Modellizzazione teorica dell’universo

L’universo osservabile è una sfera con un raggio di circa 46 miliardi di anni luce. Per confronto, il diametro di una Galassia tipica è di 30.000 anni luce, e la distanza tipica tra due galassie vicine è invece di 3 milioni di anni-luce. Ad esempio, la Via Lattea ha un diametro di circa 100.000 anni luce, e la galassia più vicina a noi, Andromeda, si trova approssimativamente a 2,5 milioni di anni luce da noi. Ci sono probabilmente più di 100 miliardi (1011) di galassie nell’universo osservabile, seppure l’analisi dei dati dei progetti “Hubble Deep Field” e “Hubble Ultra Deep Field” abbia portato a teorizzarne un numero compreso tra i 300 e i 500 miliardi.

Le galassie tipiche vanno dalle galassie nane con un minimo di dieci milioni (107) di stelle fino alle galassie giganti con mille miliardi (1012) di stelle, le quali orbitano tutte attorno al centro di massa della loro galassia. Uno studio del 2010 stima il numero di stelle dell’universo osservabile in 300.000 trilioni (3×1023), mentre uno studio del 2016 ipotizza che il numero totale di galassie nell’universo osservabile, comprese quelle troppo piccole per essere rilevate dagli attuali telescopi, sia di 2000 miliardi (2×1012).

 

Si crede che l'universo sia per lo più composto da energia oscura e materia oscura, entrambe al momento poco conosciute. La materia ordinaria costituisce meno del 5% dell'Universo.
Si crede che l’universo sia per lo più composto da energia oscura e materia oscura, entrambe al momento poco conosciute. La materia ordinaria costituisce meno del 5% dell’Universo.

La materia osservabile è distribuita in maniera omogenea (uniformemente) in tutto l’universo, in media su distanze di più di 300 milioni di anni luce. Tuttavia, su piccole scale di lunghezza, la materia si dispone in “grumi”, raggruppandosi gerarchicamente: una gran quantità di atomi è presente nelle stelle, la maggior parte delle stelle si raggruppa in galassie, la maggior parte delle galassie in ammassi, superammassi di galassie e, infine, si hanno strutture a larga scala come la Grande muraglia. La materia osservabile dell’Universo è inoltre diffusa isotropicamente, il che significa che ogni regione del cielo ha all’incirca lo stesso contenuto.

L’universo è inoltre immerso in una radiazione a microonde altamente isotropica, che corrisponde ad un equilibrio termico con spettro di corpo nero di circa 2,725 Kelvin. L’ipotesi secondo cui l’Universo sia omogeneo e isotropo su grandi scale è nota come principio cosmologico, che è supportato da osservazioni astronomiche.

L’attuale densità globale dell’universo è molto bassa, circa 9,9 × 10−30 grammi per centimetro cubo. Questa massa-energia sembra essere formata per il 68,3% da energia oscura, il 26,8% da materia oscura fredda e il 4,9% da materia ordinaria. La densità in atomi è dell’ordine di un singolo atomo di idrogeno per ogni quattro metri cubi di volume.

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Le proprietà dell’energia oscura e della materia oscura sono in gran parte sconosciute. La materia oscura interagisce con il campo gravitazionale come la materia ordinaria, e quindi rallenta l’espansione dell’universo; al contrario, l’energia oscura accelera la sua espansione.

La stima più precisa dell’età dell’universo è di 13,798 ± 0,037 miliardi di anni, calcolata sulla base delle osservazioni della radiazione cosmica di fondo condotte con la sonda PLANCK. Stime indipendenti (sulla base di misurazioni come la datazione radioattiva) convergono anch’esse su 13-15 miliardi di anni. L’universo non è stato lo stesso in ogni momento della sua storia; ad esempio, le popolazioni relative dei quasar e delle galassie sono cambiate e lo spazio stesso si è espanso. Questa espansione spiega come sulla Terra si possa osservare la luce proveniente da una galassia lontana 30 miliardi di anni luce, anche se la luce ha viaggiato per 13 miliardi di anni: lo spazio si è ampliato. Questa espansione è coerente con l’osservazione che la luce proveniente da galassie lontane ha subito lo spostamento verso il rosso: la lunghezza d’onda dei fotoni emessi è stata “stirata” e dunque aumentata, con un conseguente abbassamento della loro frequenza, durante il loro viaggio. Sulla base di studi di supernovae di tipo Ia, corroborati anche da altri dati, il tasso di questa espansione spaziale è in accelerazione.

Le frazioni relative di diversi elementi chimici – in particolare degli atomi più leggeri, come idrogeno, deuterio e elio- sembrano identiche in tutto l’universo e in tutta la sua storia osservabile.

L’universo sembra avere molta più materia che antimateria, un’asimmetria forse correlata alle osservazioni in merito alla violazione di CP. L’universo sembra non avere nessuna carica elettrica netta, e quindi la gravità sembra essere l’interazione dominante su scale di lunghezza cosmologica. L’universo sembra non avere né un momento né un momento angolare netti. L’assenza di carica e quantità di moto nette sarebbe conseguenza di accettate leggi fisiche (la Legge di Gauss e la non-divergenza dello pseudo tensore stress-energia-momento rispettivamente), se l’universo fosse finito.

 

Le particelle elementari di cui è costituito l'universo. Sei leptoni e sei quark fondano la maggior parte della materia; ad esempio, i protoni e i neutroni dei nuclei atomici sono composti da quark, e l'onnipresente elettrone è un leptone. Queste particelle interagiscono tramite bosoni di Gauge, mostrati nella fila centrale, ciascuno corrispondente ad un particolare tipo di simmetria di gauge. Il bosone di Higgs si ritiene che conferisca la massa alle particelle con cui interagisce. Il gravitone, un ipotizzato bosone di gauge per la gravità, non è stato rappresentato.
Le particelle elementari di cui è costituito l’universo. Sei leptoni e sei quark fondano la maggior parte della materia; ad esempio, i protoni e i neutroni dei nuclei atomici sono composti da quark, e l’onnipresente elettrone è un leptone. Queste particelle interagiscono tramite bosoni di Gauge, mostrati nella fila centrale, ciascuno corrispondente ad un particolare tipo di simmetria di gauge. Il bosone di Higgs si ritiene che conferisca la massa alle particelle con cui interagisce. Il gravitone, un ipotizzato bosone di gauge per la gravità, non è stato rappresentato.

L’universo sembra avere un continuum spazio-temporale liscio costituito da tre dimensioni spaziali e da una temporale. In media, le osservazioni sullo spazio tridimensionale suggeriscono che esso sia piatto, cioè abbia curvatura vicina a zero; ciò implica che la geometria euclidea è sperimentalmente vera con elevata precisione per la maggior parte dell’Universo. Lo spaziotempo sembra anche avere una topologia semplicemente connessa, almeno sulla scala di lunghezza dell’universo osservabile. Tuttavia le osservazioni attuali non possono escludere la possibilità che l’universo abbia più dimensioni, e che il suo spazio-tempo possa avere una topologia globale molteplicemente connessa, in analogia con le topologie del cilindro o del toro.

L’universo sembra comportarsi in modo tale da seguire regolarmente un insieme di leggi e costanti fisiche. Secondo l’attuale Modello standard della fisica, tutta la materia è composta da tre generazioni di leptoni e quark, che sono entrambi fermioni. Queste particelle elementari interagiscono attraverso almeno tre interazioni fondamentali: l’interazione elettrodebole che comprende l’elettromagnetismo e la forza nucleare debole, la forza nucleare forte descritta dalla cromodinamica quantistica e la gravità, che è al momento è descritta al meglio dalla relatività generale. Le prime due interazioni possono essere descritte da teorie quantistiche rinormalizzate, e sono mediate da bosoni di gauge ciascuno dei quali corrisponde a un particolare tipo di simmetria di gauge.

Una teoria quantistica dei campi rinormalizzata della relatività generale non è ancora stata raggiunta, anche se le varie forme di teoria delle stringhe sembrano promettenti. Si ritiene che la teoria della relatività speciale valga in tutto l’universo, a condizione che le scale di lunghezza spaziali e temporali siano sufficientemente brevi, altrimenti deve essere applicata la più generale teoria della relatività generale. Non esiste una spiegazione per i valori particolari che le costanti della fisica sembrano avere nel nostro universo, come ad esempio quello per la costante di Planck h o per la costante di gravitazione universale G. Sono state identificate diverse leggi di conservazione, come la conservazione della carica, del momento, del momento angolare e dell’energia; in molti casi, queste leggi di conservazione possono essere correlate a simmetrie o a identità matematiche.

La “regolazione fine”

Sembra che molte delle proprietà dell’Universo abbiano valori speciali, nel senso che un universo con proprietà solo leggermente differenti non sarebbe in grado di sostenere la vita intelligente. Non tutti gli scienziati concordano sul fatto che l’Universo sia effettivamente “finemente regolato” In particolare, non si sa in quali condizioni la vita intelligente si potrebbe formare e quali possano essere le forme che essa richiede. Un’osservazione rilevante in questa discussione è che per un osservatore che esista, e quindi in grado di osservare una regolazione fine, l’Universo deve essere in grado di sostenere la vita intelligente. Pertanto, la probabilità condizionata di osservare un universo messo a punto per sostenere la vita intelligente è sempre 1. Questa osservazione è nota come principio antropico ed è particolarmente importante se la creazione dell’Universo è probabilistica o se esistono universi multipli con proprietà variabili.

Modellizzazione teorica dell’universo

L’interazione gravitazionale è la dominante su scala cosmologica dove infatti le altre tre forze sono trascurabili. Dato che tutta la materia e l’energia gravitano, gli effetti della gravità stessa sono cumulativi; al contrario, gli effetti di cariche positive e negative tendono ad annullarsi l’una con l’altra, rendendo l’elettromagnetismo relativamente insignificante su scala cosmologica. Le rimanenti due interazioni, la forza nucleare debole e forte si riducono molto rapidamente con l’aumentare della distanza cosicché i loro effetti sono confinati principalmente su scala subatomica.

Test ad alta precisione della relatività generale della sonda Cassini (elaborazione artistica): i segnali radio inviati tra la Terra e la sonda (Onda verde) sono ritardate dalla deformazione spaziotemporale (Onde blu) dovute alla massa del Sole.
Alcuni test ad alta precisione della relatività generale della sonda Cassini (elaborazione artistica)
I segnali radio inviati tra la Terra e la sonda (Onda verde) sono ritardate dalla deformazione spaziotemporale (Onde blu) dovute alla massa del Sole.

Delle quattro interazioni fondamentali, l’interazione gravitazionale è la dominante su scala cosmologica dove infatti le altre tre forze sono trascurabili. Dato che tutta la materia e l’energia gravitano, gli effetti della gravità stessa sono cumulativi; al contrario, gli effetti di cariche positive e negative tendono ad annullarsi l’una con l’altra, rendendo l’elettromagnetismo relativamente insignificante su scala cosmologica. Le rimanenti due interazioni, la forza nucleare debole e forte si riducono molto rapidamente con l’aumentare della distanza cosicché i loro effetti sono confinati principalmente su scala subatomica.

L’uso della teoria della Relatività generale

Una volta stabilita la predominanza della gravitazione nelle strutture cosmiche, per avere modelli accurati del passato e del futuro dell’universo bisogna avere una teoria anch’essa accurata della gravitazione dei corpi. La miglior teoria in merito è la teoria della relatività generale di Albert Einstein, la quale finora ha superato con successo ogni test sperimentale eseguito. Le previsioni cosmologiche effettuate con essa appaiono, con l’osservazione astronomica, corrette, così non vi sono ragioni per adottare una teoria differente.

La relatività generale richiede dieci equazioni differenziali parziali non lineari per la metrica spaziotemporale (Equazioni di campo) che, applicate al “sistema Universo”, devono essere risolte con la distribuzione della massa – energia e della quantità di moto su tutto l’universo. Dato che queste non sono note in dettaglio, i modelli cosmologici si sono finora basati sul principio cosmologico, che afferma che l’universo è omogeneo e isotropo; ovvero che le galassie siano distribuite uniformemente su tutto l’universo, con la stessa densità media. Presumendo una polvere uniforme per tutto l’universo, le equazioni di campo di Einstein si riducono alle più semplici Equazioni di Friedmann e si può quindi prevedere facilmente il futuro dell’universo e conoscere anche con buona precisione il suo passato, sempre su scala cosmologica.

Le equazioni di campo di Einstein includono una costante cosmologica (Λ), che corrisponde ad una densità di energia dello spazio vuoto. In base al suo segno, la costante può ridurre (Λ negativo) o accelerare (Λ positivo) l’espansione dell’universo. Anche se molti scienziati, incluso Einstein, hanno sostenuto che Λ fosse uguale a zero, recenti osservazioni astronomiche di una supernova di tipo Ia hanno fatto individuare una buona quantità di energia oscura, la quale funziona da catalizzatrice per l’espansione dell’universo. Studi preliminari suggeriscono che l’energia oscura corrisponde ad un Λ positivo, anche se teorie alternative non si possono ancora escludere. Il fisico russo Jakov Borisovič Zel’dovič ha suggerito che Λ sia una misura di energia di punto zero associata con particelle virtuali della teoria quantistica dei campi, una diffusa energia del vuoto che esiste ovunque, anche nello spazio vuoto. Prova di questa energia di punto zero sarebbe osservabile nell’effetto Casimir.

La risoluzione dell’equazione di campo di Einstein

Le equazioni di campo di Einstein legano la geometria ed in particolare la curvatura dello spaziotempo alla presenza di materia o energia. La curvatura dello spaziotempo è un parametro che può essere positivo, negativo o nullo. Semplificando lo spaziotempo (che è a quattro dimensioni) in una superficie bidimensionale (che è a due dimensioni) per ovvia comodità di rappresentazione, la curvatura si manifesta, su una superficie bidimensionale, nella somma degli angoli interni di un triangolo. In uno spazio piatto, ovvero “a curvatura nulla” (spazio euclideo, spaziotempo di Minkowski), la somma degli angoli interni di un triangolo è esattamente uguale a 180 gradi. In uno spazio a curvatura positiva o negativa invece la somma degli angoli interni di un triangolo è rispettivamente maggiore o minore di 180 gradi (la differenza da questo ultimo valore è chiamato angolo di deficit). Una curvatura non nulla dello spaziotempo implica che questo debba essere studiato con le regole di una geometria non euclidea opportuna. Le geometrie non euclidee devono essere quindi considerate nelle soluzioni generali dell’equazione di campo di Einstein.

In esse, il teorema di Pitagora per il calcolo delle distanze vale solamente su lunghezze infinitesime e deve essere “sostituito” con un più generale tensore metrico gμν, che può variare da luogo a luogo. Presumendo il principio cosmologico, secondo cui l’universo è omogeneo e isotropo, la densità di materia in ogni punto nello spazio è uguale ad ogni altro e quindi possono essere ricercate soluzioni simmetriche in cui il tensore metrico sarà costante ovunque nello spazio tridimensionale. Ciò porta a considerare un possibile tensore metrico chiamato Metrica di Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker:

dove (r, θ, φ) corrispondono ad un sistema di coordinate sferico. Questa metrica ha solo due parametri indeterminati: una scala di lunghezza complessiva R che può variare con il tempo (che infatti compare come R(t), dove t indica il tempo) e un indice di curvatura k che può assumere solo i valori 0, 1 o -1, corrispondenti al piano della geometria euclidea o a spazi di curvatura positiva o negativa. Tramite questi due parametri, la metrica influenza la storia dell’universo, la quale verrà quindi dedotta calcolando R in funzione del tempo, assegnati i valori di k e della costante cosmologica Λ, che è un parametro delle equazioni di campo di Einstein. L’equazione che descrive come varia R nel tempo ( R(t) ) quando si assume il principio cosmologico, è più propriamente conosciuta come equazione di Friedmann, che è una forma particolare dell’Equazione di campo di Einstein.

Le soluzioni per R(t) dipendono da k e da Λ, ma alcune caratteristiche qualitative di tali soluzioni sono generali. Prima e più importante, la lunghezza della scala R dell’Universo può rimanere costante solo se l’Universo è perfettamente isotropo, con curvatura positiva (k = 1), e con un preciso valore di densità uguale dappertutto; quest’osservazione venne fatta per la prima volta da Einstein. Anche questo equilibrio è tuttavia instabile, e d’altra parte l’Universo è noto per essere disomogeneo sulle scale più piccole; pertanto, in accordo con la relatività generale, R deve cambiare. Quando R cambia, tutte le distanze spaziali nell’Universo cambiano in tandem: si registra un aumento globale o una contrazione dello spazio stesso. Questo spiega l’osservazione iniziale che le galassie si stanno allontanando tra di loro: lo spazio tra di loro si sta “stirando”. Lo stiramento dello spazio spiega anche l’apparente paradosso per cui due galassie possono essere separate da 40 miliardi di anni luce anche se hanno iniziato la loro storia nello stesso punto 13 798 000 000 di anni fa e non si sono mai mosse più velocemente della luce.

La seconda caratteristica è che tutte le soluzioni suggeriscono la presenza nel passato di una singolarità gravitazionale: quando R va a 0, la materia e l’energia presenti nell’Universo divengono infinitamente dense. Può sembrare che questa conclusione sia dubbia, in quanto si basa su ipotesi discutibili di perfetta omogeneità e isotropia (principio cosmologico) e sull’idea che solo l’interazione gravitazionale sia significativa. Tuttavia, i Teoremi sulla singolarità di Penrose-Hawking indicano che una singolarità dovrebbe esistere anche sotto condizioni molto più generali. Pertanto, in base alle equazioni di campo di Einstein, R è cresciuto rapidamente da uno stato di densità e calore inimmaginabili, esistente immediatamente dopo la singolarità. Questa è l’essenza del modello del Big Bang. Un comune errore che si fa pensando al Big Bang è che il modello preveda che la materia e l’energia siano esplose da un singolo punto nello spazio e nel tempo; in realtà, lo spazio stesso è stato creato nel Big Bang, intriso di una quantità fissa di energia e di materia distribuite inizialmente in modo uniforme; con l’espansione dello spazio (vale a dire, con l’aumento di R (t)), la densità di materia e di energia diminuisce.

Lo spazio non ha confini … questo è empiricamente più sicuro di qualsiasi osservazione esterna. Tuttavia, ciò non significa che lo spazio sia infinito …

Bernard Rienmann (Habilitationsvortrag, 1854)

La terza caratteristica è che l’indice di curvatura determina il segno della curvatura spaziale media dello spaziotempo su scale di lunghezza superiore al miliardo di anni luce. Se k = 1, la curvatura è positiva e l’Universo ha un volume finito. Questo tipo di Universo è spesso visualizzato come una sfera tridimensionale S3  incorporata in uno spazio quadrimensionale. Se k è invece pari a zero o negativo, l’Universo può, in base alla sua topologia complessiva, avere un volume infinito. Può sembrare contro-intuitivo il fatto che un universo infinito e infinitamente denso possa essere stato creato in un solo istante con il Big Bang, quando R = 0, tuttavia ciò è ricavabile matematicamente ponendo k diverso da 1. Analogamente, un piano infinito ha curvatura nulla ma area infinita, un cilindro infinito è finito in una direzione, mentre un toro è finito in entrambe le direzioni. Un Universo toroidale potrebbe comportarsi come un universo con condizioni al contorno periodiche: un viaggiatore che attraversi un “confine” dello spazio riapparirebbe in un altro punto dello stesso Universo.
Modello (non in scala) di origine e espansione dello spaziotempo e della materia in esso contenuta. In questo diagramma il tempo aumenta da sinistra a destra, vengono rappresentate due dimensioni spaziali (una dimensione di spazio è stata soppressa); in tal modo, l'Universo ad un certo istante è rappresentato da una sezione circolare del diagramma.
Modello (non in scala) di origine e espansione dello spaziotempo e della materia in esso contenuta. In questo diagramma il tempo aumenta da sinistra a destra, vengono rappresentate due dimensioni spaziali (una dimensione di spazio è stata soppressa); in tal modo, l’Universo ad un certo istante è rappresentato da una sezione circolare del diagramma. Il destino ultimo dell’Universo è attualmente sconosciuto, in quanto dipende strettamente dall’indice di curvatura ke dalla costante cosmologica Λ, entrambi ancora non noti sperimentalmente con sufficiente precisione. Se l’Universo è abbastanza denso, k è uguale a 1, la sua curvatura media sarebbe positiva e l’Universo finirebbe per collassare in un Big Crunch, per poi eventualmente dar vita ad un nuovo Universo in un Big Bounce. Se invece l’Universo non è sufficientemente denso, k è uguale a 0 o a -1, l’Universo si espanderebbe all’infinito (Big Freeze), raffreddandosi fino a diventare inospitale per tutte le forme di vita, le stelle si spegnerebbero e la materia finirebbe in buchi neri (secondo alcuni, come Lee Smolin, ogni buco nero potrebbe generare a sua volta un nuovo universo). Come osservato in precedenza, dati recenti suggeriscono che la velocità di espansione dell’Universo non è in calo come originariamente previsto, ma in aumento. Se la velocità di espansione continuasse ad aumentare indefinitamente, l’Universo si espanderebbe in modo tale da “fare a brandelli” tutta la materia: (Big Rip). Sulla base delle recenti osservazioni, l’Universo sembra avere una densità vicina al valore critico che separa il collasso (Big Crunch) dall’espansione eterna (Big Freeze); per comprendere quindi l’effettivo destino dell’universo sono necessarie osservazioni astronomiche più precise.

Il modello del Big Bang

Lo stesso argomento in dettaglio: Big Bang, Cronologia del Big Bang, Nucleosintesi e Modello Lambda-CDM. Il modello prevalente del Big Bang tiene conto di molte delle osservazioni sperimentali sopra descritte, come ad esempio la correlazione tra distanza e redshift delle galassie, il rapporto universale tra il numero di atomi di idrogeno e quello di atomi di elio, e la presenza dell’isotropica radiazione cosmica di fondo. Come notato sopra, il redshift deriva dall’espansione metrica dello spazio: con l’espansione dello spazio, la lunghezza d’onda di un fotone viaggiante attraverso lo spazio aumenta in maniera analoga, e il fotone diminuisce la sua energia. Più a lungo un fotone ha viaggiato, più è grande l’espansione che ha subito; di conseguenza, i fotoni delle galassie più distanti sono i più spostati verso le lunghezze d’onda più basse; si dice, con un anglicismo, che sono “red-shiftati”, ovvero “spostati verso il rosso”. Determinare la correlazione tra distanza e spostamento verso il rosso è un importante problema sperimentale di cosmologia fisica.
Principali reazioni nucleari responsabili delle abbondanze relative dei nuclei atomici visibili osservati in tutto l'Universo.
Principali reazioni nucleari responsabili delle abbondanze relative dei nuclei atomici visibili osservati in tutto l’Universo. Le altre due osservazioni sperimentali possono essere spiegate combinando l’espansione globale dello spazio con la fisica nucleare e la fisica atomica. Con l’espansione dell’Universo, la densità di energia della radiazione elettromagnetica diminuisce più velocemente rispetto a quella della materia, in quanto l’energia di un fotone diminuisce con la sua lunghezza d’onda. Quindi, anche se la densità di energia dell’Universo è ora dominata dalla materia, un tempo era dominata dalla radiazione; poeticamente parlando, tutto era luce. Durante l’espansione dell’universo, la sua densità di energia è diminuita ed è diventato più freddo; in tal modo, le particelle elementari della materia si sono potute associare stabilmente in combinazioni sempre più grandi.
Pertanto, nella prima parte dell’epoca dominata dalla materia, si sono formati protoni e neutroni stabili, che si sono poi associati in nuclei atomici.
In questa fase, la materia dell’Universo era principalmente un caldo, denso plasma di elettroni negativi, neutrini neutri e nuclei positivi.
Le reazioni nucleari tra i nuclei hanno portato alle abbondanze presenti dei nuclei più leggeri, in particolare dell’idrogeno, del deuterio e dell’elio. Elettroni e nuclei si sono infine combinati per formare atomi stabili, che sono trasparenti alla maggior parte delle lunghezze d’onda della radiazione; a questo punto, la radiazione si disaccoppiò quindi dalla materia, formando l’onnipresente, isotropico sfondo di radiazione a microonde osservato oggi.

Altre osservazioni non hanno ancora una risposta definitiva dalla fisica conosciuta. Secondo la teoria prevalente, un leggero squilibrio della materia sull’antimateria era presente alla creazione dell’Universo, o si sviluppò poco dopo, probabilmente a causa della violazione di CP osservata dai fisici delle particelle. Anche se materia e antimateria si sono in gran parte annientate l’una con l’altra, producendo fotoni, una piccola quantità di materia è così sopravvissuta, dando l’attuale Universo dominato dalla materia. Molte evidenze sperimentali suggeriscono che una rapida inflazione cosmica dell’Universo avvenne molto presto nella sua storia (circa 10−35 secondi dopo la sua creazione). Recenti osservazioni suggeriscono anche che la costante cosmologica (Λ) non è pari a zero e che il contenuto netto di massa-energia dell’Universo sia dominato da una energia oscura e da una materia oscura che non sono state ancora caratterizzate scientificamente. Esse differiscono nei loro effetti gravitazionali. La materia oscura gravita come la materia ordinaria, e rallenta quindi l’espansione dell’Universo; al contrario, l’energia oscura serve per accelerare l’espansione dell’Universo.

La teoria del Multiverso

Lo stesso argomento in dettaglio: Multiverso, Interpretazione a molti mondi, Teoria delle bolle, selezione naturale cosmologica e Dimensione parallela.
Rappresentazione di un multiverso di sette universi "bolla", che sono spazio-tempi continui separati, ciascuno con diverse leggi fisiche, costanti fisiche, e forse anche un diverso numero di dimensioni e diverse topologie.
Rappresentazione di un multiverso di sette universi “bolla”, che sono spazio-tempi continui separati, ciascuno con diverse leggi fisiche, costant i fisiche, e forse anche un diverso numero di dimensioni e diverse topologie.

Alcune teorie speculative hanno proposto che questo Universo non sia che uno di un insieme di universi sconnessi, collettivamente indicati come multiverso, sfidando o migliorando definizioni più limitate dell’Universo. Le teorie scientifiche sul multiverso si distinguono da concetti come piani alternativi di coscienza e realtà simulata. L’idea di un universo più grande non è nuova; ad esempio, il vescovo Étienne Tempier di Parigi ha stabilito nel 1277 che Dio potesse creare tanti universi quanti ne ritenesse opportuni, una questione che è stata oggetto di accesi dibattiti tra i teologi francesi.

Max Tegmark ha sviluppato uno schema di classificazione in quattro parti per i diversi tipi di multiversi che gli scienziati hanno suggerito in diversi ambiti di problemi. Un esempio di tali tipi è il modello di Universo primordiale a inflazione caotica.

Un altro è l’interpretazione a molti mondi della meccanica quantistica. I mondi paralleli sarebbero generati in maniera simile alla sovrapposizione quantistica e alla decoerenza, con tutti gli stati della funzione d’onda in corso di realizzazione in mondi separati. In effetti, il multiverso si evolve come una funzione d’onda universale.

La categoria meno controversa di multiverso nello schema di Tegmark è il I Livello, che descrive eventi spazio-temporali remoti rispetto a noi ma ancora “nel nostro Universo”. Se lo spazio è infinito, o sufficientemente ampio e uniforme, potrebbe contenere copie identiche della storia della Terra e del suo intero volume di Hubble. Tegmark ha calcolato la distanza a cui si troverebbe il nostro più vicino cosiddetto Doppelgänger, e tale distanza sarebbe pari a circa 1010115 metri. In linea di principio, sarebbe impossibile verificare scientificamente l’esistenza di un volume di Hubble identico al nostro. Tuttavia, dovrebbe seguire come conseguenza abbastanza semplice da osservazioni scientifiche e teorie altrimenti non correlate. Tegmark suggerisce che l’analisi statistica effettuata sfruttando il principio antropico offre la possibilità di testare le teorie del multiverso in alcuni casi.

Forma dell’universo

Lo stesso argomento in dettaglio: Forma dell’universo. Un’importante domanda della cosmologia per ora senza risposta è quella della forma dell’universo, ovvero di quale sia la combinazione di curvatura e topologia che lo domina. Intuitivamente, ci si chiede quanto le relazioni tra i suoi punti rispecchino le regole della geometria euclidea o piuttosto quelle di altre geometrie, e, per quanto riguarda la topologia, ci si può chiedere ad esempio se l’universo è fatto di un solo “blocco”, oppure se invece presenta “strappi” di qualche genere.

La forma o geometria dell’Universo include sia la geometria locale dell’Universo osservabile sia la geometria globale, che possiamo essere o non essere in grado di misurare. Formalmente, lo scienziato indaga quale 3-varietà corrisponde alla sezione spaziale in coordinate comoventi dello spaziotempo quadridimensionale dell’Universo. I cosmologi normalmente lavorano con una data fetta di spazio-tempo di tipo spazio chiamata coordinata comovente. In termini osservativi, la sezione dello spazio-tempo che si può osservare è il cono di luce passato (i punti all’interno dell’orizzonte cosmologico, dato un certo tempo per raggiungere l’osservatore). Se l’universo osservabile è più piccolo dell’intero Universo (in alcuni modelli è di molti ordini di grandezza inferiore), non si può determinare la struttura globale mediante l’osservazione: ci si deve limitare a una piccola regione.

Tra i modelli di Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW), la forma di universo attualmente più popolare tra quelle trovate per contenere i dati osservativi, tra i cosmologi, è il modello piatto infinito, mentre altri modelli FLRW includono lo spazio di Poincaré dodecaedrico e il Corno di Picard. I dati che si adattano a questi modelli FLRW di spazio includono in particolare le mappe della radiazione cosmica di fondo della sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). La NASA ha pubblicato i primi dati del WMAP relativi alle radiazioni cosmiche di fondo nel febbraio 2003. Nel 2009 è stato lanciato l’osservatorio Planck per osservare il fondo a microonde a una più alta risoluzione di WMAP, possibilmente fornendo maggiori informazioni sulla forma dell’Universo. I dati sono stati poi pubblicati a marzo del 2013.

 

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