] ?i nu are centru. ^[92]

Energia intunecat? [ modificare | modificare surs? ]

O explica?ie a motivului pentru care expansiunea Universului se accelereaz? r?mane dificil? de g?sit. Adesea este atribuit? "energiei intunecate", o form? necunoscut? de energie. ^[94] Pe baza echivalen?ei mas??energie , densitatea energiei intunecate (~ 7 × 10 ^?30 g/cm ³ ) este mult mai mic? decat densitatea materiei obi?nuite sau a materiei intunecate. Totu?i, in epoca energiei intunecate din prezent, ea domin? totalul de mas?-energie al universului, deoarece este uniform? in spa?iu. ^{[95] [96]}

Cele dou? forme propuse pentru energia intunecat? sunt constanta cosmologic? , o constant? a densit??ii energetice care umple spa?iul in mod constant ?i omogen ^[97] ?i campuri scalare, cum ar fi chintesen?a , cantit??i dinamice a c?ror densitate de energie poate varia in timp ?i spa?iu. Contribu?iile campurilor scalare, care sunt constante in spa?iu, sunt, de obicei, incluse ?i in constanta cosmologic?. Constanta cosmologic? poate fi formulat? pentru a fi echivalent? cu energia vidului. Campurile scalare avand doar o mic? cantitate de neomogenitate spa?ial? ar fi dificil de distins de o constant? cosmologic?.

Materia intunecat? [ modificare | modificare surs? ]

Materia intunecat? este o materie ipotetic? care este invizibil? intregului spectru electromagnetic , dar care reprezint? cea mai mare parte a materiei din Univers. Existen?a ?i propriet??ile materiei intunecate sunt deduse din efectele ei gravita?ionale asupra materiei vizibile, radia?iei ?i structurii pe scar? larg? a Universului. Materia intunecat? nu a fost detectat? direct, transformand-o in unul dintre cele mai mari mistere ale astrofizicii moderne. Ea nu emite nici nu absoarbe lumina sau alte radia?ii electromagnetice la nici un nivel semnificativ. Se estimeaz? c? materia intunecat? constituie 25,9% din totalul mas?-energie al Universului ?i aproximativ 80% din materia total? a Universului. ^{[80] [98]}

Materia obi?nuit? [ modificare | modificare surs? ]

Restul de 4,9% din masa-energia Universului este materia obi?nuit?, adic? atomi , ioni , electroni ?i obiectele pe care le formeaz?. Aceast? materie include stelele care produc aproape toat? lumina pe care o vedem din galaxii, precum ?i gazele interstelare din mediile interstelare ?i intergalactice, planetele ?i toate obiectele din via?a de zi cu zi pe care le putem atinge, strange sau ciocni. ^[99] De fapt, marea majoritate a materiei obi?nuite din univers este nev?zut?, deoarece stelele vizibile ?i gazele din interiorul galaxiilor ?i a roiurilor reprezint? mai pu?in de 10% din contribu?ia materiei obi?nuite la densitatea energetic? a universului. ^[100]

Materia obi?nuit? exist? frecvent in patru st?ri (sau faze): solid , lichid , gaz ?i plasm? . Cu toate acestea, progresele in tehnicile experimentale au dezv?luit alte faze teoretice anterioare, cum ar fi condensatul Bose-Einstein ?i condensatul fermionic . Materia obi?nuit? este alc?tuit? din dou? tipuri de particule elementare : quarkuri ?i leptoni . ^[101] De exemplu, protonul este format din doi quarci pozitivi ?i un quarc negativ; neutronul este format din dou? quarci negativi ?i un quarc pozitiv; iar electronul este un fel de lepton. Un atom const? dintr-un nucleu atomic (alc?tuit din protoni ?i neutroni) ?i electroni care orbiteaz? nucleul. Deoarece majoritatea masei unui atom este concentrat? in nucleul s?u, care este alc?tuit din barioni , astronomii folosesc adesea termenul "materie barionic?" pentru a descrie materia obi?nuit?, de?i o mic? parte a acestei "materii barionice" o reprezint? electronii.

La scurt timp dup? Big Bang , protonii primordiali ?i neutronii s-au format din plasma quark-gluon din Universul timpuriu, care s-a r?cit la sub dou? bilioane de grade. Cateva minute mai tarziu, intr-un proces cunoscut ca nucleosinteza Big Bang , s-au format nuclee din protoni ?i neutroni primordiali. Aceast? nucleosintez? a format elemente mai u?oare, cele cu numere atomice mici pan? la litiu ?i beriliu , dar abunden?a elementelor grele a sc?zut brusc odat? cu cre?terea num?rului atomic. Unele cantit??i de bor s-au format in acest moment, dar urm?torul element mai greu, carbonul , nu s-a format in cantit??i semnificative. Nucleosinteza Big Bang s-a incheiat dup? aproximativ 20 de minute, datorit? sc?derii rapide a temperaturii ?i densit??ii Universului in expansiune. Ulterior, elementele mai grele s-au format din nucleosinteza stelar? ?i nucleosinteza exploziv? in supernove . ^[102]

Particule [ modificare | modificare surs? ]

Materia obi?nuit? ?i for?ele care ac?ioneaz? asupra materiei pot fi descrise in termeni de particule elementare. ^[103] Aceste particule sunt uneori descrise ca fiind fundamentale, deoarece au o substructur? necunoscut? ?i nu se ?tie dac? ele sunt sau nu compuse din particule mai mici. ^{[104] [105]} De o importan?? major? este Modelul standard , o teorie care se refer? la interac?iunile electromagnetice ?i la interac?iunile nucleare slabe ?i puternice. ^[106] Modelul standard este sus?inut de confirmarea experimental? a existen?ei particulelor care compun materia: quarci ?i leptoni, ?i omologii lor dubli de " antimaterie ", precum ?i particulele de for?? care mediaz? interac?iunile: fotonul , bosoanii W ?i Z ?i gluonul . ^[104] Modelul standard a prezis existen?a bosonului Higgs descoperit recent, o particul? care este o manifestare a unui camp din Univers care poate dota particule cu mas?. ^{[107] [108]} Datorit? succesului s?u in explicarea unei largi variet??i de rezultate experimentale, Modelul standard este uneori privit ca o "teorie a aproape totul". ^[106] Modelul standard nu reu?e?te s? integreze, totu?i, gravita?ia. ^[109]

Hadroni [ modificare | modificare surs? ]

Un hadron este o particul? alc?tuit? din quarci ?inu?i impreun? de o for?? puternic?. Hadronii sunt clasifica?i in dou? familii: barionii (cum ar fi protoni ?i neutroni) forma?i din trei quarci, ?i mezonii (cum ar fi pionul ) alc?tui?i dintr-un quark ?i un antiquark. Dintre hadroni, protonii sunt stabili, ?i neutronii lega?i in nucleele atomice, de asemenea, sunt stabili. Al?i hadroni sunt instabili in condi?ii obi?nuite ?i sunt constituen?i nesemnificativi ai Universului modern. De la aproximativ 10 ^?6 secunde dup? Big Bang, intr-o perioad? cunoscut? sub numele de epoca hadron , temperatura universului a sc?zut suficient pentru a permite quarcilor s? se lege impreun? in hadroni, iar masa universului era dominat? de hadroni. Ini?ial, temperatura era suficient de mare pentru a permite formarea perechilor hadron/anti-hadron, care p?strau materia ?i antimateria in echilibru termic . Cu toate acestea, pe m?sur? ce temperatura Universului a continuat s? scad?, perechile hadron/anti-hadron nu mai erau produse. Majoritatea hadronilor ?i anti-hadronilor au fost apoi elimina?i in reac?iile de anihilare a particulelor ?i antiparticulelor, l?sand un mic reziduu de hadroni pan? cand universul avea varsta de aproximativ o secund?. ^{[110] :244?66}

Leptoni [ modificare | modificare surs? ]

Un lepton este o particul? elementar? , cu spinul semiintreg care nu sufer? interac?iuni puternice, dar este supus? principiului excluziunii Pauli ; doi leptoni din aceea?i specie nu pot fi in aceea?i stare in acela?i timp. ^[111] Exist? dou? clase principale de leptoni: leptoni inc?rca?i (cunoscu?i ?i sub numele de leptoni de tip electron) ?i leptoni neutri (mai bine cunoscu?i ca neutrini ). Leptonii inc?rca?i se pot combina cu alte particule pentru a forma diferite particule compozite, cum ar fi atomi ?i pozitroni . Electronul guverneaz? aproape toat? chimia, deoarece se g?se?te in atomi ?i este legat? direct de toate propriet??ile chimice. Neutrinii rareori interac?ioneaz? cu orice ?i, prin urmare, sunt rareori observa?i. Neutrinii curg in tot Universul dar rareori interac?ioneaz? cu materia normal?. ^[112]

Epoca leptonilor a fost perioada in evolu?ia Universului timpuriu in care leptonii au dominat masa Universului. A inceput aproximativ o secund? dup? Big Bang , dup? ce majoritatea hadronilor ?i anti-hadronilor s-au anihilat intre ei la sfar?itul epocii hadronului. In timpul epocii leptonilor, temperatura Universului era inc? suficient de mare pentru a crea perechi lepton/anti-lepton, astfel incat leptonii ?i anti-leptonii erau in echilibru termic. La aproximativ 10 secunde dup? Big Bang, temperatura Universului a c?zut la punctul in care perechile lepton/anti-lepton nu mai erau create. ^[113] Mul?i leptoni ?i anti-leptoni au fost apoi elimina?i in reac?ii de anihilare, l?sand un mic rest de leptoni. Masa Universului a fost apoi dominat? de fotoni , cand s-a intrat in urm?toarea epoc?, cea a fotonilor. ^{[114] [115]}

Fotoni [ modificare | modificare surs? ]

Un foton, numit ?i cuant? de lumin?, este particula elementar? responsabil? pentru toate fenomenele electromagnetice. Ca toate particulele elementare, fotonii sunt in prezent cel mai bine explica?i prin mecanica cuantic? ?i prezint? dualismul und?-particul? (prezint? simultan propriet??i ondulatorii ?i corpusculare ).

Epoca fotonic? a inceput dup? ce majoritatea leptonilor ?i anti-leptonilor au fost anihila?i la sfar?itul epocii leptonilor, la aproximativ 10 secunde dup? Big Bang. In procesul de nucleosintez? care a avut loc in primele cateva minute ale epocii fotonice au fost create nuclee atomice . Pentru restul epocii fotonice, Universul con?inea o plasm? dens? de nuclee, electroni ?i fotoni. Aproximativ 380.000 de ani dup? Big Bang, temperatura Universului a ajuns la punctul in care nucleele se puteau combina cu electronii pentru a crea atomi neutri. Ca rezultat, fotonii nu mai interac?ionau frecvent cu materia ?i Universul a devenit transparent. Prima lumin? a Universului se poate observa ?i in prezent in orice direc?ie ?i se nume?te "fondul cosmic de microunde".

Modele cosmologice [ modificare | modificare surs? ]

Modelul Universului bazat pe relativitatea general? [ modificare | modificare surs? ]

Relativitatea general? este teoria geometric? a gravita?iei, publicat? de Albert Einstein in 1915 ?i descrierea actual? a gravita?iei in fizica modern?. Este baza modelelor cosmologice actuale ale Universului. Relativitatea general? generalizeaz? relativitatea restrans? ?i legea lui Newton a atrac?iei universale , oferind o descriere unificat? a gravita?iei ca o proprietate geometric? a spa?iului ?i timpului sau a spa?iu-timp . In special, curbura spa?iu-timp este direct legat? de energia ?i impulsul oric?ror materii ?i radia?ii prezente. Rela?ia este specificat? de ecua?iile campului Einstein , un sistem de ecua?ii cu derivate par?iale . In relativitatea general?, distribu?ia materiei ?i a energiei determin? geometria spa?iu-timp, care la randul s?u descrie accelerarea materiei. De aceea, solu?iile ecua?iilor campului lui Einstein descriu evolu?ia Universului. In combina?ie cu m?surarea cantit??ii, tipului ?i distribu?iei materiei in Univers, ecua?iile relativit??ii generale descriu evolu?ia universului in timp. ^[116]

Cu presupunerea principiului cosmologic c? Universul este omogen ?i izotrop pretutindeni, o solu?ie specific? a ecua?iilor de camp care descrie Universul este tensorul metric numit metricul Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker,

${\displaystyle ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+R(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2}}}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)}$

unde ( r , θ, φ) corespund unui sistem de coordonate sferice . Aceast? metric? are numai doi parametri nedetermina?i. Un factor global de scalare de m?rime adimensional? R descrie dimensiunea sc?rii Universului in func?ie de timp; o cre?tere a lui R este expansiunea Universului . ^[117] Un indice de curbur? k descrie geometria. Indicele k este definit astfel incat s? poat? lua doar una din cele trei valori: 0, corespunz?toare geometriei euclidiene plane; 1, care corespunde unui spa?iu cu curbur? pozitiv?; sau -1, corespunzand unui spa?iu cu curbur? pozitiv? sau negativ?. ^[118] Valoarea lui R in func?ie de timpul t depinde de k ?i de constanta cosmologic? Λ . ^[116] Constanta cosmologic? reprezint? densitatea energetic? a spa?iului vid ?i poate fi legat? de energia intunecat?. ^[81] Ecua?ia care descrie modul in care R variaz? in timp este cunoscut? sub numele de ecua?ia Friedmann dup? inventatorul s?u, Alexander Friedmann . ^[119]

Solu?iile pentru R(t) depind de k ?i Λ , dar unele caracteristici calitative ale acestor solu?ii sunt generale. Mai intai ?i cel mai important, scara de lungime R a Universului poate r?mane constant? numai dac? Universul este perfect izotrop cu curbura pozitiv? ( k = 1) ?i are o valoare precis? a densit??ii peste tot, a?a cum a remarcat Albert Einstein . ^[116] Totu?i, acest echilibru este instabil: pentru c? universul este cunoscut ca neomogen la sc?ri mai mici, R trebuie s? se schimbe in timp. Cand R se schimb?, toate distan?ele spa?iale din Univers se schimb? in tandem; exist? o expansiune global? sau o contrac?ie a spa?iului in sine. Aceasta explic? observa?ia c? galaxiile par a fi in deriv?; spa?iul dintre ele se intinde. Intinderea spa?iului explic?, de asemenea, paradoxul aparent c? dou? galaxii pot fi la 40 de miliarde de ani-lumin? distan??, de?i au pornit din acela?i punct in urm? cu 13,8 miliarde de ani ^[120] ?i nu s-au mi?cat niciodat? mai repede decat viteza luminii .

In al doilea rand, toate solu?iile sugereaz? c? in trecut a existat o singularitate gravita?ional? , cand R a ajuns la zero, iar materia ?i energia erau infinit de dense. Se pare c? aceast? concluzie este incert? deoarece se bazeaz? pe ipotezele discutabile de omogenitate perfect? ?i izotropie (principiul cosmologic) ?i c? doar interac?iunea gravita?ional? este semnificativ?. Cu toate acestea, teoremele de singularitate Penrose-Hawking arat? c? ar trebui s? existe o singularitate pentru condi?ii foarte generale. Prin urmare, in conformitate cu ecua?iile campului Einstein, R a crescut rapid dintr-o stare inimaginabil de fierbinte ?i dens? care exista imediat dup? aceast? singularitate (cand R avea o valoare mic?, finit?); aceasta este esen?a modelului Big Bang al Universului. In?elegerea singularit??ii Big Bang-ului probabil necesit? o teorie cuantic? a gravita?iei, care nu a fost formulat? inc?. ^[121]

In al treilea rand, indicele de curbur? k determin? semnul curburii spa?iale medii a spa?iului-timp ^[118] calculat pe sc?ri de lungime suficient de mari (mai mare de aproximativ un miliard de ani lumin?). Dac? k = 1, curbura este pozitiv? ?i Universul are un volum finit. ^[122] Un Univers cu curbur? pozitiv? este adesea vizualizat ca o sfer? tridimensional? incorporat? intr-un spa?iu cu patru dimensiuni . In schimb, dac? k este zero sau negativ, Universul are un volum infinit. ^[122] Poate p?rea contra-intuitiv ca un univers infinit ?i infinit de dens ar putea fi creat intr-o singur? clip? la Big Bang atunci cand R = 0, dar exact a?a este prezis matematic atunci cand k nu este egal cu 1. Prin analogie, un plan infinit are curbur? zero dar zona infinit?, in timp ce un cilindru infinit este finit intr-o direc?ie ?i un tor este finit in ambele. Un Univers toroidal se poate comporta ca un Univers normal in condi?ii la limit? periodice.

Soarta final? a Universului este inc? necunoscut?, deoarece depinde critic de indicele de curbur? k ?i de constanta cosmologic? Λ . Dac? universul ar fi suficient de dens, k ar fi egal cu +1, ceea ce inseamn? c? curbura medie a acestuia este pozitiv? ?i c? Universul, in cele din urm?, se va pr?bu?i intr-un Big Crunch , ^[123] eventual incepand un nou Univers intr-un Big Bounce . Dimpotriv?, dac? universul ar fi insuficient de dens, k ar fi egal cu 0 sau -1 ?i Universul s-ar extinde pentru totdeauna, r?cindu-se ?i, eventual, ajungand la Big Freeze ?i moartea termic? a Universului. ^[116] Datele moderne sugereaz? c? rata de expansiune a Universului nu este in sc?dere, a?a cum era de a?teptat ini?ial, ci a crescut; dac? acest lucru continu? pe termen nedefinit, Universul poate ajunge in cele din urm? la un Big Rip . Din punct de vedere observa?ional, Universul pare a fi plat ( k = 0), cu o densitate total? foarte apropiat? de valoarea critic? dintre recul ?i expansiunea etern?. ^[124]

Ipoteza multiversului [ modificare | modificare surs? ]

Unele teorii speculative au sugerat c? Universul nostru nu este decat unul dintr-un set de universuri deconectate, denumite colectiv ca multivers , provocand sau amplificand defini?ii mai restranse ale Universului. ^{[18] [125]} Modelele multivers ?tiin?ifice sunt distincte de concepte precum planurile alternative ale con?tiin?ei ?i realitatea simulat?.

Max Tegmark a dezvoltat o schem? de clasificare in patru p?r?i pentru diferitele tipuri de multivers pe care oamenii de ?tiin?? le-au propus ca r?spuns la diferite probleme de fizic?. Un exemplu de astfel de multivers este cel rezultat din modelul infla?iei haotice a universului timpuriu. ^[126] Altul este multiversul rezultat din interpretarea lumilor multiple a mecanicii cuantice. In aceast? interpretare, lumile paralele sunt generate intr-o manier? similar? superpozi?iei cuantice ?i decoeren?ei cuantice , toate st?rile func?iilor de und? fiind realizate in lumi separate. Efectiv, in interpretarea lumilor multiple multiversul evolueaz? ca o func?ionare universal? de und?.

Este posibil s? se conceap? zone spa?iu-timp deconectate, fiecare dintre acestea existand ins? f?r? a putea interac?iona unul cu altul. ^{[127] [128]} O metafor? u?or de vizualizat a acestui concept este un grup de bule de s?pun separate, in care observatorii care tr?iesc intr-un balon de s?pun nu pot interac?iona cu cei de pe alte baloane de s?pun. ^[129] Conform unei terminologii obi?nuite, fiecare "balon de s?pun" de spa?iu-timp indic? un univers , in timp ce spa?iul-timpul nostru indic? Universul , ^[18] a?a cum numim satelitul nostru Luna . Intreaga colec?ie a acestor spa?iu-timp separa?i este denumit? multivers. ^[18] Cu aceast? terminologie, diferitele "Universuri" nu sunt conectate cauzal intre ele. ^[18] In principiu, celelalte "Universuri" neconectate pot avea diferite dimensiuni ?i topologii ale spa?iu-timp, diferite forme de materie ?i energie ?i diferite legi fizice ?i constante fizice, de?i astfel de posibilit??i sunt pur speculative. ^[18] Al?ii consider? fiecare dintre bulele de s?pun create ca parte a infla?iei haotice ca "Universuri" separate, de?i in acest model aceste universuri au totu?i o origine cauzal?. ^[18]

Concep?ii istorice [ modificare | modificare surs? ]

Din punct de vedere istoric, au existat multe idei despre cosmos (cosmologii) ?i despre originea sa (cosmogonii). Teorii ale unui Univers impersonal, guvernat de legi fizice, au fost propuse ini?ial de greci ?i de indieni. ^[11] Filosofia chinez? veche cuprindea no?iunea de Univers, incluzand atat tot spa?iul cat ?i tot timpul. ^{[130] [131]} De-a lungul secolelor, imbun?t??irile in observa?iile astronomice ?i teoriile mi?c?rii ?i gravita?iei au condus la descrieri tot mai exacte ale Universului. Epoca modern? a cosmologiei a inceput cu teoria relativit??ii generale a lui Albert Einstein din 1915, care a f?cut posibil? prezicerea originii, evolu?iei ?i incheierii Universului, in ansamblu. Cele mai moderne teorii acceptate ale cosmologiei se bazeaz? pe relativitatea general? ?i, mai precis, pe modelul Big Bang . ^[132]

Mitologii [ modificare | modificare surs? ]

Multe culturi au mituri care descriu originea lumii ?i a universului . Culturile consider?, in general, c? aceste mituri au un sambure de adev?r. Exist? totu?i multe convingeri diferite cu privire la modul in care aceste mituri se aplic? celor care cred intr-o origine supranatural?, de la un zeu care creeaz? direct Universul pan? la un zeu care a pus doar "ro?ile in mi?care" (de exemplu prin mecanisme precum Big Bang ?i evolu?ie). ^[133]

Etnologii ?i antropologii care studiaz? miturile au dezvoltat diverse scheme de clasificare pentru diferitele teme care apar in miturile de crea?ie. ^{[134] [135]} De exemplu, intr-unul din mituri, lumea se na?te dintr-un ou cosmic; printre acestea se num?r? poemul epic finlandez Kalevala , povestea chinez? a lui Pangu sau cea a indianului Brahmanda Purana. In aceste povestiri, Universul este creat de o singur? entitate care eman? sau produce ceva de la sine, ca in conceptul budismului tibetan al lui Adi-Buddha, povestea antic? greceasc? despre Gaia (mama p?mant), mitul zei?ei aztece Coatlicue , vechea poveste a zeului egiptean Atum ?i nara?iunea crea?iei iudeo-cre?tine, in care Dumnezeul avraaamic a creat Universul. In alte povestiri, Universul este creat din unirea zeit??ilor masculine ?i feminine, ca in mitul Maori. In alte povestiri Universul este creat prin fabricarea din materiale preexistente, cum ar fi cadavrul unui zeu mort - ca Tiamat in epicul babilonian Enuma Elish sau gigantul Ymir in mitologia nordic? - sau din materiale haotice, ca in Izanagi ?i Izanami in mitologia japonez? . In alte povestiri, Universul eman? din principiile fundamentale, ca in Brahman ?i Prakrti, mitul crea?iei africanilor Serer ^[136] sau Yin ?i Yang din Tao .

Modele filosofice [ modificare | modificare surs? ]

Filosofii greci presocratici ?i filosofii indieni au dezvoltat unele dintre cele mai vechi concepte filosofice ale Universului. ^{[11] [137]} Cei mai vechi filosofi greci au remarcat c? aparen?ele pot fi in?el?toare ?i c?utau s? in?eleag? realitatea din spatele aparen?elor. In special, ei au remarcat capacitatea materiei de a-?i schimba forma (de exemplu, de la ghea?? la ap? pan? la abur), iar mai mul?i filosofi au sugerat c? toate materialele fizice din lume sunt forme diferite ale unui singur material primordial sau arche . Primul care a f?cut acest lucru a fost Thales , care a crezut c? acest material primordial a fost apa. Studentul lui Thales, Anaximandru , a sugerat c? totul provenea din apeironul nem?rginit. Anaximene a sus?inut c? materialul primordial era aerul, datorit? calit??ilor sale atractive ?i repulsive percepute, care determin? ca arche s? se condenseze sau s? disocieze in diferite forme. Anaxagora a sugerat Nousul , in timp ce Heraclit a sugerat focul. Empedocle a crezut in patru elemente: p?mant, ap?, aer ?i foc iar modelul s?u a devenit foarte popular. La fel ca Pitagora , Platon credea c? toate lucrurile erau alc?tuite dintr-un num?r, elementele lui Empedocle luand forma solidelor platonice . Democrit ?i filosofii mai tarzii - mai ales Leucip - au crezut c? Universul este alc?tuit din atomi indivizibili care se deplaseaz? printr-un gol (vid), de?i Aristotel nu credea c? este fezabil pentru c? aerul, ca ?i apa, ofer? rezisten?? la mi?care. Aerul se va gr?bi imediat s? umple un gol ?i, in plus, f?r? rezisten??, ar face acest lucru pe termen nelimitat. ^[11]

De?i Heraclit credea c? totul este schimbare ( Panta rei ), contemporanul s?u Parmenide credea c? orice schimbare este o iluzie, c? realitatea care st? la baz? este ve?nic? neschimb?toare ?i de natur? unic?. Parmenide numea aceast? realitate ca τ? ?ν (Unul). Ideea lui Parmenide p?rea inutil? pentru mul?i greci, ins? studentul s?u Zenon din Elea i-a provocat cu cateva paradoxuri faimoase . Aristotel a r?spuns acestor paradoxuri dezvoltand no?iunea de infinitate poten?ial? num?rabil?, precum ?i continuumul divizibil infinit. Spre deosebire de ciclurile ve?nice ?i neschimbate ale timpului, el credea c? lumea este limitat? de sferele celeste ?i c? magnitudinea cumulativ? stelar? este doar multiplicativ? finit?.

Filosoful indian Kanada, fondator al ?colii Vaiseshika, a dezvoltat o no?iunea de atomism ?i a propus ca lumina ?i c?ldura s? fie variet??i ale aceleia?i substan?e. ^[138] In secolul al V-lea, filosoful atomist budist Dign?ga a propus ca atomii s? fie de dimensiuni punctuale, f?r? durat? ?i f?cu?i din energie. El a negat existen?a unei materii substan?iale ?i a sugerat c? mi?carea const? din clipe de moment ale unui curent de energie. ^[139]

No?iunea de finitism temporal a fost inspirat? de doctrina crea?iei imp?rt??it? de cele trei religii avraamice: iudaismul , cre?tinismul ?i islamul . Filosoful cre?tin, Ioan Filopon a prezentat argumentele filosofice impotriva no?iunii antice grece?ti despre un trecut ?i viitor infinit. Argumentele lui Filopon impotriva unui trecut infinit au fost folosite de filosoful musulman Al-Kindi (Alkindus), filosoful evreu Saadia Gaon (Saadia ben Joseph) ?i teologul musulman Al-Ghazali (Algazel). ^[140]

Modele astronomice [ modificare | modificare surs? ]

Modelele astronomice ale Universului au fost create odat? cu inceputul astronomiei in Sumerul antic. Primele modele au privit lumea ca un disc plat care plute?te in ocean ?i a format premisa pentru primele h?r?i grece?ti timpurii, cum ar fi cele ale lui Anaximandru ?i Hecataeus din Milet . Mai tarziu, filosofii greci, observand mi?c?rile corpurilor cere?ti, erau preocupa?i de dezvoltarea modelelor Universului bazate mai profund pe dovezi empirice.

In secolul al IV-lea i.Hr., Aristotel a elaborat un model cosmologic in care P?mantul era situat in centrul unui univers format din 54 de sfere cristaline, aflate una in interiorul celeilalte. Stelele erau fixate pe sfera cea mai indep?rtat? de P?mant, iar planetele pe sferele mai apropiate. Cu excep?ia P?mantului, totul era etern ?i neschimb?tor ?i toate se roteau in jurul s?u. Concep?ia lui a fost ulterior rafinat? printr-un model matematic elaborat de c?tre alexandrinul Claudius Ptolemeu in secolul al II-lea d.Hr.

In universul pitagoreic , P?mantul devine un bulg?re sferic, iar in jurul s?u, soarele, luna ?i planetele se rotesc in cercuri concentrice. Succesorul lui Pitagora, filosoful ?i matematicianul grec Philolaos , a postulat (conform lui Stobaeus) c? in centrul Universului era un "foc central" in jurul c?ruia se rotesc nou? corpuri cere?ti: Antichton (sau antip?mantul, o planet? invizibil?), P?mantul, Luna, Soarele, cinci planete, dup? care urma sfera purt?toare a stelelor fixe. ^[141]

Astronomul grec Aristarh din Samos a fost primul care a propuns un model heliocentric al Universului. De?i textul original a fost pierdut, o referin?? in cartea lui Arhimede Calculul Firelor de Nisip descrie modelul heliocentric al lui Aristarh. ?i Plutarh , in tratatul s?u Despre fa?a de pe discul lunii se refer? la modelul cosmologic al lui Aristarh. Aristah a des?var?it evolu?ia inceput? de Pitagora ?i continuat? de Philolaos ?i Heracleides, ajungand la heliocentrism. El a crezut c? stelele sunt foarte indep?rtate ?i a privit acest lucru ca fiind motivul pentru care paralaxul stelar nu fusese observat, adic? nu s-a observat c? stelele se mi?c? relativ reciproc, pe m?sur? ce P?mantul se mi?c? in jurul Soarelui. Stelele sunt de fapt mult mai departe decat distan?a care a fost in general asumat? in antichitate, motiv pentru care paralaxul stelar este detectabil doar cu instrumente de precizie. Modelul geocentric, in concordan?? cu paralaxul planetar, a fost considerat o explica?ie pentru neobservabilitatea fenomenului paralel, paralaxa stelar?.

Singurul astronom din antichitate cunoscut c? a sus?inut modelul heliocentric al lui Aristarh a fost grecul Seleucus din Seleucia, care a tr?it la un secol dup? Aristarh. ^{[142] [143] [144]} Seleucus a fost primul care a afirmat c? valurile sunt datorate atrac?iei Lunii ?i c? in?l?imea mareelor ??depinde de pozi?ia Lunii fa?? de Soare. ^[145] In Evul Mediu , modelele heliocentrice au fost de asemenea propuse de astronomul indian Aryabhata , ^[146] ?i de c?tre astronomii persani Albumasar ^[147] ?i Al-Sijzi. ^[148]

Modelul aristotelian a fost acceptat in lumea occidental? timp de aproximativ dou? milenii, pan? cand Copernic a reinviat perspectiva lui Aristarh, c? datele astronomice ar putea fi explicate mai plauzibil dac? P?mantul s-ar roti pe axa sa ?i dac? Soarele ar fi plasat in centrul Universului. In secolul al XVII-lea, odat? cu Johannes Kepler , pentru prima dat? din antichitate, nu numai c? s-au descris mi?c?rile cere?ti in termeni geometrici dar li s-a asociat ?i o cauz? fizic?, ducand la cele trei legi ale lui Kepler .

Aceast? cosmologie a fost acceptat? de Isaac Newton , de Christiaan Huygens ?i de oamenii de ?tiin?? mai tarzii. ^[149] Edmund Halley (1720) ^[150] ?i Jean-Philippe de Cheseaux (1744) ^[151] au remarcat in mod independent faptul c? ipoteza unui spa?iu infinit umplut uniform cu stele ar duce la prezicerea c? cerul pe timpul nop?ii ar fi la fel de str?lucitor ca Soarele; acest lucru a devenit cunoscut ca paradoxul lui Olbers in secolul al XIX-lea. ^[152] Newton credea c? un spa?iu infinit umplut uniform cu materie, ar determina for?e infinite ?i instabilit??i care ar face ca materia s? fie zdrobit? spre interior sub propria gravita?ie. ^[149] Aceast? instabilitate a fost clarificat? in 1902 de criteriul de instabilitate Jeans. ^[153] O solu?ie la aceste paradoxuri este universul Charlier , in care materia este aranjat? ierarhic (sisteme de corpuri care orbiteaz? pe orbite intr-un sistem mai mare, ad infinitum ) intr-un mod fractal, astfel incat Universul are o densitate total? neglijabil?; un astfel de model cosmologic fusese propus ?i mai devreme in 1761 de c?tre Johann Heinrich Lambert . ^{[49] [154]} Un progres astronomic semnificativ al secolului al XVIII-lea a fost realizarea de c?tre Thomas Wright , Immanuel Kant ?i al?ii despre nebuloase . ^[150]

In 1919, cand Telescopul Hooker a fost finalizat, viziunea dominant? era c? Universul era format in intregime din galaxia Calea Lactee . Cu ajutorul Telescopului Hooker, Edwin Hubble a identificat cefeide in mai multe nebuloase spirale, iar in 1922-1923 s-a dovedit c? nebuloasa Andromeda ?i Triangulum , printre altele, erau galaxii de sine st?t?toare, dovedind astfel c? Universul const? dintr-o mul?ime de galaxii. ^[155]

Epoca modern? a cosmologiei fizice a inceput in 1917, cand Albert Einstein a publicat modific?rile finale a relativit??ii generale in lucrarea "Considera?ii cosmologice ale teoriei generale a relativit??ii ". ^[156] In 1922, Alexander Friedmann a introdus ideea unui univers in expansiune care con?inea materie in mi?care iar in 1927, preotul belgian Georges Lemaitre a propus ceea ce mai tarziu se va numi modelul Big Bang .

Hart? a universului observabil cu unele dintre obiectele astronomice notabile cunoscute ast?zi. Scara de lungime cre?te exponen?ial spre dreapta. Corpurile cere?ti sunt ar?tate la dimensiuni mari pentru a putea fi apreciat? forma lor.

Vezi ?i [ modificare | modificare surs? ]

• Cronologia viitorului indep?rtat
• Multivers
• Panspermie
• Cosmos

Note [ modificare | modificare surs? ]

Referin?e [ modificare | modificare surs? ]

Bibliografie [ modificare | modificare surs? ]

• Bartel, Leendert van der Waerden ( 1987 ). ?The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy”. Annals of the New York Academy of Sciences . 500 (1): 525?45. Bibcode : 1987NYASA.500..525V . doi : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x .  
• The Classical Theory of Fields (Course of Theoretical Physics) . 2 (ed. revised 4th English). New York: Pergamon Press. 1975 . pp. 358?97. ISBN   978-0-08-018176-9 .  
• Liddell, H. G.; Scott, R. ( 1968 ). A Greek-English Lexicon . Oxford University Press. ISBN   978-0-19-864214-5 .  
• Misner ; C.W.; Thorne ; Kip; Wheeler ; J.A. ( 1973 ). Gravitation . San Francisco: W. H. Freeman. pp. 703?816. ISBN   978-0-7167-0344-0 .  
• Raine, D. J.; Thomas, E. G. ( 2001 ). An Introduction to the Science of Cosmology . Institute of Physics Publishing.  
• Rindler, W. ( 1977 ). Essential Relativity: Special, General, and Cosmological . New York: Springer Verlag. pp. 193?244. ISBN   978-0-387-10090-6 .  
• Martin Rees, ed. ( 2012 ). Smithsonian Universe (ed. 2nd). London: Dorling Kindersley. ISBN   978-0-7566-9841-6 .  

Lectur? suplimentar? [ modificare | modificare surs? ]

• Dorling Kindersley ( 2008 ). Universul. Ghid vizual complet . Editura RAO. ISBN   9789737173195 .  

Leg?turi externe [ modificare | modificare surs? ]

Wikimedia Commons con?ine materiale multimedia legate de Univers

• NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)
• NED-Distances