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Multiverso

IndiceVoci

Multiverso 1Big Bang 6Dimensione parallela 29Pluralit dei mondi 36

NoteFonti e autori delle voci 43Fonti, licenze e autori delle immagini 44

Licenze della voceLicenza 45

Multiverso 1

MultiversoIl multiverso un insieme di universi coesistenti e alternativi al di fuori del nostro spaziotempo, spesso denominatidimensioni parallele, che nascono come possibile conseguenza di alcune teorie scientifiche.Il termine fu coniato nel 1895 dallo scrittore e psicologo americano William James.[1]

Dal punto di vista scientifico il concetto di multiverso stato proposto in modo rigoroso per la prima volta da HughEverett III nel 1957 nell'interpretazione a molti mondi della meccanica quantistica.Il concetto di universi paralleli venne introdotto in precedenza nella letteratura dallo scrittore di fantascienzastatunitense Murray Leinster nel 1934, per essere ripreso in seguito da molti romanzi di narrativa fantascientifica efantasy, divenendo un classico tema della letteratura fantascientifica.

Il multiverso nella cosmologiaIl multiverso , scientificamente parlando, un insieme di universi coesistenti previsto da varie teorie, come quelladell'inflazione eterna di Linde o come quella secondo cui da ogni buco nero esistente nascerebbe un nuovo universo,ideata da Smolin. Le dimensioni parallele sono contemplate anche in tutti i modelli correlati al concetto di D-brane,classe di P-brane inerenti alla teoria delle stringhe.

Hugh Everett III e la sua "interpretazione a molti mondi"Il concetto di multiverso viene proposto in modo serio per la prima volta nella cosiddetta "interpretazione a moltimondi" della meccanica quantistica, proposta da Hugh Everett III nella sua tesi di dottorato (The Many-WorldsInterpretation of Quantum Mechanics, abbreviata in MWI); questa interpretazione prevede che ogni misuraquantistica porti alla divisione dell'universo in tanti universi paralleli quanti sono i possibili risultati dell'operazionedi misura.La teoria del multiverso proposta da MWI ha un parametro di tempo condiviso. In molte delle sue formulazioni, tuttigli universi costituenti il multiverso sono strutturalmente identici, e possono esistere in stati diversi anche sepossiedono le stesse leggi fisiche e gli stessi valori delle costanti fondamentali. Gli universi costituenti sono inoltrenon-comunicanti, nel senso che non pu esservi un transito di informazioni tra di essi, anche se nell'ipotesi di Everettpotenzialmente possono esercitare un'azione reciproca[2].

Interpretazione di Copenhagen

Altre interpretazioni della molti-mondi sono quella di Copenhagen e quella delle "storie consistenti".[3] In questeipotesi, lo stato dell'intero multiverso correlato agli stati degli universi costitutivi dalla sovrapposizione quantistica,ed descritto da una singola funzione d'onda universale. Simili a questa visione sono l'interpretazione a molteplicistorie di Feynman e quella di Zeh a molte menti.L'interpretazione a molti mondi (Many Worlds Interpretation) non pu spiegare l'apparente universo antropico,questo perch le costanti fisiche di almeno una parte degli infiniti possibili "mondi" sono le stesse. L'interpretazionea molti mondi pu, comunque, spiegare l'esistenza (all'apparenza improbabile) di un pianeta come la Terra. Vedasil'Ipotesi della rarit della Terra: se l'interpretazione a molti mondi fosse corretta, allora esistono cos tante copie delnostro universo che l'esistenza di almeno un pianeta come la Terra non sorprendente.

Multiverso 2

Teoria delle "bolle"

"Universi a bolla", ogni disco un universo abolla con costanti fisiche diverse da quelle deglialtri. Quest'immagine illustra il concetto di comeil nostro universo possa essere solo uno tra molte

(forse infinite) bolle.

La formazione del nostro universo da una "bolla" del multiverso venneproposta da Andrej Linde[4]. Questa teoria nota come teoriadell'universo a bolle.

Il concetto dell'universo a bolle comporta la creazione di universiderivanti dalla schiuma quantistica di un "universo genitore". Allescale pi piccole (quantistiche), la schiuma ribolle a causa difluttuazioni di energia. Queste fluttuazioni possono creare piccole bollee wormhole. Se la fluttuazione di energia non molto grande, unpiccolo universo a bolla pu formarsi, sperimentare una qualcheespansione (come un palloncino che si gonfia), ed in seguito potrebbecontrarsi. Comunque, se la fluttuazione energetica maggiore rispettoad un certo valore critico, si forma un piccolo universo a bolladall'universo parentale, va incontro ad un'espansione a lungo termine, e permette la formazione sia di materia che distrutture galattiche a grandissima scala.

Una teoria formulata dal fisico Alexander Vilenkin afferma che il multiverso formato da tanti universi, ognuno deiquali si trova confinato in una bolla in inflazione eterna (cio in costante espansione esponenziale), incluso il nostro(ogni singolo universo, almeno rispetto ad osservatori situati al suo interno, deve implicare una genesi riconducibileo affine ad un Big-bang). In alcune zone di una bolla la deformazione dello spazio-tempo tale da portare allaformazione di una nuova bolla, aprire un varco verso un nuovo universo; dopo un certo periodo, sempre per effettodella deformazione, la nuova bolla si stacca e si forma un universo del tutto indipendente, senza alcun punto dicollegamento con quello di partenza[5].

Teoria del Multiverso di David DeutschInoltre la "Teoria del Multiverso" conosce una fondamentale argomentazione da parte del fisico David Deutsch, unodei massimi teorizzatori viventi della computazione quantistica e dei computer quantistici, che prevede proprio nellarealizzabilit di tali dispositivi la prova sperimentale di una iper-struttura cosmologica detta appunto multiverso.

Teoria delle stringhe e delle superstringhe

Per approfondire, vedi Teoria delle stringhe.

Nell'ambito della teoria delle superstringhe, troviamo un quarto tipo di multiverso, le membrane. Secondo la teoriadelle stringhe, la materia composta da minuscole corde vibranti in uno spazio di 11 dimensioni (10+1), dunque 7 inpi dallo spazio 3 D a noi noto (pi la dimensione temporale).Le stringhe potrebbero essere aggregate a membrane 3 D (o pi) immerse in uno spazio molto pi ampio(iperspazio), ogni membrana un universo distinto. Alcuni scienziati ritengono che il Big Bang che ha dato origineal nostro universo sia stato originato da uno scontro tra due o pi membrane.Secondo la teoria delle stringhe e delle superstringhe, le ipotesi di natura corpuscolare e ondulatoria della materianon sono alternative. A un livello pi microscopico, la materia appare composta da particelle, che in realt sonoaggregati di cariche energetiche. Ad una dimensione di analisi crescente, queste particelle si presentano composte daenergia.Il costituente primo della materia sono stringhe di energia che vibrano ad una determinata frequenza o lunghezzad'onda caratteristica, e che si aggregano a formare particelle.

Multiverso 3

Gli infiniti universi paralleli potrebbero coesistere nello stesso continuum di dimensioni, vibrando a frequenzedifferenti. Il numero di dimensioni necessarie indipendente dal numero di universi, ed quello richiesto perdefinire una stringa (al momento 11 dimensioni). Questi universi potrebbero estendersi da un minimo di 4 a tutte ledimensioni in cui definibile una stringa. Se occupano 4 dimensioni, queste sono il continuo spazio-temporale: nelnostro spazio-tempo, coesisterebbero un numero infinito o meno di universi paralleli di stringhe, che vibrano entroun range di lunghezze d'onda/frequenze caratteristico per ogni universo. Coesistendo nelle stesse nostre 4dimensioni, tali universi sarebbero soggetti a leggi aventi significato fisico analogo a quelle del nostro universo.La novit di questa teoria che gli infiniti universi non vivono in dimensioni parallele, n necessitano di postularel'esistenza di pi di 4 dimensioni di spazio-tempo. Ci che consente di definire una pluralit di universi indipendentinon un gruppo di 4 o pi dimensioni per ogni universo, ma l'intervallo di lunghezze d'onda caratteristico.L'intervallo teorico di frequenze/lunghezze d'onda per le vibrazioni di una stringa determina anche il numerofinito/infinito di universi paralleli definibili.

Possibile misurazione degli effetti del multiversoNel luglio del 2007 Tom Gehrels dell'University of Arizona ha pubblicato un articolo dal titolo "The Multiverse andthe Origin of our Universe"[6], in cui vengono suggeriti degli effetti misurabili dell'esistenza del multiverso.

Ipotesi del Multiverso nella fisicaLaura Mersini-Houghton propose la teoria che il "cold spot" rivelato dal satellite WMAP potrebbe fornireun'evidenza empirica misurabile per un universo parallelo all'interno del multiverso. Secondo Max Tegmark,[7]

l'esistenza di altri universi conseguenza diretta delle osservazioni cosmologiche. Tegmark descrive l'insiemegenerale di concetti correlati che condividono la nozione che esistono altri universi al di l di quello osservabile, e sispinge fino a fornire una tassonomia degli universi paralleli organizzata a livelli.[8]

ClassificazionePer poter rendere chiara la terminologia, i fisici George Ellis, U. Kirchner e W.R. Stoeger consigliano l'utilizzo deltermine "Universo" per il modello teorico della totalit dello spaziotempo connesso nel quale viviamo, dominiouniverso per l'universo osservabile o una parte simile dello stesso spazio-tempo, "universo" per uno spazio-tempogenerale, che si applica sia al nostro "Universo" oppure ad un altro disconnesso dal nostro, multiverso per unacollezione di spazio-tempi non connessi tra di loro, e universo a multi-dominio per riferirsi a un modellodell'insieme di spazio-tempi singoli connessi nella modalit descritta dai modelli della teoria dell'inflazione caotica.I livelli secondo la classificazione di Tegmark descritti secondo la terminologia di Ellis, Koechner e Stoeger sonobrevemente descritti in seguito.

Universi a multi-dominio (nell'interpretazione di Ellis, Koechner e Stoeger)

I Livello (Multiverso aperto): Una predizione generica di inflazione cosmologica quella dell'universo infinitodell'ipotesi ergodica, che, essendo infinito, deve contenere vari volumi di Hubble che adempiano tutte le condizioniiniziali.

Universi con costanti fisiche diverse

II Livello (Teoria dell'universo a bolle di Andrej Linde): Nell'inflazione caotica, altre regioni termalizzatepossono avere diverse costanti fisiche, diversa dimensionalit e diverso contenuto di particelle (sorprendentemente,questo livello include anche la teoria di Wheeler sull'universo oscillante).

Multiverso 4

Multiversi (nell'interpretazione di Ellis, Koechner e Stoeger)

Livello III (Interpretazione multimondo di Hugh Everett III): si tratta di un'interpretazione della meccanicaquantistica che propone l'esistenza di universi multipli aventi tutti le stesse costanti fisiche ma che si differenzianoper ci che succede al loro interno: ad esempio, se in un universo una particella elementare subisce l'effetto tunnel, inun altro non lo fa; allo stesso modo, sempre a titolo di esempio, un uomo potrebbe venire ucciso in un universo manon in un altro e cos via. Molti ritengono che l'interpretazione di Everett sia un'estensione conservativa dellameccanica quantistica standard, il che vuol dire che se si riesce ad esprimere i suoi risultati nel linguaggio dellameccanica quantistica ordinaria, essa non porta a nuovi universi con leggi e costanti fisiche diverse, ossia a nuovirisultati non-contemplati dalla fisica senza interpretazione everettiana, ci che rende quest'ultima superflua dal puntodi vista del Rasoio di Ockham. Questo, secondo Tegmar, " un fatto ironico, dal momento che storicamente questolivello stato il pi controverso". Nel settembre del 2007 David Deutsch ha presentato quella che viene consideratauna prova dell'interpretazione a molti-mondi.[9][10]

Insieme definitivo

Livello IV (insieme definitivo di Tegmark): altre strutture matematiche danno differenti equazioni fondamentaliper la fisica. Questo livello considera reale ogni ipotetico universo basato su queste strutture. Siccome esso contienetutti gli altri insiemi porta a chiusura la gerarchia dei multiversi: non ci pu essere un livello 5. La questione ancoraaperta riguarda le possibili suddivisioni del livello IV in futuro.

Teoria MTUn multiverso di una specie differente stato ipotizzato con l'estensione a 11 dimensioni della teoria delle stringheconosciuta come Teoria M. In questa teoria il nostro universo, cos come gli altri, sono creati da collisioni framembrane in uno spazio a 11 dimensioni.[11]

Rappresentazioni del multiverso nella fantascienza

Per approfondire, vedi Universi paralleli nella fantascienza.

Attorno all'ipotesi dell'esistenza del multiverso sono state create numerose ambientazioni per libri, film, fumetti eserie televisive. Il comune denominatore delle vicende raccontate la possibilit di viaggiare o di interagire conmondi esistenti nelle varie dimensioni teorizzate dall'idea di multiverso.

Note[1] James, William, The Will to Believe, 1895; and earlier in 1895, as cited in OED's new 2003 entry for "multiverse":[2] Max Tegmark, The Interpretation of Quantum Mechanics: Many Worlds or Many Words? (http:/ / www. arxiv. org/ abs/ quant-ph/ 9709032/ )[3] Deutsch, David, David Deutsch's Many Worlds (http:/ / www. qubit. org/ people/ david/ Articles/ Frontiers. html), Frontiers, 1998.[4] Un sunto efficace della qui menzionata teoria e della vicenda delle sue prime formulazioni si pu rinvenire nell'articolo scritto dal medesimo

Andrej Linde: "Un universo inflazionario che si autoriproduce", in "Cosmologia"-Le Scienze quaderni n.117.[5][5] In linea di massima il sunto del modello multiversale qui accennato esaminabile nel saggio dello stesso Vilenkin (firmato col nome Alex)

pubblicato nel 2006: "Many Worlds in One.The Search for Other Universes". La necessit concettuale e matematica di considerare la storiad'ogni singolo universo osservabile come avente un inizio temporale specificatamente trattata nel cap.16 della parte quarta del testomedesimo (edito in Italia da: Raffaele Cortina Editore -collana "Scienza e Idee" diretta dal prof.Giulio Giorello, nel 2007, col titolo: "Un solomondo o infiniti?").

[6] Tom Gehrels, The Multiverse and the Origin of our Universe (http:/ / www. arxiv. org/ ftp/ arxiv/ papers/ 0707/ 0707. 1030. pdf)[7] Max Tegmark, Universi Paralleli (http:/ / lescienze. espresso. repubblica. it/ articolo/ Universi_paralleli/ 1287556), Le Scienze, giugno 2003[8][8] (PDF).[9] Breitbart.com, Parallel universes exist - study, Sept 23 2007 (http:/ / www. breitbart. com/ article.

php?id=paUniverse_sun14_parallel_universes& show_article=1& cat=0)[10][10] (Summary only).

Multiverso 5

[11] Ne Il grande disegno di Stephen Hawking: "A differenza di quelli della meccanica quantistica questi universi possono avere diverse leggifisiche".

Bibliografia scientifica Hugh Everett III, in The Many-Worlds Interpretation of Quantum Mechanics, B. S. DeWitt & N. Graham

(eds.),Princeton Univ. Press, Princeton (1973) Max Tegmark, Parallel Universes (http:/ / lanl. arxiv. org/ PS_cache/ astro-ph/ pdf/ 0302/ 0302131v1. pdf) Max Tegmark, Many lives in many worlds (http:/ / lanl. arxiv. org/ PS_cache/ arxiv/ pdf/ 0707/ 0707. 2593v1.

pdf) Martin Rees, Prima dell'Inizio, Raffaello Cortina Editore, 1998, Milano (ISBN 88-7078-508-4) David Deutsch, La trama della realt David Deutsch, The Structure of the Multiverse (http:/ / xxx. lanl. gov/ ftp/ quant-ph/ papers/ 0104/ 0104033. pdf) Tom Gehrels, The Multiverse and the Origin of our Universe (http:/ / arxiv. org/ ftp/ arxiv/ papers/ 0707/ 0707.

1030. pdf) Nature, Volume 448 Number 7149 pp1-104 (http:/ / www. nature. com/ nature/ journal/ v448/ n7149/ index. html)

(Il numero di Nature del 5 luglio 2007 (http:/ / www. nature. com/ nature/ journal/ v448/ n7149/ index. html) interamente dedicato al multiverso).

Fred Alan Wolf, Universi paralleli, Geo, 1991.

Voci correlate Big Bang Cosmologia (astronomia) Dimensione parallela Pluralit dei mondi Viaggio nel tempo Universo

Portale Astronomia Portale Fantascienza

Portale Fantasy Portale Fisica

Big Bang 6

Big Bang

Universo

Struttura a grande scala dell'universoSingolarit gravitazionale

Inflazione cosmicaVarianza cosmica

Universo di de Sitter

Teorie della nascitadell'universo

Big BangCronologia del Big BangNucleosintesi primordiale

Buco nero primordialeOltre il modello standard del Big Bang

Teorie sul destinodell'universo

Destino ultimo dell'universoBig CrunchBig Bounce

Morte termica dell'UniversoUniverso oscillante

Big Rip

Big Bang 7

Cosmologia e Astrofisica

Formazione ed evoluzione dellegalassie

Popolazioni stellariRadiazione cosmica di fondo

Cosmologianon-standard

Evoluzione creativaEkpirotica

Cosmologia al plasmaCosmologia di stringa

Sistema reciproco di teoriaTeoria dello stato

stazionarioYlem

Astronomia

Storia dell'astronomiaCronologia della

radiazione cosmica difondo

Massive compact haloobject

Nana rossaForma dell'universo

StellaBuco nero supermassiccio

Universo

Big Bang 8

Creazione (teologia)

Mito della creazioneCreazionismo

Stime della data della creazione

Argomenti di fisicacorrelati

Freccia del tempoDistanza comovente

Effetto ComptonEnergia oscuraQuintessenza

Materia oscuraMateria oscura freddaMateria oscura calda

Legge di HubbleEffetto integrato di Sachs

WolfeMonopolo magneticoParadosso di OlbersTransizione di faseGravit quantistica

Spostamento verso il rossoTeoria del tutto

Teoria delle stringheProcesso triplo alfaPostulato di Weyl

Scienziati

Hannes AlfvnAlbert Einstein

Alexander FriedmanGeorge Gamow

Fred HoyleEdwin Hubble

Georges LematrePeter Lynds

Roger PenroseArno Allan PenziasGerald Schroeder

Janez StrnadRobert Woodrow

WilsonStephen Hawking

L'essenza della teoria del Big Bang sta nel fatto che l'Universo si sta espandendo e raffreddando. Lei noter che non hodetto nulla riguardo ad una "esplosione". La teoria del Big Bang descrive come il nostro universo evolve, non come essoinizi

(P. J. E. Peebles, 2001)

Il Big Bang il modello cosmologico riguardante lo sviluppo e l'espansione dell'universo predominante nellacomunit scientifica e ha conferme dal punto di vista delle prove e delle osservazioni.

Big Bang 9

Con il termine Big Bang i cosmologi si riferiscono generalmente all'idea che l'universo inizi ad espandersi a partireda una condizione iniziale estremamente calda e densa e che questo processo di espansione durato per un intervallodi tempo finito e continua tuttora.Le prime ipotesi di una teoria che prevedesse l'espansione del cosmo furono formulate dal gesuita Georges Lematrecon quella che chiam "ipotesi dell'atomo primitivo", che si basa sulle equazioni della relativit generale di AlbertEinstein nella formulazione proposta da Alexander Fridmann e su ipotesi semplificatrici, come l'omogeneit el'isotropia dello spazio (unitamente al principio cosmologico). Un ulteriore sviluppo a tale teoria fu dato quandoEdwin Hubble scopr che la distanza delle galassie pi lontane proporzionale al loro spostamento verso il rosso,come ipotizzato da Lematre nel 1927, e tale osservazione fu usata come prova del fatto che le galassie e gli ammassihanno una velocit apparente di allontanamento rispetto ad un determinato punto di osservazione: tanto pi sonolontane, tanto pi elevata la loro velocit apparente.Se la distanza fra gli ammassi di galassie sta aumentando oggi, ci suggerisce che tutti gli oggetti spaziali fossero pivicini in passato;[1] andando a ritroso nel tempo, densit e temperatura gradatamente incrementano fino a tendereall'infinito (singolarit) ; si arriva perci a un istante in cui tali valori sono cos elevati che le attuali teorie fisiche nonsono pi applicabili (ci avvenne ad una distanza temporale ridotta rispetto all'inizio del processo). Infatti, peresempio, massa ed energia assumono valore infinito nell'istante iniziale[2]. Negli acceleratori di particelle si studia esi verifica il comportamento della materia e dell'energia in condizioni estreme, assai simili a quelle in cui si sarebbetrovato l'universo durante le prime fasi del Big Bang. Tuttavia questi acceleratori non hanno la possibilit diesaminare a fondo un regime di energie ancora pi elevato. Senza alcun dato sperimentale relativo alle condizionifisiche associate ai primissimi istanti dell'espansione, la teoria del Big Bang non adeguata per descrivere talecondizione iniziale, tuttavia essa fornisce un'ottima descrizione dell'evoluzione dell'universo da un determinatoperiodo di tempo in poi.L'abbondanza degli elementi leggeri come l'idrogeno e l'elio presenti nel cosmo in buona corrispondenza con ivalori previsti per la produzione di questo tipo di atomi in seguito al processo di nucleosintesi, avvenuto nei primiminuti successivi all'istante iniziale.Dopo la scoperta della radiazione cosmica di fondo a microonde nel 1964 e soprattutto quando il suo spettro, cio laquantit di radiazione emessa per ogni lunghezza d'onda, risult corrispondere allo spettro di corpo nero, la maggiorparte degli scienziati fu convinta che i dati sperimentali confermavano che un evento simile al Big Bang avevaveramente avuto luogo.

Big Bang 10

Secondo il modello del Big Bang, l'universo siespanse da uno stato iniziale estremamente denso

e caldo e continua ad espandersi oggi. Unacomune analogia spiega che lo spazio stesso si sta

espandendo, portando le galassie con s, comel'uvetta in un panettone che lievita. Questa

immagine una rappresentazione artistica cheillustra l'espansione di una porzione di un

universo piatto.

Storia del Big Bang

La teoria del Big Bang stata dedotta dalle equazioni della RelativitGenerale di Albert Einstein inserendovi opportune ipotesisemplificative, in particolare quella di omogeneit e isotropiadell'Universo. Questa ipotesi, nota come principio cosmologico,generalizzava all'intero universo il principio copernicano. La teoria delBig Bang risult subito in accordo con la nuova concezione dellastruttura dell'universo, che proprio negli stessi decenni stavaemergendo dall'osservazione astronomica delle nebulose.

Nel 1912 Vesto Slipher aveva misurato il primo spostamento verso ilrosso, detto "effetto redshift", di una "nebulosa a spirale"[3] e avevascoperto che la maggior parte di esse si stava allontanando dalla Terra.Egli non colse l'implicazione cosmologica di ci, infatti in quel periodoerano in corso accesi dibattiti sul fatto se queste nebulose fossero o nonfossero degli "universi isola" esterni alla Via Lattea.

Dieci anni dopo, Alexander Friedmann, matematico e cosmologorusso, ricav le omonime equazioni dalle equazioni della relativitgenerale di Albert Einstein, mostrando che l'universo doveva essere in espansione, in contrasto con il modello diuniverso statico sostenuto da Einstein. Egli, per, non comprese che la sua teoria implicava lo spostamento verso ilrosso della luce stellare e il suo contributo matematico fu completamente ignorato, sia perch privo di confermeastronomiche sia perch poco noto nel mondo anglosassone (era scritto in tedesco).

A partire dal 1924, Edwin Hubble, utilizzando il telescopio Hooker dell'Osservatorio di Monte Wilson, mise a puntouna serie di indicatori di distanza, che sono i precursori dell'attuale scala delle distanze cosmiche. Questo gli permisedi calcolare la distanza di nebulose a spirale, il cui redshift era gi stato misurato (soprattutto da Slipher), e dimostrare che quei sistemi si trovavano ad enormi distanze ed erano in realt altre galassie.Nel 1927, Georges Lematre, fisico e sacerdote cattolico belga, svilupp le equazioni del Big Bang in modoindipendente da Friedmann e ipotizz che l'allontanamento delle nebulose fosse dovuto all'espansione del cosmo.Egli infatti osserv che la proporzionalit fra distanza e spostamento spettrale (oggi nota come legge di Hubble) eraparte integrante della teoria ed era confermata dai dati di Slipher e di Hubble.Nel 1931 Lematre and oltre e sugger che l'evidente espansione del cosmo necessita di una sua contrazioneandando indietro nel tempo, continuando fino a quando esso non si possa pi contrarre ulteriormente, concentrandotutta la massa dell'universo in un singolo punto, "l'atomo primitivo", prima del quale lo spazio e il tempo nonesistono. In quell'istante, la struttura spazio-temporale doveva ancora comparire.Nel 1929, Hubble pubblic la relazione tra la distanza di una galassia e la sua velocit di allontanamento,formulando quella che oggi conosciuta come la legge di Hubble..

Big Bang 11

Rappresentazione artistica del satellite WMAP,che sta raccogliendo dati per aiutare gli scienziati

nella comprensione del Big Bang.

Durante gli anni trenta furono proposte altre idee (note comecosmologie non standard) per spiegare le osservazioni di Hubble, comead esempio il modello di Milne, l'universo oscillante (ideataoriginariamente da Friedmann, ma supportato da Einstein e da RichardTolman) e l'ipotesi della luce stanca di Fritz Zwicky.[4]

Dopo la seconda guerra mondiale, emersero due differenti teoriecosmologiche:

La prima era la teoria dello stato stazionario di Fred Hoyle, in basealla quale nuova materia doveva essere creata per compensarel'espansione. In questo modello, l'universo approssimativamente lostesso in ogni istante di tempo.

L'altra la teoria del Big Bang di Lematre, supportata e sviluppata da George Gamow, che introdusse il concettodi nucleosintesi e che predisse insieme ai suoi colleghi Ralph Alpher e Robert Herman la radiazione cosmica difondo.

Il termine "Big Bang" fu coniato da Fred Hoyle nel 1949 durante una trasmissione radiofonica, in sensodispregiativo, riferendosi ad essa come "questa idea del Grosso Botto" durante una trasmissione radiofonica dellaBBC Radio del marzo 1949.[5] Successivamente Hoyle diede un valido contributo al tentativo di comprendere ilpercorso nucleare di formazione degli elementi pi pesanti a partire da quelli pi leggeri.Inizialmente la comunit scientifica si divise tra queste due teorie; in seguito, grazie al maggior numero di provesperimentali, fu la seconda teoria ad essere pi accettata. La scoperta e la conferma dell'esistenza della radiazionecosmica di fondo a microonde nel 1964 indicarono chiaramente il Big Bang come la migliore teoria sull'origine esull'evoluzione dell'universo. Le conoscenze in ambito cosmologico includono la comprensione di come le galassiesi siano formate nel contesto del Big Bang, la comprensione della fisica dell'universo negli istanti immediatamentesuccessivi alla sua creazione e la conciliazione delle osservazioni con la teoria di base.Importanti passi avanti nella teoria del Big Bang sono stati fatti dalla fine degli anni novanta a seguito di importantiprogressi nella tecnologia dei telescopi, nonch dall'analisi di un gran numero di dati provenienti da satelliti comeCOBE, il telescopio spaziale Hubble e il WMAP. Questo ha fornito ai cosmologi misure abbastanza precise di moltidei parametri riguardanti il modello del Big Bang e ha permesso di intuire che si sta avendo un'accelerazionedell'espansione dell'universo.

Visione d'insieme

Cronologia del Big Bang

Per approfondire, vedi Cronologia del Big Bang.

L'estrapolazione dell'espansione dell'universo a ritroso nel tempo utilizzando la relativit generale conduce ad una condizione di densit e temperatura talmente elevate numericamente, da tendere all'infinito, tale condizione si mantenuta in un tempo di durata infinitesima, talmente breve da risultare di non facile studio con la fisica attuale. Questa singolarit indica il punto in cui la relativit generale perde validit. Si pu continuare con questa estrapolazione fino al tempo di Planck, che il pi piccolo intervallo di tempo misurabile con le attuali leggi fisiche. La fase iniziale calda e densa denominata "Big Bang"[6] ed considerata la nascita dell'universo. In base alle misure dell'espansione riferite alle supernovae di tipo Ia, alle misure delle fluttuazioni di temperatura nella radiazione cosmica di fondo, e alle misure della funzione di correlazione delle galassie, e gli ultimi e pi attendibili dati forniti dal telescopio-sonda spaziale Planck Surveyor dell'Agenzia Spaziale Europea, l'universo ha un'et calcolata di 13,798 0,037 miliardi di anni. Il risultato di queste quattro misurazioni indipendenti in accordo con il

Big Bang 12

cosiddetto modello CDM.Sulle primissime fasi del Big Bang esistono molte speculazioni. Nei modelli pi comuni, l'universo inizialmente eraomogeneo, isotropo, con una densit energetica estremamente elevata, temperature e pressioni altissime e si stavaespandendo e raffreddando molto rapidamente. All'incirca 1037 secondi dopo l'istante iniziale, una transizione difase caus un'inflazione cosmica, durante la quale l'universo aument le sue dimensioni esponenzialmente. Quando ilprocesso di inflazione si ferm, il cosmo era formato da un plasma di quark e gluoni, oltre a tutte le altre particelleelementari. Le temperature erano cos alte che il moto casuale delle particelle avveniva a velocit relativistiche ecoppie particella-antiparticella di ogni tipo erano continuamente create e distrutte nelle collisioni. Ad un certo istanteuna reazione sconosciuta, chiamata bariogenesi, viol la conservazione del numero barionico, portando ad unaleggera sovrabbondanza dei quark e dei leptoni sugli antiquark e sugli antileptoni (dell'ordine di 1 parte su 30milioni). Questo processo potrebbe spiegare il predominio della materia sull'antimateria nell'universo attuale.L'universo continu ad espandersi e la sua temperatura continu a diminuire, quindi l'energia tipica di ogni particellaand diminuendo. La rottura della simmetria della transizione di fase port le quattro interazioni fondamentali dellafisica e i parametri delle particelle elementari nella loro forma attuale. All'incirca dopo 1011 secondi, il quadrod'insieme diventa meno speculativo, visto che le energie delle particelle diminuiscono fino a valori raggiungibilinegli esperimenti di fisica delle particelle. Arrivati a 106 secondi, quark e gluoni si combinarono per formarebarioni, come protoni e neutroni. La piccola differenza presente nel numero di quark e antiquark port ad unasovrabbondanza dei barioni sugli antibarioni. La temperatura non era pi sufficientemente alta per formare nuovecoppie protoni-antiprotoni (e ugualmente per le coppie di neutroni-antineutroni), perci segu immediatamenteun'annichilazione di massa che lasci soltanto uno ogni 1010 dei protoni e neutroni originali e nessuna delle loroantiparticelle. Un processo simile avvenne al tempo di un secondo per gli elettroni e i positroni. Dopo questi due tipidi annichilazione, i protoni, i neutroni e gli elettroni rimanenti non stavano pi viaggiando a velocit relativistiche ela densit di energia del cosmo era dominata dai fotoni (con un contributo minore dovuto ai neutrini).Qualche minuto dopo l'istante iniziale, quando la temperatura era all'incirca 109 kelvin (ovvero un miliardo di kelvin)e la densit paragonabile a quella dell'aria, i neutroni si combinarono con i protoni, formando i primi nuclei dideuterio e di elio in un processo chiamato nucleosintesi. La maggior parte dei protoni non si combin e rimase sottoforma di nuclei di idrogeno. Quando l'universo si raffredd, il contributo della densit energetica della massa ariposo della materia arriv a dominare gravitazionalmente il contributo della densit di energia associata allaradiazione del fotone. Dopo circa 379000 anni, gli elettroni e i vari nuclei si combinarono formando gli atomi(soprattutto idrogeno); a partire da questo istante, la radiazione si disaccoppi dalla materia e continu a vagarelibera nello spazio. Questa radiazione fossile, che ancora oggi visibile, conosciuta come radiazione cosmica difondo.

Big Bang 13

La camera a campo ultra profondo di Hubblemostra galassie di un'epoca antica, nella quale

l'universo era pi giovane, pi denso e pi caldoin base alla teoria del Big Bang.

In un periodo di tempo molto lungo, le regioni leggermente pi denserispetto alla distribuzione uniforme di materia attrasserogravitazionalmente la materia circostante e crebbero, aumentando laloro densit, formando nubi di gas, stelle, galassie e le altre struttureastronomiche osservabili oggi. I dettagli di questo processo dipendonodalla quantit e dal tipo di materia presente nell'universo. I tre possibilitipi di materia conosciuti sono la materia oscura fredda, la materiaoscura calda e la materia barionica. La miglior misura disponibile(fornita da WMAP) mostra che la forma di materia dominante nelcosmo la materia oscura fredda. Gli altri due tipi formano insiememeno del 18% dell'intera materia dell'universo.

Dallo studio di alcune prove osservative, come le supernovae di tipo Iae la radiazione cosmica di fondo, gli astrofisici ritengono cheattualmente l'universo sia dominato da una misteriosa forma di energia,conosciuta come energia oscura, la quale apparentemente permea tutto

lo spazio. Le osservazioni suggeriscono che circa il 72% di tutta la densit d'energia dell'universo attuale sia sottoquesta forma. Quando il cosmo era pi giovane, era permeato in ugual modo dall'energia oscura, ma la forza digravit aveva il sopravvento e rallentava l'espansione, in quanto era presente meno spazio ed i vari oggettiastronomici erano pi vicini tra loro. Dopo alcuni miliardi di anni, la crescente abbondanza dell'energia oscura causun'accelerazione dell'espansione dell'universo. L'energia oscura, nella sua forma pi semplice, prende la forma dellacostante cosmologica nelle equazioni di campo di Einstein della relativit generale, ma la sua composizione e il suomeccanismo sono sconosciuti e, pi in generale, i particolari della sua equazione di stato e le relazioni con il ModelloStandard della fisica delle particelle continuano ad essere studiati sia tramite osservazioni, sia dal punto di vistateorico.

Tutta l'evoluzione cosmica successiva all'epoca inflazionaria pu essere descritta rigorosamente dal modello CDM,il quale utilizza le strutture indipendenti della meccanica quantistica e della relativit generale. Come descritto inprecedenza, non esiste ancora un modello ben supportato che descriva i fenomeni precedenti a 1015 secondi. Perpoter risalire a tali periodi di tempo necessaria una nuova teoria unificata, definita gravit quantistica. Lacomprensione dei primissimi istanti della storia dell'universo attualmente uno dei pi grandi problemi irrisolti dellafisica.

Ipotesi fondamentaliLa teoria del Big Bang si basa su due ipotesi fondamentali: l'universalit delle leggi della fisica e il principiocosmologico (il quale afferma che, su larga scala, l'universo omogeneo e isotropo).Queste idee erano inizialmente considerate dei postulati, ma attualmente si sta provando a verificare ciascuna delledue. Per esempio, la prima ipotesi stata verificata da osservazioni che mostrano che la pi ampia discrepanzapossibile del valore della costante di struttura fine nel corso della storia dell'universo nell'ordine di 105. Inoltre, larelativit generale ha superato test severi sulla scala del sistema solare e delle stelle binarie, mentre estrapolazioni suscale cosmologiche sono state convalidate da successi empirici di vari aspetti della teoria del Big Bang.[7]

Se il cosmo su larga scala appare isotropo dal punto di osservazione della Terra, il principio cosmologico pu esserericavato dal pi semplice principio copernicano, il quale afferma che non presente alcun osservatore privilegiatonell'universo. A questo rispetto, il principio cosmologico stato confermato con un'incertezza di 105 attraverso leosservazioni della radiazione cosmica di fondo.[8] L'universo risultato essere omogeneo su larga scala entro unordine di grandezza del 10%.

Big Bang 14

Metrica FLRW

Per approfondire, vedi Metrica di Friedmann - Lematre - Robertson - Walker e Espansione metrica dello spazio.

La relativit generale descrive lo spaziotempo attraverso una metrica, che determina le distanze che separano i puntivicini. Gli stessi punti (che possono essere galassie, stelle o altri oggetti) sono specificati usando una carta o "griglia"che posizionata al di sopra dello spaziotempo. Il principio cosmologico implica che la metrica dovrebbe essereomogenea e isotropa su larga scala, il che individua univocamente la metrica di Friedmann - Lematre - Robertson -Walker (metrica FLRW). Questa metrica contiene un fattore di scala, che descrive come la dimensione dell'universocambia con il tempo. Questo consente di definire un opportuno sistema di coordinate, chiamate coordinatecomoventi. Adottando questo sistema di coordinate, la griglia si espande assieme all'universo e gli oggetti che sistanno muovendo solo a causa dell'espansione dell'universo rimangono in punti fissi della griglia. Mentre le lorocoordinate comoventi rimangono costanti, le distanze fisiche tra due punti comoventi si espandonoproporzionalmente al fattore di scala dell'universo.Il Big Bang non stata un'esplosione di materia che si muove verso l'esterno per riempire un universo vuoto. invece lo spazio stesso che si espande con il tempo dappertutto e aumenta la distanza fisica tra due punti comoventi.Poich la metrica FLRW assume una distribuzione uniforme della massa e dell'energia, applicabile al nostrouniverso solo su larga scala, in quanto le concentrazioni locali di materia, come la nostra galassia, sono legategravitazionalmente e come tali non possono risentire dell'espansione su larga scala dello spazio.

Orizzonti

Per approfondire, vedi Orizzonte cosmologico.

Un'importante caratteristica dello spaziotempo del Big Bang la presenza di un orizzonte cosmologico. Poichl'universo ha un'et finita e la luce viaggia ad una velocit finita, possono esservi degli eventi accaduti nel passato lacui luce non ha avuto sufficiente tempo per raggiungere la Terra. Ci comporta un limite o un orizzonte nel passatosugli eventi pi distanti che possono essere osservati. Al contrario, poich lo spazio si sta espandendo e gli oggettipi distanti si stanno allontanando sempre pi velocemente, la luce emessa oggi da un punto sulla Terra potrebbe nonessere mai ricevuta dagli oggetti pi lontani. Questo definisce un orizzonte nel futuro, che limita gli eventi futuri chepossiamo influenzare. La presenza di entrambi i tipi di orizzonte dipende dai dettagli del modello FLRW chedescrive il nostro universo. La nostra comprensione dell'universo nei suoi primissimi istanti suggerisce che c' unorizzonte nel passato, anche se in pratica la nostra visione limitata anche a causa dell'"opacit" dell'universo neiprimi istanti. Perci la nostra visione non pu estendersi nel passato oltre circa 380000 anni dal Big Bang, benchl'orizzonte passato si sposti gradualmente verso punti sempre pi remoti nello spazio. Se l'espansione dell'universocontinua ad accelerare, ci sar anche un orizzonte del futuro.

Prove osservativeLe prove osservative principali e pi dirette della teoria del Big Bang sono: l'espansione secondo la legge di Hubble, che si pu osservare nel redshift delle galassie; le misure dettagliate della radiazione cosmica di fondo; l'abbondanza degli elementi leggeri.Questi sono talvolta chiamati i tre pilastri della teoria del Big Bang. Altri tipi di prove supportano il quadrod'insieme, come ad esempio molte propriet della struttura a grande scala dell'universo, che sono previste a causadella crescita gravitazionale della struttura nella teoria standard del Big Bang.

Big Bang 15

La legge di Hubble e l'espansione dello spazio

Per approfondire, vedi Legge di Hubble e Espansione metrica dello spazio.

Una rappresentazione grafica dell'espansione dell'universo, in cui duedimensioni spaziali non sono rappresentate. Le sezioni circolari della

figura rappresentano le configurazioni spaziali in ogni istante deltempo cosmologico. La variazione di curvatura rappresenta

l'accelerazione dell'espansione, iniziata a met dell'espansione etuttora in corso. L'epoca inflazionaria contraddistinta dalla

rapidissima espansione della dimensione spaziale sulla sinistra. Larappresentazione della radiazione cosmica di fondo come una

superficie, e non come un cerchio, un aspetto grafico privo disignificato fisico. Analogamente in questo diagramma le stelledovrebbero essere rappresentate come linee e non come punti.

Le osservazioni delle galassie e dei quasar mostranoche questi oggetti presentano il fenomeno del redshift,vale a dire che la loro luce emessa spostata versolunghezze d'onda maggiori. Questo fenomeno puessere osservato prendendo in esame lo spettro dellefrequenze di un oggetto e confrontandolo con ilmodello spettroscopico delle linee di emissione o dellelinee di assorbimento, che corrisponde agli atomi deglielementi chimici che interagiscono con la luce. Questiredshift sono omogenei, isotropi e distribuitiuniformemente tra gli oggetti osservati in tutte ledirezioni. Per alcune galassie possibile calcolare laloro distanza dalla Terra attraverso la scala delledistanze cosmiche. Quando le velocit diallontanamento vengono confrontate con questedistanze, viene riscontrata una relazione lineare, notacome legge di Hubble:

dove: v la velocit di allontanamento di una galassia (o

di un qualsiasi oggetto lontano dalla Terra) D la distanza propria comovente dell'oggetto H0 la costante di Hubble, che risulta essere (70,1 1,3) km/s/Mpc (dai rilevamenti del satellite WMAP).La legge di Hubble ha due possibili spiegazioni: o la Terra al centro di una espansione delle galassie, che insostenibile per via del principio copernicano, o l'universo si sta espandendo uniformemente dappertutto. Questaespansione prevista dalla relativit generale nella formulazione di Alexander Friedman nel 1922 e da GeorgesLematre nel 1927, molto prima che Hubble facesse le sue analisi e osservazioni nel 1929 e rimane il fondamentodella teoria del Big Bang cos come stata sviluppata da Friedmann, Lematre, Robertson e Walker.

La teoria richiede che la relazione sia mantenuta in ogni arco di tempo, dove D la distanza propria,. Le quantit v, H e D variano mentre l'universo si espande (perci si indica con la costante di

Hubble nella nostra epoca astronomica). Per distanze molto inferiori alla grandezza dell'universo osservabile, ilredshift dovuto alla legge di Hubble pu essere interpretato come un effetto Doppler, e quindi pu essere calcolata lavelocit di allontanamento . Tuttavia, il redshift non un vero e proprio effetto Doppler, bens il risultatodell'espansione dell'universo tra l'attimo in cui un fascio di luce stato emesso e il momento in cui stato ricevuto.Che lo spazio sia in una fase di espansione metrica evidenziato dalle prove di osservazione diretta del principiocosmologico e del principio di Copernico, che insieme alla legge di Hubble non hanno altra spiegazione. I redshiftastronomici sono estremamente isotropi e omogenei, confermando il principio cosmologico, il quale afferma chel'universo appare uguale in tutte le direzioni. Se gli spostamenti verso il rosso fossero il risultato di un'esplosione daun punto distante da noi, questi non sarebbero cos simili lungo le diverse direzioni.Le misure degli effetti della radiazione cosmica di fondo nelle dinamiche dei sistemi astrofisici distanti effettuate nel 2000 hanno confermato il principio di Copernico, cio che la Terra non in una posizione centrale su scala

Big Bang 16

cosmica.[9] La radiazione proveniente dal Big Bang era sicuramente pi calda nelle prime epoche in tutto l'universo.Il raffreddamento uniforme della radiazione cosmica di fondo attraverso miliardi di anni spiegabile solo sel'universo sta subendo un'espansione metrica ed esclude la possibilit che siamo nell'unico centro dell'esplosione.

Radiazione cosmica di fondo

Per approfondire, vedi Radiazione cosmica di fondo.

Evoluzione dello studio sulla radiazione cosmica di fondo; la fascia orizzontaleal centro delle varie immagini dovuta all'emissione della nostra galassia, che

nelle osservazioni si somma alla radiazione di fondo.

Nei giorni successivi al Big Bang, l'universoera in una condizione di equilibriotermodinamico, con fotoni che eranocontinuamente emessi ed assorbiti, dando allaradiazione una forma simile allo spettro di uncorpo nero. Mentre si espandeva, l'universo siraffreddava fino a raggiungere una temperaturache non permetteva pi la creazione e ladistruzione dei fotoni. La temperatura era perancora sufficientemente alta da non consentireche gli elettroni si legassero con i nuclei performare atomi ed i fotoni erano costantementeriflessi da questi elettroni liberi attraverso unprocesso chiamato scattering Thomson. Acausa di questo ripetuto scattering, l'universoera inizialmente "opaco".

Quando la temperatura scese a qualchemigliaio di kelvin, gli elettroni liberi e i nuclei cominciarono a combinarsi tra loro per formare gli atomi, un processoconosciuto come ricombinazione. Poich la diffusione dei fotoni meno frequente da atomi neutri, la radiazione sidisaccoppi dalla materia quando tutti gli elettroni si ricombinarono (all'incirca 379000 anni dopo il Big Bang).Questi fotoni formano la radiazione cosmica di fondo, che possibile rilevare oggi e il modello osservato dellefluttuazioni di tale radiazione fornisce un'immagine del nostro universo in quell'epoca iniziale. L'energia dei fotoni fusuccessivamente spostata verso il rosso dall'espansione dell'universo, il che conserv lo spettro di corpo nero, macaus l'abbassamento della sua temperatura, spostando i fotoni nella regione delle microonde all'interno dello spettroelettromagnetico. Si ritiene che sia possibile osservare la radiazione in ogni punto dell'universo e che essa provengada tutte le direzioni con (all'incirca) la stessa intensit.

Nel 1964 Arno Penzias e Robert Wilson scoprirono casualmente la radiazione cosmica di fondo, mentreconducevano osservazioni diagnostiche usando un nuovo ricevitore di microonde (di propriet dei BellLaboratories). La loro scoperta forn la sostanziale conferma delle previsioni sulla radiazione (essa era isotropica econfrontabile con uno spettro di corpo nero con una temperatura di circa 3 K) e permise di avere una valida prova afavore dell'ipotesi del Big Bang. Penzias e Wilson ricevettero il premio Nobel per la fisica nel 1978 grazie a questascoperta.Nel 1989 la NASA lanci il satellite COBE (acronimo di COsmic Background Explorer) e le prime conclusioni, fornite nel 1990, erano consistenti con le previsioni della teoria del Big Bang per quanto riguarda la radiazione cosmica di fondo. COBE trov una temperatura residua di 2,726 K e nel 1992 individu per la prima volta le fluttuazioni (anisotropie) della radiazione, con un'incertezza di una parte su 105. John C. Mather e George Smoot ricevettero il premio Nobel nel 2006 per questo lavoro. Durante il decennio successivo, queste anisotropie furono studiate ulteriormente da un gran numero di esperimenti (sia a terra, sia attraverso palloni sonda). Nel 2000-2001

Big Bang 17

molti esperimenti (tra cui il pi importante fu BOOMERanG), misurando la larghezza angolare tipica delleanisotropie, trovarono che l'universo ha una geometria quasi piatta.All'inizio del 2003, furono pubblicati i primi risultati del satellite WMAP, ottenendo quelli che erano al tempo i piaccurati valori di alcuni parametri cosmologici. Il satellite inoltre escluse numerosi modelli inflazionari, bench irisultati fossero in generale coerenti con la teoria dell'inflazione e conferm che un mare di neutrini cosmici permeal'universo, una prova evidente che le prime stelle impiegarono pi di mezzo miliardo di anni per creare una nebbiacosmica. Un altro satellite simile a WMAP, il Planck Surveyor, che stato lanciato il 14 maggio 2009, fornirmisure ancora pi precise sull'anisotropia della radiazione di fondo. Sono previsti inoltre esperimenti a terra e conpalloni sonda.Wikipedia:Uso delle fontiLa radiazione di fondo incredibilmente omogenea e questo present un problema nei modelli di espansioneconvenzionali, perch ci avrebbe implicato che i fotoni provenienti da direzioni opposte siano venuti da regioni chenon sono mai state in contatto le une con le altre. La spiegazione oggi prevalente per questo equilibrio su vasta scala che l'universo abbia avuto un breve periodo con una espansione esponenziale, conosciuta come inflazione. Questoavrebbe avuto l'effetto di allontanare regioni che erano in equilibrio termodinamico, cosicch tutto l'universoosservabile proviene da una regione con lo stesso equilibrio.

Abbondanza degli elementi primordiali

Per approfondire, vedi Nucleosintesi.

Le varie reazioni di nucleosintesi che hanno portato alla formazione deglielementi leggeri

A partire dal modello del Big Bang, possibilecalcolare la concentrazione di elio-4, elio-3,deuterio e litio-7 nell'universo in rapporto allapresenza totale di idrogeno ordinario. Tutte leloro abbondanze derivano da un singoloparametro, il rapporto tra fotoni e barioni, chepu essere calcolato indipendentemente dallastruttura dettagliata delle fluttuazioni dellaradiazione di fondo. I rapporti delle masseprevisti sono circa 0,25 per elio-4 rispetto a

idrogeno, circa 103 per il deuterio rispetto all'idrogeno, circa 104 per elio-3 rispetto ad idrogeno e circa 109 perlitio-7 rispetto all'idrogeno.

Le misure delle abbondanze primordiali di tutti e quattro gli isotopi elencati sopra sono in accordo con un unicovalore del rapporto barione-fotone. Il valore per il deuterio altamente coerente, vicino ma leggermente discrepanteper elio-4 e discordante di un fattore 2 per litio-7; negli ultimi due casi la discordanza dei valori causata da errorisistematici. La coerenza di questi dati con quelli previsti dalla teoria della nucleosintesi una prova a favore dellateoria del Big Bang. Finora l'unica teoria conosciuta che riesca a spiegare l'abbondanza relativa degli elementileggeri, in quanto impossibile che il Big Bang possa aver prodotto pi del 2030% di elio. Infatti non vi alcunmotivo evidente al di fuori del Big Bang per cui il "giovane" universo (vale a dire prima della formazione dellestelle, secondo quanto stabilito dallo studio della materia presumibilmente libera dai prodotti della nucleosintesistellare) dovesse avere pi elio che deuterio o pi deuterio di He.

Big Bang 18

Evoluzione e distribuzione galattica

Per approfondire, vedi Struttura a grande scala dell'universo e Formazione ed evoluzione galattica.

Una panoramica del cielo nell'infrarosso vicino rivela la distribuzione delle galassie oltrela Via Lattea. L'immagine deriva dal catalogo 2MASS, che comprende oltre 1,5 milioni digalassie, e dal Point Source Catalog (PSC), che comprende mezzo miliardo di stelle dellaVia Lattea. Le galassie sono colorate a seconda del loro spostamento verso il rosso (z): leblu sono le pi vicine (z < 0,01), le verdi sono quelle ad una distanza media (0,01 < z (http:/ / www. pd. astro. it/ othersites/ venere/ ESO/ d10. htm)[9] Flammarion, (Nicolas) Camille (18421925) (http:/ / www. daviddarling. info/ encyclopedia/ F/ Flammarion. html) The Internet

Encyclopedia of Science[10] " Anticipating an RNA world. Some past speculations on the origin of life: where are they today? (http:/ / www. fasebj. org/ cgi/ reprint/ 7/

1/ 238. pdf)" di L. E. Orgel e F. H. C. Crick in FASEB J., (1993) Volume 7, pagine 238-239.[11] The Shapley - Curtis Debate in 1920 (http:/ / apod. nasa. gov/ debate/ debate20. html)[12] Eric Jones, "Where is everybody?", An account of Fermi's question" (http:/ / www. fas. org/ sgp/ othergov/ doe/ lanl/ la-10311-ms. pdf), Los

Alamos Technical report LA-10311-MS, Marzo, 1985.

BibliografiaTesti citati Tito Lucrezio Caro, Della natura delle cose (De rerum natura, c. 70 a.C.; testo originale - traduzione italiana su

Wikisource) Dante Alighieri, Divina Commedia - Paradiso, primi del XIV secolo (testo originale su Wikisource) Nicola Cusano, La dotta ignoranza (De docta ignorantia, 1440; traduzione inglese (http:/ / jasper-hopkins. info/

Apologia12-2000. pdf)) Bernard le Bovier de Fontenelle, Conversazioni sulla pluralit dei mondi (Entretiens sur la pluralit des mondes,

1686; testo originale su Wikisource - estratto (http:/ / www. astrofilitrentini. it/ mat/ testi/ fontenel. html) tradotto) Camille Flammarion, La pluralit dei mondi abitati (La pluralit des mondes habits, 1862; testo originale (http:/

/ gallica. bnf. fr/ ark:/ 12148/ bpt6k246240)). Prima edizione italiana: La pluralit dei mondi abitati, Milano:Carlo Simonetti, 1880

Fonti critiche utilizzate Angelo Adamo, La vita su altri mondi nella storia del pensiero (http:/ / www. torinoscienza. it/ dossier/

la_vita_su_altri_mondi_nella_storia_del_pensiero_2575) in La vita nell'Universo, Provincia di Torino,TorinoScienza.it, 30 marzo 2002. URL consultato il 19 novembre 2011.

Giuseppe Tanzella-Nitti, Pluralit dei mondi e teologia (http:/ / www. disf. org/ Editoriali/ Editoriale0710. asp),ottobre 2007. URL consultato il 2/11/2011.

Approfondimenti Giordano Bruno, De immenso et innumerabilibus, seu de universo et mundis, in Opera latine conscripta, a cura di

F. Fiorentino, vol. I,2, Neapoli 1884, pp.30116. Ernst Benz, Kosmische Bruderschaft. Die Pluralitt der Welten. Zur Ideengeschichte des Ufo-Glaubens, Aurum

Verlag, 1978. ISBN 3591080616. (intitolato in seguito "Auerirdische Welten. Von Kopernikus zu den Ufos") Michael J. Crowe, The extraterrestrial life debate, antiquity to 1915: a source book, University of Notre Dame

Press, 2008. ISBN 0268023689, ISBN 9780268023683. Michael J. Crowe, The Extraterrestrial Life Debate, 17501900 (http:/ / books. google. it/

books?id=J4TZPlihVUoC), Courier Dover Publications, 1999. ISBN 0-486-40675-X. Antonella Del Prete, Universo infinito e pluralit dei mondi. Teorie cosmologiche in et moderna, Il pensiero e la

storia, n.39, La Citt del Sole, 1998. ISBN 8886521812, ISBN 9788886521819.

Pluralit dei mondi 41

Steven J. Dick, Plurality of worlds: the origins of the extraterrestrial life debate from Democritus to Kant, CUPArchive, 1984. ISBN 0521319854, ISBN 9780521319850.

Steven J. Dick, Extraterrestrial Life and our World View at the Turn of the Millennium (http:/ / www. sil. si. edu/silpublications/ dibner-library-lectures/ extraterrestrial-life/ ETcopy-KR. htm), Dibner Library Lecture,Smithsonian Institution Libraries, 2 maggio 2000. URL consultato il 2/11/2011.

A. Koyr, Dal mondo chiuso alluniverso infinito, Milano: Feltrinelli 1984 E. Grant, Much Ado about Nothing. Theories of space and vacuum from the Middle Ages to the Scientific

Revolution, Cambridge University Press 1981 David K. Lewis, On the Plurality of Worlds, Blackwell, Oxford 1986. ISBN 0-631-22496-3 (EN) Robert Markley, Mars in Science Fiction 1880-1913 (http:/ / books. google. it/ books?id=loalUL6vakoC&

pg=PA115) in Dying planet: Mars in science and the imagination, Duke University Press, 2005. ISBN0822336383, ISBN 9780822336389.

Voci correlate Extraterrestre Extraterrestri nella fantascienza (analisi del motivo nella cultura popolare) Infinito (filosofia) Molteplicit Mondo (filosofia) Pluralismo (filosofia) Storia dell'astronomia

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Collegamenti esterni La vita su altri mondi nella storia del pensiero (http:/ / www. torinoscienza. it/ dossier/

la_vita_su_altri_mondi_nella_storia_del_pensiero_2575) su Torinoscienza.it Giordano Bruno e la pluralit dei mondi abitati (http:/ / www. edicolaweb. net/ nonsoloufo/ nufo002i. htm)

(Edicolaweb) Teilhard e lipotesi di altri mondi abitati (http:/ / www. biosferanoosfera. it/ uploads/ files/

e80e78ff51b3f63ca517a143fee8e10ff87dcddd. pdf) di F. MantovaniTesti Giordano Bruno, Selezione di testi sulla pluralit dei mondi (http:/ / www. disf. org/ Documentazione/ 129. asp)

(DISF) Prefazione a Dialoghi sulla pluralit dei mondi (1686) (http:/ / www. disf. org/ Documentazione/ 130. asp) di

Bernard de Fontenelle (DISF) Estratto da Conversazioni sulla pluralit dei mondi (1686) (http:/ / www. astrofilitrentini. it/ mat/ testi/ fontenel.

html) di Bernard de Fontenelle

Pluralit dei mondi 42

Vita extraterrestre

Eventi e oggetti: ALH 84001 Meteorite Murchinson Sorgente radio SHGb02+14a Meteorite Shergotty Segnale Wow!

Sistema solare: Europa Marte Titano Encelado

Corpi extrasolari: Simili alla Terra Gliese 581 c Gliese 581 d Gliese 581 e Gliese 581 g

Comunicazione: Allen Telescope Array Radiotelescopio di Arecibo Sonda di Bracewell Missione spazialeDarwin Lincos Messaggio di Arecibo Placca dei Pioneer Progetto Ciclopi ProgettoOzma Progetto Phoenix SERENDIP SETI SETI@home SETI attivo Comunicazioneinterstellare

Voci correlate: Abitabilit planetaria Acqua liquida extraterrestre Biochimiche ipotetiche Biofirma Esobiologia Esoecologia Noogenesi Pedomicrobium Protezione planetaria Scala di SanMarino Ultima legge di Shermer Silencium universi Zona abitabile

Teorie: Pluralit dei mondi Equazione di Drake Paradosso di Fermi Grande Filtro Scala diKardav Principio di mediocrit Neocatastrofismo Panspermia Ipotesi della rarit dellaTerra Quoziente di senzienza Ipotesi dello zoo

Missioni: Mars Sample Return Mars Astrobiology Explorer-Cacher Europa Jupiter System Mission

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Fonti e autori delle voci 43

Fonti e autori delle vociMultiverso Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?oldid=64922877 Autori: Aacugna, Airon90, Al Pereira, Albysanta, Arodichevski, Ary29, Balduxnet, Berto, BulsaraF, Bylly, DanielePugliesi, Dejudicibus, Drow, Eumolpo, Fabiano spiga, Gb master, Giancarlo Rossi, GrammaticaViolenta, GraySharky, Grigio60, Hellis, Iovirgiliob, Kal-El, Leonardo Pellone, Marcok, Marcol-it,MarioCGR, Massimiliano Panu, Mauro.faldi, Minky00, Moroboshi, Nick84, No2, Non ho idea di come chiamarmi, Patafisik, PersOnLine, Phantomas, Pifoyde, Plink, Pracchia-78, Tepes,Valerio79, ValterVB, Veneziano, Vipera, Wiwi1, X-Dark, ^musaz, 99 Modifiche anonime

Big Bang Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?oldid=64931041 Autori: .snoopy., A7N8X, Aby99, Alexmar983, Alexsergio, Alfio, Antiedipo, Ary29, Avesan, Basilicofresco, Blakwolf,Blatta, Buggia, Calabash, Candalua, Cantor26, Cecrops, Codas, Cog, Corniabi, CristianCantoro, DaniDF1995, Daniele Pugliesi, Dark, DarkAp, Darth Kule, Demostene119, Dg, Dr Zimbu, Drow,Er Cicero, Erinaceus, Erococo, Eumolpo, Fontema, FrAnCiS, Francesco Gennaio, Franco3450, Frazzone, Frieda, Furtig, Gac, Garik83, Gaux, Gerrymax, Giacomo Seics, Gianluigi, Giovide,Giuse93, Govoch, Guarracino, Guidomac, Guybrush Threepwood, Hashar, Helios, Hellis, Hellord, Henrykus, Ignisdelavega, Iron Bishop, Johnlong, K92, Kal-El, Kasper2006, Klaudio,Laboratorio.Ricerche.Evolutive, Laurentius, Lenore, Leonard Vertighel, Luisa, Luke18389, Lukius, M7, MapiVanPelt, Marcel Bergeret, Marco Matassa, Marcok, Marius, Maurice Carbonaro,Megalexandros, Moongateclimber, Moroboshi, Mr Wolf 80, Nyo, Oksis, Olando, Orso della campagna, Orsotorinese, Osk, Oskar '95, Paginazero, Paky, Paolino82, Paperoastro, Paulatz,Pequod76, Petrik Schleck, Phantomas, Piero, Pinea, Pracchia-78, Razzabarese, Renato Caniatti, Restu20, Ripepette, Robert Frobisher, Roberto1974, Sailor-Sun, Salvatore Ingala, Sandrobt,Sbisolo, Scriban, Senpai, Shaka, Shanna80, Shivanarayana, Sir marek, Snow Blizzard, Starmaker, Stefania75, Suisui, SuperSecret, Superfranz83, Supernino, Superzen, SupremoAssoluto,Taueres, Template namespace initialisation script, The Polish, Theridel, Ticket 2010081310004741, Turgon, Umberto s, Unriccio, Vale maio, Walty1971, Webkid, Whatnwas, X-Dark, Ylebru,Ysogo, 243 Modifiche anonime

Dimensione parallela Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?oldid=64794458 Autori: Alfio, Andrea pongiluppi, Antostudio, Aplasia, Berto, Cog, DaniDF1995, Discanto, Dr Zimbu, Drow,Elwood, Enoch, Eumolpo, Fabiopao, Frankesko, Gerrymax, Gianmarco Guagnolli, Gspinoza, Guidomac, Helios, Hellis, Hill, HypnoDisk, IlCapo, Iovirgiliob, JadenYuky, Joe123, Johnlong,Kal-El, Kar.ma, Kasper2006, Limonaia, Lorenzo scuteri, Lpiz corrector, Makenor13, MapiVanPelt, Marcok, Massimiliano Panu, Mauro Tozzi, Michele-sama, Mr68000, No2, Nubifer,Orionethe, Outer root, Patafisik, Pracchia-78, R.Paura, Rangolmaarn, Rojelio, Sciupa, Shazam, Superchilum, Ticket 2010081310004741, Trixt, Willpayton, Wiwi1, X-Dark, 136 Modificheanonime

Pluralit dei mondi Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?oldid=64053790 Autori: Cliophilus, Eumolpo, Harlock81, Marcok, Mauro Tozzi, Ontoraul, Pava, 1 Modifiche anonime

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(Original text : en:User:Gnixon)File:WMAP2.jpg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:WMAP2.jpg Licenza: Public Domain Autori: TempshillFile:Hubble ultra deep field high rez edit1.jpg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:Hubble_ultra_deep_field_high_rez_edit1.jpg Licenza: Public domain Autori: NASA andthe European Space Agency. Edited by Noodle snacksFile:Linea temporale della radiazione di fondo.png Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:Linea_temporale_della_radiazione_di_fondo.png Licenza: Public Domain Autori:CMB_Timeline75.jpg: created by NASA derivative work: Vale maio (talk)File:BigBangNoise.jpg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:BigBangNoise.jpg Licenza: Public Domain Autori: NASAFile:Primordial nucleosynthesis.svg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:Primordial_nucleosynthesis.svg Licenza: Public Domain Autori: Lokal_ProfilFile:2MASS LSS chart-NEW Nasa it.png Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:2MASS_LSS_chart-NEW_Nasa_it.png Licenza: Public Domain Autori: HeNRyKusFile:End of universe.jpg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:End_of_universe.jpg Licenza: Public Domain Autori: Dgies, Maksim, Olaf Davis, Shyam, 4 Modifiche anonimeFile:Cosmological composition.jpg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:Cosmological_composition.jpg Licenza: Public Domain Autori: Denniss, Newone, Rogilbert, Ruslik0,1 Modifiche anonimeFile:Wikiquote-logo.svg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:Wikiquote-logo.svg Licenza: Public Domain Autori: -xfi-, Dbc334, Doodledoo, Elian, Guillom, Jeffq, Krinkle,Maderibeyza, Majorly, Nishkid64, RedCoat, Rei-artur, Rocket000, 11 Modifiche anonimeFile:Commons-logo.svg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:Commons-logo.svg Licenza: logo Autori: SVG version was created by User:Grunt and cleaned up by 3247, basedon the earlier PNG version, created by Reidab.Immagine:Wikinews-logo.svg Fonte: http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=File:Wikinews-logo.svg Licenza: logo Autori: Vectorized by Simon 01:05, 2 August 2006 (UTC) Updated byTime3000 17 April 2007 to use official Wikinews colours and appear correctly on dark backgrounds. 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